hotchpotch/wikipedia-multilingual-ir-pairs huggingface dataset:
大阪市立東洋陶磁美術館 安宅コレクションと開館までの経緯
英一は社業の傍ら東洋陶磁のコレクション形成に心血を注ぎ、他のコレクターの名品も次々と安宅コレクションに加えていった。その総額は二十数年間で七十数億円にも上る。そのため特に初期には、世間から金にあかせて買いまくっているという批判も強かったが、実際には異なる。あくまで会社のコレクションのため、購入には月々の購入限度額が決まっており、会社の了解を取らねばならなかった。名品が出てきた時には資金を1年先、2年先まで先食いしていたのが実際の所で、これが改善されたのは会社の景気が良くなった昭和40年代後半頃だという。
しかし安宅産業は第一次石油危機が原因でカナダで推進していた製油所プロジェクトが失敗したことで巨額損失を被り、1975年（昭和50年）に経営危機が発覚。主力銀行の住友銀行（住銀、現：三井住友銀行）などによる解体再編の末、1977年（昭和52年）10月1日に伊藤忠商事に吸収合併された。
大阪市立東洋陶磁美術館 安宅コレクションと開館までの経緯
伊藤忠商事が引き受けなかった安宅産業の残存財産のうち、2000億円余りは住銀を含め取引16行が合併前日に一斉償却した。また残る約3000億円に関しては、合併に先立って受け皿会社の「エーシー産業」を1977年4月に設立。この折に鑑定評価額が当時で152億円にもなった約1000点の東洋陶磁コレクションも、ひとまず同社が引き継いだ。なお速水御舟の作品106点は、合併の前年9月に、一括して山種美術館を運営する山種美術財団に購入してもらっている。この東洋陶磁コレクションの帰趨については、文化庁をはじめとする関係各方面から、貴重で体系的なコレクションを散逸させることなく、保存に善処を望む要望が数多く寄せられていた。
そうした要望を踏まえ、1980年（昭和55年）3月に住銀頭取だった磯田一郎は、公共機関に寄托することが最もふさわしいと判断、大阪市への寄贈を決めた。また市の負担を回避するために、住銀を中心とした住友グループ21社の協力の下、1982年（昭和57年）3月までの2年間に、総額152億円を市の文化振興基金に寄付。市はその寄付金で965件、約1000点のコレクションを買い取ることにした。またコレクションを収蔵・展示するため、市は中之島公園内に美術館の建設を決定するが、その建築資金18億円は、基金への寄付金の積み立てに伴う運用利息で賄った。
大阪市立東洋陶磁美術館 安宅コレクションと開館までの経緯
英一の側近の伊藤郁太郎（初代館長）は『美の猟犬 安宅コレクション余聞』で、詳しい経緯を回想している。伊藤によると、英一は経営危機でコレクションへの発言権を失っていく最中に、「会社のためなら、安宅コレクション一切を投げ出してもよいのですよ。それで会社が救われさえすれば…」と漏らしていたという。また、美術館開館後に訪れた英一に、伊藤が「あれほど一生懸命お集めになったコレクションが、人出に渡ってしまって、さぞお口惜しいことでしょう。お気落としになっておられるでしょうね、と慰めて下さる方が多いです。」と言うと、英一は「コレクションは、誰が持っていても同じでしょう」と答え、コレクションがどのような結末を迎えようが、コレクションとして続く限りその価値は変わらないという、英一のコレクターとしての境地を示している。
寄贈された安宅コレクションは965件で、その内訳は以下の通りであった。
朝鮮陶磁は数も多い上に作風も多様で、今日成し得るコレクションとしては歴史的変遷、陶芸技法による分類の上でもほぼ完全で、私的なコレクションとしては世界第一と言ってよい。一方、中国陶磁については名品主義的で質は極めて高いが、清代陶磁が1点もないなど陶磁史的には不完全である。また、展示公開は厳選主義で行っているため、安宅コレクションは名品ばかりと思われている面もあるが、実際にはあまり人に見せたくない作品も混じっているという。
1982年（昭和57年）に美術館の開館した後も、さらに複数のコレクターからの寄贈を受け、特に1999年（平成11年）には在日韓国人実業家李秉昌からの寄贈で、多くの朝鮮陶磁の名品が所蔵された。
1986年（昭和61年）5月11日には、第37回全国植樹祭に出席するために大阪入りした昭和天皇が、美術館に行幸している。
大阪市立東洋陶磁美術館 主な収蔵品
以上のうち、「青花牡丹唐草文盤」以外は安宅コレクション。
大阪城天守閣
大阪城天守閣（おおさかじょうてんしゅかく）は、大阪市中央区の大阪城公園・大阪城の天守内部にある博物館。天守は国の登録有形文化財である。
大阪城天守閣 歴史
1925年（大正15年）3月15日から4月30日まで大大阪記念博覧会が行われた。会場は2か所で第1会場は本館などがあった天王寺区の天王寺公園で、第2会場が大阪城本丸の天守台上に建てられた豊公館であった。豊公館では豊臣秀吉の遺品などの展示が行われ、約70万人が訪れて大盛況となった。この豊公館の人気を見た後藤新平が天守の再建を口にし、大阪市長の關一がそれを耳にして天守の再建を決意したとされている。
關市長は昭和天皇即位の大礼の記念事業として天守の再建と大阪城公園の設置を議会に提案し、大阪市会の承認を得て、大阪城の紀州御殿に司令部を置く陸軍第4師団と協議し、第4師団の新たな司令部を大阪城内に大阪市が建ててくれるならばと了承した。軍部は公園に大勢の市民が自由に出入りすることに抵抗もあったと言われている。
さっそく大阪市は市民から寄付を募り、住友財閥の住友友成からの25万円の寄付など多くの市民からの協力を得て最終的に150万円が集まった。当時の受付は78,250余口で150万円集まった。天守はこのうちの47万円をもって再建が行われることとなった。現在の天守復興は全て市民の寄付だった。新たな第4師団司令部（現・MIRAIZA OSAKA-JO（ミライザ大阪城））の建築費は80万円、本丸・山里丸・二の丸の一部の大阪城公園可整備費に23万円が使われている。
大阪城天守閣 歴史
天守閣改修の前には事前調査が行われている。総重量は11,000トンで石垣に負担がかからないよう建設の構想が練られた。調査では現在見ることができない天守閣内側も調査されており、石垣の構造、水はけのよい地盤で赤色粘土質などが判明している。
こうして、市民の寄付金により1931年（昭和6年）10月に鉄骨鉄筋コンクリート構造でエレベーター付きの博物館として3代目の大阪城天守が完成した。その外観は、大阪市の中興の祖といえる豊臣秀吉を偲び、大坂夏の陣図屏風（黒田屏風）に描かれている秀吉の天守をもととして建てられている。大阪市土木局建築課の古川重春が設計、意匠は天沼俊一、構造は波江悌夫と片岡安、施工は大林組が担当した。昭和時代は全国で天守閣の復興建設が多く行われた。その第一号は大阪城天守閣であり、工法等、後の天守閣復興のモデルとなった。
大阪城天守閣 歴史
内部は豊臣秀吉と大阪市の歴史を中心とした歴史博物館とするために、天王寺公園内にあった大阪市立市民博物館を閉館し、その資料一切を天守に移して11月7日に天守閣郷土歴史館として開館した。同時に、本丸にある第4師団の以前の司令部であった紀州御殿は大阪市に移管され、本丸・山里丸及び大手門から桜門までの二の丸でもって大阪城公園が開園された。しかし、その面積はわずか7万1千平方メートルであった。なお、山里丸と二の丸を結ぶ極楽橋は、慶応4年1月9日（1868年2月2日）に焼失してから掛けられないままとされていた。
最上階高欄下の外壁にあしらわれた虎のレリーフは、狩野山楽の伏虎図をもとに日本画家の竹内栖鳳が下絵を描き、鋳刻家の大國壽郎が原型を製作した。この虎のレリーフは1935年（昭和10年）12月10日に創設された大阪野球倶楽部のチームの愛称「大阪タイガース」（現・阪神タイガース）の由来になったとも言われている。
天守風建築の博物館の嚆矢である天守閣郷土歴史館は、その内部の展示の充実さもさることながら、天守の最上階にある展望台から大阪平野が一望できたことにより大人気を博した。だが、同時に大阪城の東部に広がる陸軍造兵廠大阪工廠（大阪砲兵工廠）もよく見えたため、陸軍からはよく思われていなかった。
大阪城天守閣 歴史
しかし、支那事変（日中戦争）が勃発した影響により、1937年（昭和12年）11月3日には軍機保護法によって天守からの写真撮影が禁止された。カメラを所持している人は大手門でカメラを預けないと大阪城公園自体に入れないようになる。さらに、1940年（昭和15年）12月には各階にある全ての窓が板で塞がれた。8階には上がれるが、廻縁には出られないようになり、景色が全く見れなくなった。
太平洋戦争中の1942年（昭和17年）9月25日、ついに博物館が休館となった。歴史資料や展示物である文化財をそのままにして学芸員は退去を余儀なくされた。同時に、大阪城公園への一般市民の立ち入りも禁止される。なお、天守への入館者であるが1939年（昭和14年）・93万人、1940年（昭和15年）・93万人、1941年（昭和16年）・65.2万人、1942年（昭和17年）9月まで・20.5万人となっている。
1943年（昭和18年）には天守に中部軍防空情報隊（後の第35航空情報隊、司令部は桜門桝形の西側）が入る。
大阪城天守閣 歴史
1945年（昭和20年）8月14日、第8回大阪大空襲により天守の南西部と北東部に1トン爆弾の至近弾を受けた。これにより、南西部の天守台石垣は傷ついて一部が欠けてしまい、北東部の天守台石垣には大きなズレが生じて歪んでしまった。しかし、天守本体には大きな被害はなく無事であった。それでも焼夷弾や戦闘機による機銃掃射によって多くの瓦が傷ついてしまった。
敗戦後の1945年9月28日、進駐軍から大阪城とその一帯に広がる軍用地の明け渡し令が出され、急いで陸軍が撤収作業に入った。これに大阪市も動き、陸軍からトラック3台を借りて天守に残ったままの歴史資料や展示物を天王寺にある大阪市立美術館の地下収蔵庫に移送した。翌29日に進駐軍が大阪城に入ると以後、日本人の立ち入りが禁止された。この間の1947年（昭和22年）9月12日には紀州御殿が進駐軍の失火で焼失してしまった。
大阪城天守閣 歴史
1948年（昭和23年）8月25日、大阪城が返還され、それに伴って大阪城公園が拡張されて107万平方メートルとなり、翌1949年（昭和24年）に博物館が再開する。1950年（昭和25年）9月3日のジェーン台風で被災し、1953年（昭和28年）に大阪城修復委員会が発足すると、1956年（昭和31年）7月から9月にかけて天守閣外装の修理が行われた。ただし、のちの「平成の大改修」のような外観を甦らせるものではなく、むしろこの修理によって外観が変わった。金箔を押した箇所は銅色に塗装され、虎のレリーフの背面も黒色から白色へ変更された。
天守閣及びその建物は次第に老朽化が進んでいた。大阪のシンボルとしての保存・活用を行ううえで大規模な改修工事を加えることとなった。そこで1995年（平成7年）12月から1997年（平成9年）3月にかけて、「平成の大改修」が行われた。この時、建物全体に改修の手が加えられ、構造は阪神・淡路大震災級の揺れにも耐えられるように補強され、外観は壁の塗り替え、傷んだ屋根瓦の取り替えや鯱・鬼瓦・錺金物・虎のレリーフの金箔の押し直しが行われた。また、身体障害者用トイレ、身体障害者や高齢者向けにエレベーターが小天守台西側（御殿二階廊下跡）に取り付けられた。費用は展示関係の費用も含め約70億円、「昭和の天守閣復興」と同じく市民の寄付によって実現した。
1997年（平成9年）9月、天守が国の登録有形文化財となる。
2015年（平成27年）4月から大阪城天守閣及び大阪城公園は大阪城パークマネジメント株式会社が管理している。
2017年（平成29年）には入館者数が9月18日に1億人を突破した。2016年には外国人観光客も多かったため過去最多の255万人が入館、姫路城（211万人）、名古屋城（192万人）を上回り、全国城郭管理者協議会に加盟する城の中で最も多い入館者を記録している。
豊臣時代歴史資料、大阪郷土資料、武器・武具参考資料、城郭参考資料のテーマで資料収集、調査・研究を進め、展示している。
大阪城天守閣 内部
通常は階段で天守1階へと行くが、小天守台にエレベーターが付いており、身体障害者や高齢者は申し出れば使用できる。天守1階から8階までエレベーターがあるが、通常は5階までの昇り専用となっている。しかし、身体障害者や高齢者は申し出れば8階まで行くことができる。階段の幅が狭いため、昇り階段と下り階段が別となっており、動線が交わらないよう二重らせん構造として設置されている。階段の手すりは加工しやすい人造石で作られており、アールデコ調で流線形の意匠となっている。
展示内容は2022年10月時点で以下のとおり。
8階は廻縁となっており、外に出て景色を楽しむことができる。また、車いすでの通行ができるようにもなっている。ミュージアムショップもある。展望台の壁には8羽の舞う姿の鶴が、建設当時で最新の「蝋色（ろいろ）仕上げ」（表面を研磨しての鏡面仕上げ）の技法を使ってコンクリートの下地の上に金の蒔絵で描かれている。今はガラスで覆われているが、かつてはむき出しで展示されていた（設計者・古川重春の著書『錦城復興記』には、観衆が手で撫でまわしても剥落しないよう永久の耐久性をもつようにこの加工を施したと記されている）。
大阪城天守閣 内部
豊臣秀吉の一生が分かる展示場となっている。
大坂夏の陣の展示場となっている。
特別展・企画展会場となっている。
特別展・企画展会場となっている。他にも豊臣大坂城復元模型、徳川大坂城復元模型、原寸大復元の黄金の茶室などがあり、図録販売所も設置されている。
パネル展示、レプリカ展示、兜・陣羽織の試着体験コーナーの他、事務所、トイレなどがある。
インフォメーションカウンター、ミュージアムショップ、シアタールームなどがある。
大阪城天守閣 大阪城 豊臣石垣館
慶長20年（1615年）の大坂夏の陣の後、元和6年（1620年）に江戸幕府によって大坂城の再築工事が行われることとなった。その際、豊臣秀吉が建てた大坂城は大量の盛り土で地中に埋められてしまい、その上に現在の大坂城が石垣をはじめとして一から建てられた。その為、秀吉の時代の石垣や堀は大阪城の地上では見ることができなくなった。
1984年（昭和59年）に工事中に豊臣大坂城の「詰ノ丸」の石垣が発見された。これは工事終了後に埋め戻されたが、後にこの石垣を公開できないかとの話になり、2013年（平成25年）3月27日に大阪市によって「大坂城豊臣石垣公開プロジェクト」が結成され、2019年（令和元年）には「太閤なにわの夢募金実行委員会」が発足し、募金が開始された。募金目標は5億円であったが、2024年（令和6年）12月時点で約4億6千万円が寄付されている。
大阪城天守閣 大阪城 豊臣石垣館
2025年（令和7年）4月1日に本丸にある配水池の南側に「大阪城 豊臣石垣館」が完成し、公開される。
大阪城天守閣の別館ともいえる建物であり、入館には大阪城天守閣のチケットが必要である。当館にはチケット売り場は設けられていない。また、館内にはトイレもない。開館時間は午前9時から午後6時（入館は午後5時30分まで）である。
内部は1階に入口があり、エントランスルームとガイダンスルームがある。そこから地下1階に降りると石垣展示ルームとなっており、豊臣大坂城の「詰ノ丸」の石垣を間近で見ることができる。1階に上がるとシアタールームがあって出口となっている。
大阪城天守閣 イベント
2014年より、大阪城天守閣の迎春イベントとして、毎年正月2日3日に「ちょろけんと大神楽」が開催されている。ちょろけんとは、江戸時代、大阪や京都などの町屋を正月に1軒1軒まわり芸を披露し祝儀をもらった大道芸、門つけ芸の一種。明治以降は廃れたが、伝統芸能に詳しい大阪城天守閣研究主幹の北川央氏（2013年当時）が、ちんどん屋「東西屋」に再現の協力を依頼。この度、復元され毎年開催されている。
2021年には「ちょろけん」の年賀状を配布している。
大阪城天守閣 アクセス
鉄道（2022年10月時点）
路線バス
水上バス
百武彗星 (C/1996 B2)
百武彗星（ひゃくたけすいせい、Comet Hyakutake; C/1996 B2）は、1996年1月に、日本のアマチュア天文家でコメットハンター（彗星捜索家）の百武裕司が発見した彗星。
百武彗星 (C/1996 B2) 概要
百武彗星は、1996年1月の発見から2ヶ月後の同年3月に、地球に非常に近い距離を通過した。百武彗星は「1996年の大彗星（The Great Comet of 1996）」とも呼ばれ、過去200年間で地球に最も近づいた彗星の一つである。このため、地球から見た彗星の光度は非常に明るくなり、世界中で多くの人々がこの彗星を観測した。その人気は、翌年に大彗星となることが前年から待望され、当時木星軌道付近まで近づいていたヘール・ボップ彗星を一時的に凌ぐこととなった。しかし、百武彗星が最も明るかった期間はわずか数日間に終わった。
百武彗星の科学的観測によって、いくつかの大きな発見がなされた。彗星研究者にとって最も驚きだったのは、彗星からのX線の放射が発見されたことであった。百武彗星は、彗星からのX線放射が見つかった初めての例である。このX線は、太陽風に含まれる荷電粒子が彗星のコマの中性原子と相互作用することで放射されると考えられている。また、太陽探査機ユリシーズは百武彗星の核から5億km以上離れた距離で偶然にもこの彗星の尾の中を通過した。このことから、百武彗星がこれまで知られていた彗星の中で最も長い尾を持つことが確認された。
百武彗星 (C/1996 B2) 概要
百武彗星は長周期彗星である。前回太陽系内を通過する以前にはその軌道周期は約15,000年であったが、太陽系の巨大惑星からの重力的影響によって現在ではこの周期は約72,000年に延びている。
百武彗星 (C/1996 B2) 発見
百武彗星は、1996年1月31日（JST）に日本のアマチュア天文家百武裕司によって発見された。百武はそれまで福岡県で数年にわたって彗星捜索を行なっており、農村地域のより暗い空を求めて1993年に鹿児島県に転居した。百武彗星の発見時、百武は強力な25x150双眼鏡で掃天捜索していた。
後に大彗星となる百武彗星 (C/1996 B2) は、百武が2番目に発見した彗星で、この発見のわずか数週間前の1995年12月26日(JST)に、百武は最初の彗星 C/1995 Y1 を発見していた。1月31日、百武はこの最初の彗星（この彗星は肉眼等級になることはなかった）を再観測していた時に、たまたま第一の彗星の発見位置近くの空を眺めた。驚いたことにその天域にはもう一つ別の彗星がいた。この第二の彗星の位置は第一の彗星の発見位置から3度ほどしか離れていなかった。百武は、第一の彗星発見のすぐ後にもう一つ彗星を発見するなどとはほとんど信じられなかったが、翌朝に自分の観測データを国立天文台に報告した。その日の遅くになって百武の発見は別の独立観測によって確認された。
百武彗星 (C/1996 B2) 発見
このように百武の名前が命名された彗星が2個存在するため、区別するために C/1996 B2 を非公式に百武第二彗星と呼ぶ場合がある。これは基本的には2回以上の回帰が観測された周期彗星に用いる命名方法であるため正式なものではないが、天文ファンや公共天文台の一般向け資料などで用いられる場合がある。
百武彗星は発見時の光度が11.0等で、コマの大きさは約2.5分角だった。発見当時、彗星は太陽から約2AUの距離にあった。後に、この彗星の発見前の像が1月1日に撮影された写真上で見つかった。この時彗星は太陽から約2.4AUの距離にあり、光度は13.3等だった。
百武彗星 (C/1996 B2) 軌道
百武彗星の軌道が最初に計算されると、この彗星は3月25日に地球からわずか0.1AUという近距離を通過することが明らかとなった。これよりも近い距離まで接近した彗星は過去100年間で3個しか存在しない。当時はヘール・ボップ彗星が大彗星になる可能性が既に議論されていたため、百武彗星も明るくなるであろうことが天文学のコミュニティで知られるようになるまでにはやや時間がかかった。しかしこれだけ地球に近づくということは、百武彗星が大彗星になる可能性が非常に大きいことを意味していた。
この彗星が明るくなると予想されたもう一つの材料として、彗星の軌道から考えてこの彗星は前回約17,000年前に太陽系内部に回帰していると分かった点が挙げられる。このことは、百武彗星が軌道周期数百万年というオールトの雲から初めてやって来た彗星ではなく、おそらく過去に数回太陽に近づいていることを意味している。太陽系内部に初めてやってくる彗星は初めは急速に増光するが、太陽に接近するにつれて核表面にある揮発性物質の層が蒸発するためにかえって暗くなってしまう。1973年のコホーテク彗星がこの典型例で、当初は世紀の大彗星として宣伝されたが、実際には中程度の光度にしかならなかった。これに対して古い彗星の場合にはより一貫した予測可能な増光パターンを見せるものが多い。
百武彗星 (C/1996 B2) 軌道
また、地球に極めて近づくことに加えて、この彗星の軌道から、この彗星は地球最接近の頃には北極星に非常に近い位置を通過するため、北半球から一晩中見られることが分かった。ほとんどの彗星は最大光度の時期には天球上で太陽に近づいているため、薄明のない暗夜の時間帯には観測できないのが普通である。
百武彗星 (C/1996 B2) 地球接近
百武彗星は、1996年3月初旬には肉眼で見えるようになった。3月中旬には彗星はまだあまり目立たず、光度4等で尾の長さは5度程度だった。しかし地球最接近に近づくにつれて急速に増光し、尾も長くなった。3月24日には夜空で最も明るい天体の一つとなり、その尾は天球上で35度にまで伸びた。この彗星は特徴的な青緑色をしていた。
3月25日に百武彗星は地球に最接近した。最接近時には夜空を非常に速い速度で移動し、わずか数分間で恒星に対して移動しているのが分かるほどだった。この日の百武彗星は30分で満月の直径分（約0.5度）を移動するという高速で空を移動していった。観測者の報告では彗星の明るさは約0等で尾の長さは80度に達した。彗星のコマは北半球の中緯度地域ではほぼ天頂近くに見え、直径1.5-2度角で、満月のほぼ4倍の大きさに見えた (James 1998)。彗星の頭部は C2 ラジカルの強い輝線によって肉眼でもはっきりと緑色に見えた。
百武彗星 (C/1996 B2) 地球接近
百武彗星が最大光度にあったのはわずか数日間だったため、百武彗星について、翌年にヘール・ボップ彗星が世間の人々に与えたのと同じような強い印象が世間に広がるには至らなかった。特にヨーロッパの観測者の中には天候不順によって最大光度の時期に百武彗星を見ていない者も多い。しかし百武彗星とヘール・ボップ彗星を両方とも最も明るい時期に観測できた人々の間では、百武彗星の方が素晴らしかったと主張する者も少なくない。
百武彗星 (C/1996 B2) 近日点通過とその後
地球接近後、百武彗星は約2等級まで減光した。彗星は1996年5月1日に近日点に達し、再び増光して、地球通過時によく見えていたイオンテイルに加えてダストテイルも見せるようになった。しかしこの頃には彗星は太陽に非常に近い位置にあったため、容易には見ることができなかった。百武彗星の近日点通過は太陽観測衛星 SOHO によって観測された。この時の画像には彗星と同時に太陽の大規模なコロナ質量放出が記録されている。近日点での太陽から彗星までの距離は0.23AUで水星軌道よりもかなり内側だった。
近日点通過後、百武彗星は急速に暗くなり、5月の終わりには肉眼で見ることができなくなった。彗星の軌跡は南の空へと下がり、近日点通過後には観測報告は大きく減った。地上からの最後の観測報告は1996年10月24日のもので、この時の光度は16.8等でコマはもはや見えなかった。
百武彗星はかつて約17,000年前に太陽系内部を通過したと考えられている。1996年の回帰の際に太陽系のガス惑星から重力相互作用を受けた結果、その軌道は大きく引き伸ばされ、次に太陽系内部に再び戻ってくるのは約72,000年後とされている (James 1998)。しかし一方で公転周期を約114,000年とするデータもある。
百武彗星 (C/1996 B2) 科学的成果
太陽探査機ユリシーズは1996年5月1日に百武彗星の尾を通過した。尾を通過することは計画されていたものではなく予想外だった。ユリシーズがこのような遭遇をしていたことは知られていなかったが、1998年にある研究者達がユリシーズの古いデータを解析した際に、ある時期に陽子の通過個数が大きく減少し、また局所的な磁場の方向と強度が変化していることをユリシーズの観測装置が検出しているのを見つけた。研究者らは、このデータは探査機がある天体、おそらくは彗星の「航跡」を横切ったことを示すものと考えたが、これに対応する天体を同定することはできなかった。
百武彗星 (C/1996 B2) 科学的成果
2年後、2つの研究チームが独立にこの時の現象を分析した。磁力計担当のチームは、上述の磁場の方向の変動の様子が、彗星のイオンテイル（プラズマテイル）で生じると考えられる「ひだ」状構造のパターンと一致することに気づいた。磁力計チームはこの原因となる候補を探した。当時の探査機の位置近くには既知の彗星は存在しなかったが、さらに広い範囲を探したところ、百武彗星が1996年4月23日にユリシーズから約5億km離れた位置でユリシーズの軌道面を横切っていることを突き止めた。この時の太陽風の速度は約750km/sだったため、彗星の尾の物質がこの速度で、黄道面から約45度離れ、3.73AUの距離にあったユリシーズ探査機の位置まで流されるには約8日かかると推定された。この磁場測定データから推測されたイオンテイルの配置は百武彗星の軌道面上にある彗星核の位置とよく合っていた (Jones, BAlogh & Horbury 2000)。
もう一つのチームは探査機のイオン組成分光計のデータを調査し、磁場の変動と同時に荷電粒子の検出個数が突然大きく増えていることを発見した。この時に検出された元素の相対存在度から、この現象に対応する天体は彗星に間違いないことが明らかになった (Gloekler, Geiss, Schwadron et al. 2000)。
百武彗星 (C/1996 B2) 科学的成果
このユリシーズと百武彗星の遭遇から、百武彗星の尾は少なくとも5億7,000万km (3.6AU) 以上の長さを持っていたことが分かった。これはそれまで知られていた最も尾の長い彗星である1843年の大彗星の尾の2.2AUに対してそのほぼ2倍に達する長さである。
地上からの観測で、百武彗星にエタンとメタンが見つかった。これらのガスが彗星から検出されたのはこれが初めてであった。化学分析によって、エタンとメタンの存在量はほぼ同じであることが分かった。これは彗星の氷が太陽から遠く離れた星間空間で作られたことを示唆するものと考えられている。太陽の近くではこのような揮発成分は容易に蒸発してしまうためである。百武彗星の氷は20K以下の低温の環境で作られたはずであると推定されており、このことは、この彗星の核が平均的な星間雲よりは密度の高い環境で形成された可能性を示している (Mumma et al. 1996)。
百武彗星 (C/1996 B2) 科学的成果
百武彗星の水の氷に含まれる重水素の量も分光観測によって決定された (Bockelee-Morvan, Gautier, Lis et al. 1998)。重水素と軽水素の比（D/H 比）は約 3 x 10-4 で、これと比較して地球の海水での値は約 1.5 x 10-4 である。地球の海水の起源を説明する説の一つに、海水の大部分は彗星の衝突によってもたらされたとする説があるが、百武彗星やその他のヘール・ボップ彗星、ハレー彗星などの彗星で測定されている高い D/H 比は、この説とは矛盾を生じることになる。
観測により同定された物質として、イソシアン化水素(HNC)、アセトニトリル(CH3CN)などのニトリル、イソシアン酸(HNCO) などの窒素含有化合物、硫化カルボニル(OCS)、二硫化炭素(CS2)、硫黄分子(S2)などの硫黄を含む分子が報告されている。
百武彗星 (C/1996 B2) 科学的成果
百武彗星の太陽系通過によってもたらされた驚くべき成果の一つに、彗星からX線の放射を発見したことが挙げられる。これは ROSAT 衛星の観測で判明したもので、彗星のコマから非常に強いX線放射が観測された (Glanz 1996)。彗星からのX線放射が観測されたのはこれが初めてだったが、間もなく研究者はほぼ全ての彗星がX線を放射していることを発見した。百武彗星からのX線は核を取り囲む三日月状の領域で最も強く、この三日月形の端は太陽の反対方向を向いていた。
このX線放射の原因は、いくつかのメカニズムが複合していると考えられている。太陽からのX線を天体が反射する現象は月のような他の太陽系天体でも見られるが、百武彗星のX線フラックス全体を太陽X線の反射で説明することはできないと思われている。彗星の希薄なコマではX線を十分に反射することができないためである。太陽風に含まれる高エネルギー粒子が彗星物質と相互作用してX線を放射するという過程も、彗星からのX線の多くに寄与する有力な候補と考えられている。2000年にチャンドラ衛星によって行われたLINEAR彗星の観測で、この彗星から観測されるX線の大部分は太陽風に含まれる窒素及び酸素のイオンと彗星のコマに含まれる中性水素原子との衝突による荷電交換反応で生成した励起イオンから放射されていることが明らかになった。
アレシボ天文台でのレーダー観測によって、百武彗星の核は直径約2kmで、核から数m/sの速度で放出された小石サイズの粒子の「雨あられ」がその周囲を取り巻いていることが分かった。この核の直径の測定値は赤外線放射や電波の観測から間接的に見積もられた値とよく一致している (Sarmecanic, Fomenkova, Jones & Lavezzi 1997; Lisse, Fernández, Kundu et al. 1999)。
このように核のサイズが小さい（ハレー彗星の核は直径約15km、ヘール・ボップ彗星は約40km）ことから、百武彗星は増光時にかなり激しい活動が起きたことが示唆されている。多くの彗星ではガス放出は核表面の狭い範囲でしか起こらないが、百武彗星では表面の大半または全体で放出活動が起こったと推定される。ダストの放出率は3月初めの時点で約 2 × 103 kg/s、近日点通過の頃には 3 × 104 kg/s まで増加したと推定されている。また同じ期間にダストの放出速度も 50m/s から 500m/s に増加したと見られる (Fulle, Mikuz & Bosio 1997; Jewitt & Matthews 1997)。
また、核から放出された物質を観測すると、核の自転周期を見積もることができる。百武彗星が地球を通過したとき、彗星物質の大きな塊が太陽の方向に向かって6.23時間ごとに放出される様子が観測された。さらに別の小規模な放出も同じ周期で観測されたことから、この周期が核の自転周期であることが確認された (Schleicher, Millis, Osip & Lederer 1998)。
ガニメデ (衛星)
ガニメデ (Jupiter III Ganymede) は、木星の第3衛星である。太陽系に存在する衛星の中で半径、質量ともに最大であり、半径は太陽系内の全ての天体の中で9番目に大きい。直径は 5,268 km であり、惑星である水星よりも 8% 大きいが、質量は水星の 45% にとどまる。金属の核を持ち、太陽系内の固体天体としては最も低い規格化した慣性モーメントを持ち、磁場を持つことが知られている唯一の衛星である。木星の衛星全体の中では木星から7番目に近い衛星であり、ガリレオ衛星の中では3番目である。他のガリレオ衛星と共に、地球以外の天体を公転していることが発見された初めての天体である。ガニメデはおよそ7日かけて木星を公転し、エウロパとイオと 1:2:4 の軌道共鳴を起こしている。比較的明るい衛星で、双眼鏡でも観望が可能である。
ガニメデ (衛星)
ガニメデはケイ酸塩岩石と水の氷がほぼ半々の組成からなっている。鉄が豊富な液体の核を持った、完全に分化した天体であり、地球の海よりも多くの水を保持している可能性がある内部海を持っている。表面は主に2種類の地形が見られる。暗い領域（Dark Terrain）は衝突クレーターで飽和している40億年前に形成されたと考えられている地形で、ガニメデ表面の3分の1を覆っている。明るい領域（Bright Terrain）はクレーターがほとんどなく、広範に広がる溝や尾根が多数横切っており、少しだけ年齢が若いだけであり、残りの3分の2の領域を覆っている。この2種類の領域はそれぞれ一塊にまとまっているわけではなく、互いに分散している。ガニメデ表面の溝状地形はファロウ（Furrow）と呼ばれ、画像解析により同心円状であることが判明しており、半径約150kmの小惑星が衝突して形成された、太陽系内で最大規模となる最大半径7800kmのクレーター（多重クレーター）であると推測されている。
明るい領域における破壊されたような地質の原因は明らかになっていないが、潮汐加熱による地殻の活動（テクトニクス）の結果である可能性がある。
ガニメデ (衛星)
ガニメデの磁場はおそらくは液体である鉄の核での対流によって生み出されている。この弱い磁場はずっと大きな木星の磁場の中に埋まってしまっており、磁力線の局所的な摂動としてのみ現れる。ガニメデは薄い酸素大気を持ち、成分として酸素原子 (O)、酸素分子 (O2)、そしておそらくオゾン (O3) を含む。ガニメデが大気に付随して電離圏を持つかどうかは分かっていない。
ガニメデの発見はガリレオ・ガリレイの功績とされており、ガリレオは1610年1月7日に初めてガニメデを観測した。ガニメデの名前は、ギリシア神話でオリュンポス十二神の給仕としてゼウス（ローマ神話ではユーピテル）に近侍する美少年、ガニュメーデースラテン語: Ganymedes）に因んで命名された。この名称はガリレオとほぼ同時期に独立してガニメデを発見した天文学者シモン・マリウスによって提案されたものである。パイオニア10号に始まり、これまでに複数の宇宙探査機がガニメデを探査している。ボイジャー計画のボイジャー1号とボイジャー2号による観測ではガニメデのサイズが正確に測定され、ガリレオ探査機では地下の海と磁場の存在が発見された。次の木星系への探査は欧州宇宙機関によるJUICEがあり、2023年4月14日に打ち上げられた。JUICEはガリレオ衛星のうちイオ以外の3つの氷衛星全てをフライバイした後、ガニメデの周回軌道へ投入される計画で、2035年にガニメデに衝突して運用を終了する予定となっている。
ガニメデ (衛星) 発見
中国の天文学の記録では、紀元前365年に中国の甘徳によって、おそらくはガニメデだと思われる木星の衛星を肉眼で検出したとの報告がある。甘徳はこの天体を赤っぽい色だと報告したが、赤色の光の波長ではガニメデは肉眼で観測するには暗すぎるため、この発見報告には謎が残されている。甘徳は石申と共に、主要な5惑星の非常に正確な観測を行っている。
現存する記録では唐代にまとめられた『開元占経』にこれを引用したものがあり「木星のすぐそばに小さな赤色星あり、同盟なり」とした記述となっており「同盟」というのが木星と同じシステムに属する（と観測者が考えていた）意味ではないかとされる。
1610年1月7日、ガリレオ・ガリレイは望遠鏡を用いた観測で木星の付近にある複数の天体を観測した。ガリレオは当初3つの天体だと考え、これらはガニメデとカリスト、そしてイオとエウロパからの光が合わさったものであった。翌日の夜の観測でガリレオはこれらの光点が動いているのを発見した。1月13日の観測では初めて4つを同時に観測することに成功したが、この日より前にそれぞれの衛星を少なくとも一度観測している。1月15日までに、ガリレオはこれらの天体は実際に木星を公転している天体だという結論に達した。
ガニメデ (衛星) 発見
1614年にシモン・マリウスが出版した『Mundus Jovialis』の中で、マリウスはガリレオの発見より1週間前の1609年にイオとその他のガリレオ衛星を発見したと主張した。ガリレオはこの主張を疑い、マリウスのこの著作は盗作であるとして退けた。マリウスの観測記録はユリウス暦の1609年12月29日から始まっており、これはガリレオが用いていたグレゴリオ暦では1610年1月8日にあたる。ガリレオがマリウスより先に発見を発表していることから、ガリレオが発見者として記録されている。
ガニメデ (衛星) 命名
ガリレオはこれらの衛星への命名権を主張し、他のガリレオ衛星と合わせ、メディチ家のコジモ2世に敬意を表して "Cosmica Sidera"（コジモの星々）と名付け、後に "Medicea Sidera" (メディチ家の星々) という名前に落ち着いた。フランスの天文学者ニコラ＝クロード・ファブリ・ド・ペーレスクはこれらの衛星にメディチ家にちなんで個別の名前を提案したが、彼の提案は採用されなかった。ガリレオと発見を争ったマリウスは、これら4つの衛星に「木星の土星」(カリスト)、「木星の木星」(ガニメデ)、「木星の金星」(エウロパ)、「木星の水星」(イオ) と命名しようとしたが定着しなかった。ヨハネス・ケプラーの助言を受け、マリウスはガニメデなどの現在定着している名称を改めて提案した。ガニメデの名前は、ギリシア神話でオリュンポス十二神の給仕としてゼウス（ローマ神話ではユーピテル）に近侍する美少年、ガニュメーデース（ラテン語: Ganymedes）に因んでいる。
ガニメデ (衛星) 命名
マリウスが提案したこれらの名称は長い間にわたって顧みられることはなく、20世紀中盤までは一般的ではなかった。初期の天文学の文献ではもっぱら、ガリレオが導入した記法であるローマ数字を用いた名前である Jupiter III や、「木星の三番目の衛星」という名前で言及された。土星の衛星が発見された後になって、ケプラーとマリウスによる名称が木星の衛星に対して使われるようになった。ガニメデは、ガリレオ衛星の中では唯一男性の人物名が付けられた天体であり、イオ、エウロパ、カリストは全てゼウスの愛人の名前が付けられている。
なお小惑星にも同じ由来を持つガニメドがあるが、こちらはドイツ語形であり綴りが異なる (Ganymed)。
ガニメデにあるクレーターは、ギリシア神話および中近東各地の神話から名付けられている。
ガニメデ (衛星) 軌道と自転
ガニメデは木星から 1,070,400 km の距離を公転しており、ガリレオ衛星の中では内側から3番目である。公転周期はおよそ7日と3時間である。ガニメデは潮汐固定されており、自転周期と公転周期が同じで、同じ面を常に木星に向けている。そのためガニメデにおける一日は、7日と3時間に相当する。軌道はごくわずかな軌道離心率と軌道傾斜角を持っており、太陽やその他の惑星からの重力の摂動によって、軌道離心率と軌道傾斜角は数百年の時間スケールで準周期的な変動を起こしている。軌道離心率と軌道傾斜角の変動の範囲は、それぞれ 0.0009〜0.0022、0.05〜0.32° である。この軌道要素の変動のため、ガニメデの赤道傾斜角（ガニメデの自転軸と公転軸の成す角度）は 0〜0.33° の間を変化する。
ガニメデ (衛星) 軌道と自転
ガニメデはエウロパとイオと軌道共鳴を起こしている。ガニメデが自身の軌道を一周する間にエウロパは軌道を二周、イオは四周する。イオとエウロパの合 (木星から見て同じ方向に2つの衛星が並ぶこと) は、常にイオが近点、エウロパが遠点にいる時に発生する。エウロパとガニメデの合も、エウロパが近点にいる時に発生する。イオとエウロパの合の経度とエウロパとガニメデの合の経度は同じ割合で変化し、そのために三重の合は発生しない。すなわち、イオとエウロパとガニメデの3つが木星から見て同じ方向に並ぶことは決して無い。このような複雑な軌道共鳴はラプラス共鳴と呼ばれる。
ガニメデ (衛星) 軌道と自転
現在のラプラス共鳴では、ガニメデの軌道離心率は高い値に上昇することが出来ない。そのため現在の軌道離心率である0.0013という値は、過去に軌道離心率の上昇が可能だった時期の名残である可能性がある。ガニメデの軌道離心率には謎が残されている。現在軌道離心率を上昇させることが出来ないのであれば、ガニメデ内部での潮汐散逸によってはるか昔に軌道離心率は減衰してしまっているはずである。このことは、過去の軌道離心率の励起が起きたのはわずか数百万年前であるということを意味する。ガニメデの軌道離心率は比較的低く、平均では 0.0015 であるため、現在の潮汐加熱は無視できる程度である。しかし過去にはガニメデは1回以上のラプラス的共鳴を経験したと考えられ、それにより軌道離心率を最大で 0.01〜0.02 にまで上昇させられた可能性がある。これはガニメデ内部に大きな潮汐加熱をもたらしたであろうと考えられる。表面に見られる溝の多い地形は、1回もしくは複数回の内部の加熱が発生した結果であるかもしれない。
イオ、エウロパ、ガニメデのラプラス共鳴の起源については2つの仮説がある。共鳴は始原的なもので太陽系の始まりから存在しているというものと、太陽系の形成後にラプラス共鳴の状態へと進化したというものである。後者のシナリオとしては以下のようなものが考えられている。イオに木星からの潮汐力がはたらき、運動量保存のためにイオの軌道は遠ざかる。この移動はイオがエウロパと 2:1 の共鳴を起こす軌道に到達するまで継続する。その後も軌道の拡大は継続するが、潮汐力によってイオに与えられる角運動量は 2:1 の軌道共鳴を介してエウロパにも輸送され、共鳴状態を維持したままエウロパの軌道も共に拡大する。その後エウロパがガニメデと 2:1 の軌道共鳴を起こす位置にまで到達する。その後各衛星の合を起こす経度の変化が同期するようになり、ラプラス共鳴に捕獲される。
ガニメデ (衛星) 物理的特性
ガニメデは太陽系内の衛星の中で最も大きく、最も重い。直径は 5,268 km で地球の0.41倍、火星の0.77倍、2番目に大きい土星の衛星タイタンの1.02倍、水星の1.08倍である。またカリストの1.09倍、イオの1.51倍であり、地球の衛星である月の1.51倍である。質量はタイタンより10%、カリストより38%、イオより66%重く、月の2.02倍である。
ガニメデの平均密度は 1.936 g/cm3 であり、岩石成分と水の氷がおおよそ半々含まれる組成であることを示唆している。全質量に対する氷の割合は 46〜50% であり、カリストよりわずかに低い。またアンモニアなどの別の揮発性物質の氷も存在していると考えられる。ガニメデの岩石の実際の組成は明らかになっていないものの、L型とLL型の普通コンドライトの組成に近いと予想されている。これらのコンドライトはH型普通コンドライトと比べて全体の鉄の含有量が少なく、酸化鉄が多いという特徴を持つ。鉄とケイ素の質量比はガニメデでは 1.05〜1.27 だが、太陽の値はおよそ1.8である。
ガニメデ (衛星) 物理的特性
ガニメデの表面のアルベドはおよそ 43% である。水氷は表面に普遍的に存在し、表面における水氷の質量比は 50〜90% を占めると推定され、ガニメデ全体に占める氷の割合よりも遥かに多い。近赤外線の分光観測では 1.04、1.25、1.5、2.0、3.0 µm の波長における強い水氷による吸収の存在が明らかになっている。溝の多い領域は比較的明るく、暗い領域よりも氷の含有量が多い。探査機ガリレオと地上観測で得られた高分散の近赤外線と紫外線でのスペクトルでは、水以外の様々な物質が検出されている。検出が報告されているのは、二酸化炭素、二酸化硫黄であり、またジシアン、硫酸水素塩や様々な有機化合物と思われる特徴も報告されている。ガリレオの観測結果からはさらに硫酸マグネシウム (MgSO4) と、おそらくは硫酸ナトリウム (Na2SO4) もガニメデ表面から検出されている。これらの塩化物は内部海に起源を持つ可能性がある。
ガニメデ (衛星) 物理的特性
ガニメデの表面アルベドは非常に非対称的である。先行半球は後行半球よりも明るいという特徴を持つ。これはエウロパとは似た特徴であるが、カリストとは逆の特徴である。ガニメデの後行半球は二酸化硫黄が豊富に存在しているように思われる。二酸化炭素の分布には各半球での非対称性は見られないものの、両極付近では観測されていない。ガニメデ表面の衝突クレーターは1つを除いて二酸化炭素が多い特徴は示さず、これもカリストに見られるクレーターとは異なる特徴である。ガニメデの二酸化炭素ガスはおそらく過去に枯渇してしまったのだろうと考えられる。
ガニメデの表面は2種類の地形が混じり合っている。非常に古くクレーターが多い暗い領域、そして幾分か若く（とは言え依然として古い）広範に広がる溝と尾根が刻み込まれた明るい領域である。暗い地形は衛星表面のおよそ3分の1を覆っており、粘土と有機物を含んでいる。これは木星の衛星が集積した時の衝突天体の組成を示唆している可能性がある。
ガニメデ (衛星) 物理的特性
ガニメデの表面に見られる溝の多い地形を形成するためには何らかの加熱メカニズムが必要だが、これは惑星科学における未解決問題の一つである。現在の見方では、これらの特徴はテクトニクスに起源を持つとされている。氷火山は、あったとしても限定的な影響しか及ぼさないだろうと考えられる。地殻の活動を引き起こすためにはガニメデの氷のリソスフェアに強い応力が働く必要があるが、これをもたらした力は過去に発生した潮汐加熱と関係している可能性があり、おそらく衛星が不安定な軌道共鳴を通過した際に発生したと考えられる。氷の潮汐変形は氷を加熱してリソスフェアを引っ張った可能性があり、これによってひび割れが発達し地塁と地溝が形成される。その結果表面の 70% 近くの古く暗い地形が消失した。溝の多い地形の形成もガニメデ内部での初期の核形成とその後の潮汐加熱に関係している可能性がある。これらの過程では氷の相転移や熱膨張に伴ってガニメデの大きさが 1〜6% 膨張した。その後に核から表面へ向かう深く高温の水のプルームによってリソスフェアの地殻変動が引き起こされた。放射性物質の崩壊による加熱は現在における最も重要な加熱源であり、例えば内部海の深さに関与している。研究モデルによると、もし現在のガニメデの軌道離心率が一桁大きかった場合（過去はその程度の軌道離心率があった）、潮汐加熱は放射性物質の崩壊熱を上回り、より重要な熱源になるということが分かっている。
ガニメデ (衛星) 物理的特性
クレーターはどちらの種類の地形にも見られるが、暗い地形の方が特に多い。暗い地形の衝突クレーター密度は飽和しており、主に天体衝突現象によって表面が進化している。明るい溝の多い地形はクレーター地形は遥かに少なく、地殻変動に伴う表面の進化に対して衝突現象が果たす役割は小さい。クレーター密度から、暗い地形の年齢は40億歳程度と推定されており、これは月の高原地帯と似た年齢である。溝の多い地形はそれよりもいくらか若いが、どの程度若いのかは分かっていない。ガニメデは月と同じく35億年〜40億年前に非常に多くの天体衝突が起きた時期を経験していると考えられる。これが本当であれば、天体衝突の大部分はその時期に発生し、それ以降はクレーター形成率はずっと小さかったと考えられる。クレーターは溝の上に存在しているものもあれば溝によって区切られているものもあるため、いくつかの溝は非常に古い地形であることが示唆される。放出物の光条を持った比較的明るいクレーターも見られる。ガニメデのクレーターは、月や水星に見られるものよりも浅い形状をしている。これはガニメデの氷地殻は比較的脆弱な性質を持っており、物質が流動して起伏を慣らしている（あるいは慣らしていた） からだと考えられる。起伏が消滅してクレーターの痕跡しか残っていない太古のクレーターは、パリンプセストとして知られている。
ガニメデ (衛星) 物理的特性
ガニメデの特徴的な領域の一つは、ガリレオ地域 (Galileo Regio) と名付けられた暗い平原である。この地域は同心円状の溝やしわ状の模様を含んでおり、地質活動が活発な時期に形成されたものだと考えられている。
ガニメデは、水の霜で出来ていると思われる極冠を持つ。この霜は 40° の緯度にまで広がっている。これらの極冠はボイジャーの観測によって初めて明らかになった。極冠の形成メカニズムの仮説として、高緯度領域への水の移動と、プラズマによる氷への衝撃が挙げられている。ガリレオ探査機のデータは後者が正しいことを示唆している。ガニメデに磁場が存在するため、磁場に保護されていない極域はより強力な荷電粒子の衝撃を受ける。天体の表面に高速の粒子が衝突し、表面にあった粒子がエネルギーを与えられた結果として叩き出されて散逸する現象をスパッタリングと呼ぶ。このスパッタリングが水分子の再分配を促し、霜は極領域の中の局所的なより低温な領域へ移動する。
Anat と命名されたクレーターが、ガニメデの経度を測定するための参照点となっている。Anat は経度 128° と定義されている。0° は木星の方をまっすぐ向いた地点であり、特に記述がない限り経度の値は西に向かって増加する。
ガニメデ (衛星) 物理的特性
ガニメデは完全に分化していると考えられており、硫化鉄と鉄からなる核、ケイ酸塩岩石のマントルと、水の氷および液体の水の外層からなっている。ガニメデ内部の各層の詳細な厚さは、ケイ酸塩の組成として何を仮定するか (カンラン石と輝石の割合)、核の中の硫黄の量によって変化する。ガニメデは 0.31 という太陽系の固体天体の中で最も低い規格化した慣性モーメントを持っている。これはこの天体が多くの水を持っていることと、内部が完全に分化していることの帰結である。
ガニメデ (衛星) 物理的特性
1970年代にNASAの科学者が初めて、氷の層の間に厚い海が存在する可能性を指摘した。彼らは、表面付近の氷の層と、岩石マントルの上の氷の層の間に、液体の海の層が存在していると考えた。1990年代にNASAの探査機ガリレオがガニメデをフライバイし、内部海が存在することを明らかにした。2014年に発表された解析では水と塩分の効果を含めた現実的な熱力学を考慮し、ガニメデは氷の結晶の異なる相によって分割された複数の海の層を持つ可能性が示唆された。このモデルの中では、最も下にある液体の水の層は岩石マントルに隣接しているとされた。水と岩石の接触は、生命の起源にとって重要な要素である可能性がある。この解析では、推定される海の深さは岩石の「海底」までおよそ 800 km と非常に深く、対流する断熱的な海の底の温度は、氷と水の境界層での温度よりも 40 K 高いと推定された。
2015年3月にはハッブル宇宙望遠鏡を用いた観測で、ガニメデの表面をオーロラがどう動くかを観測することによって内部海の存在が示唆された。大きな海水の海はガニメデの磁場に影響を及ぼし、その結果としてオーロラにも影響を及ぼす。ドイツ・ケルン大学の ヨアヒム・ザウアー のチームがガニメデを紫外線で観測したところ、オーロラの揺れが本来予測されるよりも小さいことがわかった。天体内部にある導電性の液体、おそらく塩水により二次的な磁場が発生し、これがオーロラの揺れを軽減していると考えられる。研究チームの推算によれば、厚さ 150 km のガニメデの表層の下に深さ 100 km の海があり、その水の量は地球の海よりも多いという。この観測から、ガニメデの海は太陽系の中でもっとも大規模なものであるという証拠が示唆された。
ガニメデの海での生命の居住可能性については、いくつかの推論がある。
ガニメデの中心部には液体の鉄とニッケルが豊富な核が存在すると考えると、ガリレオ探査機によって検出されたガニメデの固有磁場の存在を自然に説明することができる。高い電気伝導率を持つ液体の鉄の対流は、磁場を生み出す最も合理的なモデルである。核の密度は 5.5〜6 g/cm3、ケイ酸塩岩石のマントルは 3.4〜3,6 g/cm3 である。この核の半径は最大で 500 km である。ガニメデの核の温度はおそらく 1500〜1700 K であり、圧力は最大で 10 GPaである。
ガニメデ (衛星) 大気
1972年、インドネシアのジャワ島とインドの Kavalur で働くインドとイギリスとアメリカ合衆国の天文学者のチームが、ガニメデと木星が恒星の手前を通過する掩蔽の最中に、ガニメデに薄い大気を検出したと主張した。彼らは表面気圧を 0.1 Pa と推定した。しかし1979年のボイジャー1号が木星をフライバイする際にケンタウルス座κ星を用いて行った掩蔽観測では異なる結果が得られた。掩蔽観測は波長が 200 nm よりも短い遠紫外線を用いて行われ、これは1972年に行われた可視光線での観測よりも気体の存在に対して遥かに感度の高い波長での観測であった。ボイジャーのデータでは、大気は存在しないことが明らかにされた。表面での粒子の数密度の上限値は 1.5×109 cm3 であることが見出され、これは気圧に直すと 2.5 µPa 未満であることに相当する。この値は1972年の推定値より5桁程度も小さい値である。
ガニメデ (衛星) 大気
ボイジャーのデータでは否定的な結果が出ていたものの、1995年にハッブル宇宙望遠鏡（HST）を用いて行われた観測では、エウロパで発見されているものに非常に似た、希薄な酸素大気 (外気圏) の兆候が得られている。HST では 130.4 nm と 135.6 nm の波長の遠紫外線で、酸素原子による大気発光が観測された。このような大気発光は酸素分子が電子の衝突によって解離する際に発生し、酸素分子を主成分とする一定量の中性大気が存在する証拠と考えられる。表面での大気分子の数密度は (1.2-7)×108 cm-3 の範囲であると考えられ、これは圧力に直すと 0.2〜1.2 µPa に相当する。この値はボイジャーによって1981年に得られていた大気圧力の上限値と矛盾しない。この酸素は生命が存在する証拠ではない。ガニメデの表面にある氷に放射が当たることによって水素と酸素に解離し、水素は原子量が小さいため急速に失われてしまう。ガニメデで観測された大気発光は、エウロパで見られるような空間的に一様なものではなかった。HST では北半球と南半球にある2つの明るい斑点が観測され、緯度 ±50° の付近であった。これはガニメデの磁気圏の磁力線が宇宙空間に開いているか閉じているかの境界線がある緯度と一致する。明るい斑点はおそらくは極のオーロラであり、開いた磁力線に沿ってプラズマが降下したことによって引き起こされたと考えられる。
ガニメデ (衛星) 大気
酸素大気の存在を示す別の証拠は、ガニメデ表面の氷に捕獲されたガスのスペクトルを検出することで得られている。1996年にはオゾン (O3) の特徴を示すスペクトルが検出されている。1997年には酸素分子の二量体もしくは二原子分子の吸収の特徴が分光データの解析から明らかにされている。このような吸収は、酸素が高密度な状態にいる場合にのみ見られる特徴である。最も有力な候補は、氷の中に捕獲された酸素分子である。二量体の吸収バンドの深さは緯度と経度に依存しており、一方で表面のアルベドにはあまり依存していない。ガニメデの緯度が高くなるにつれて吸収の深さは小さくなる傾向があり、これはオゾンが示すものとは反対の傾向である。実験室での研究では、酸素分子は固まったり泡になったりはしないものの、ガニメデの比較的温かい表面温度 (100 K、-173.15℃) では氷に溶解することが示されている。