Europa.

La composición de Europa es parecida a la de los planetas interiores, estando compuesta principalmente por rocas silíceas. Tiene una capa externa de agua de unos 100 km de espesor (parte como hielo en la corteza, parte en forma de océano líquido bajo el hielo). Puede que también tenga un pequeño núcleo metálico de hierro.La superficie de Europa es muy lisa. Se han observado pocos accidentes geográficos de mHay pocos cráteres en Europa, solo tres cráteres mayores de 5 km de diámetro: Pwyll, de 39 km de diámetro, es el más conocido. El albedo de Europa es uno de los mayores de todas las lunas. Esto podría indicar una superficie joven y activa; basándose en estimaciones sobre la frecuencia del bombardeo de cometas que probablemente soporta Europa, su superficie no puede tener más de 30 millones de añosás de unos cientos de metros de altura.La temperatura de la superficie de Europa es de 110 K (-160° C) en el ecuador y de solo 50 K (-210° C) en los polos. Los mayores cráteres parecen estar rellenos de hielo nuevo y plano; basándose en esto y en la cantidad de calor generado en Europa por las fuerzas de marea, se estima que la corteza de hielo sólido tiene un espesor aproximado entre 10-30 km, lo que puede significar que el océano líquido pueda tener una profundidad de 90 km.La característica más llamativa de la superficie de Europa son una serie de vetas oscuras que se entrecruzan por toda la superficie de la luna. Estas vetas se asemejan a las grietas del hielo marino en la Tierra; un examen detallado muestra que las orillas de la corteza de Europa a cada lado de las grietas están desplazadas de su posición original. Otra característica presente en la superficie de Europa son las "pecas" o superficies lenticulares, circulares o elípticas. Muchas son bóvedas, otras hoyos y otras manchas oscuras lisas; otras tienen unas textura desigual. La superficie de las cúpulas parece trozos de las llanuras más antiguas que los rodean que hubiesen sido empujados hacia arriba. Se piensa que se formaron a partir de bloques de hielo más calientes que ascendieron respecto al hielo más frío de la corteza, de forma similar a lo que ocurre con las cámaras de magma en la corteza terrestre.Las manchas oscuras lisas pueden haberse formado por agua líquida que ha escapado del interior cuando se fractura la superficie de hielo. Y las pecas irregulares (llamadas regiones de "caos", por ejemplo Conamara) parecen haberse formado a partir de muchos pequeños fragmentos de corteza sobre manchas oscuras lisas, como icebergs en un mar congelado.

Io.

Fue descubierta por Galileo Galilei en 1610 y recibió inicialmente el nombre de Jupiter I como primer satélite de Júpiter.

Con más de 400 volcanes activos, es el objeto más activo geológicamente del Sistema Solar. Esta actividad tan elevada se debe al calentamiento por marea, que es la respuesta a la disipación de enormes cantidades de energía proveniente de la fricción provocada en el interior del satélite. Varios volcanes producen plumas de sulfuro y dióxido de sulfuro, que se elevan hasta los 500 km. Su superficie también posee más de 100 montañas que han sido levantadas por la extrema compresión en la base de la corteza de silicato del satélite. Algunas de estas montañas son más altas que el Monte Everest.
A diferencia de la mayoría de los satélites externos del Sistema Solar, que se encuentran cubiertos de gruesas capas de hielo, Ío está compuesto principalmente de roca de silicato rodeando un núcleo de hierro derretido.Ío podría tener una composición química similar a la de los planetas telúricos, principalmente compuestos de rocas de silicatos.Estudios en el infrarrojo desde la superficie terrestre muestran que algunas de las regiones más calientes del satélite, cubiertas por flujos de lava, alcanzan temperaturas de hasta 2.000 K (aunque las temperaturas medias son mucho más frías, cercanas más bien a los 130 K).podría tener una fina atmósfera compuesta de dióxido de azufre y algunos otros gases. A diferencia de los demás satélites galileanos, carece casi por completo de agua.En las profundidades de Ío se encuentra probablemente un núcleo compuesto de elementos metálicos más pesados tales como el hierro. Este núcleo es el que da lugar a la magnetosfera de esta luna.

Tebe.

Es un luna de Júpiter, el cuarto más próximo del planeta y el más externo del grupo de Amaltea.

Amaltea.

Es el tercer satélite de Júpiter en orden de distancia, y el miembro principal del Grupo de Amaltea.Describe una órbita casi circular muy cercana a Júpiter, y forma parte del anillo de Amalthea, constituido principalmente por material de su propia superficie. Desde la superficie de Amaltea, Júpiter abarcaría una gran fracción del cielo, siendo unas 92 veces mayor que la Luna vista desde la Tierra.
Tiene una forma irregular, es de color rojizo, y probablemente está formado por hielo de agua, junto con una cantidad desconocida de otros materiales. El relieve de su superficie está plagado de cráteres y montañas enormes.es el objeto celeste más rojizo del Sistema Solar, todavía más que Marte. Este color se debe a partículas de azufre y otros materiales provenientes del satélite Ío. A veces, en los principales desniveles del satélite, aparecen puntos brillantes de luz verde, aunque el origen de estos destellos es incierto. La superficie de Amaltea es ligeramente más brillante que las del resto de satélites interiores de Júpiter. Existe una importante asimetría entre ambos hemisferios, uno de ellos es unas 1,3 veces más brillante que el otro. Dicha asimetría podría deberse a la alta frecuencia y velocidad de los impactos de objetos externos en este segundo hemisferio, los cuales ocultan el material brillante de la superficie, normalmente hielo, en el interior del satélite. Amaltea tiene una figura irregular, con dimensiones de 250x146x128 km, y con el eje mayor apuntando siempre hacia Júpiter; es decir, que el satélite se encuentra en un estado de rotación síncrona.Su superficie está plagada de cráteres, algunos de ellos de un tamaño gigantesco comparado con el tamaño de la luna: Pan, el cráter más extenso, mide 100 km de diámetro y tiene 8 kilómetros de profundidad. El segundo cráter en extensión, Gaea, tiene un diámetro de 80 kilómetros, y es probablemente el doble de profundo que Pan. Amaltea también se caracteriza por sus altas y numerosas montañas, dos de ellas, Mons Lyctas y Mons Ida, alcanzan los 20 kilómetros de altura.
El gran tamaño y la forma irregular de Amaltea, llevó a la conclusión de que se trataba de un cuerpo bastante fuerte y muy rígido, pues se alegó que un cuerpo compuesto mayoritariamente de hielo u otros materiales similares, deberían de formar una esfera debido a la acción de su propia gravedad.

Adrastea.

Es el segundo satélite de Júpiter en orden de distancia al planeta y es el más pequeño de los cuatro satélites interiores. Fue descubierto en las fotografías tomadas por la sonda espacial Voyager 2 en 1979, y posteriormente, en 1983, tomó oficialmente el nombre de la mítica Adrastea, hija de Júpiter y de Ananké.
Este satélite pertenece al Grupo de Amaltea de pequeñas lunas jovianas y se encuentra dentro del anillo planetario de Júpiter. Su órbita se encuentra dentro de la distancia orbital síncrona del planeta, por lo que las fuerzas de marea causan un lento descenso en su altura orbital.

Adrastea tiene una forma irregular con unas medidas de 20×16×14 km. Esto hace que Adrastea sea el más pequeño de los cuatro satélites interiores. La composición y masa de Adrastea no son conocidos, pero asumiendo que su densidad media es como la de Amaltea,(alrededor de 0,86 g/cm³ ) su masa puede ser estimada en cerca de 2×1015 kg. La densidad de Amaltea implica que el satélite está compuesto de agua en forma de hielo con una porosidad de un 10 a 15 por ciento, y Adrastea puede ser muy similar.
No hay detalles de la superficie conocidos, dada la baja resolución de las imágenes disponibles.Es el segundo satélite más cercano a Júpiter y el menor de los cuatro satélites interiores que componen el grupo de Amaltea. Orbita a Júpiter en un radio cercano a 129.000 km (1,806 radios de Júpiter) en el lado exterior del anillo principal. Adrastea es sólo uno de los tres satélites en el sistema solar conocido por orbitar su planeta en menos tiempo que lo que dura el día del planeta, los otros dos, son Metis, y Fobos satélite de Marte. La órbita tiene una pequeña excentricidad de 0.0018 y una inclinación de aproximadamente 0.03°.La inclinación es relativa al ecuador de Júpiter.

Satélites de júpiter.

Metis.

Es el satélite de Júpiter más cercano a su superficie. Se encuadra dentro del Grupo de Amaltea de las pequeñas lunas de Júpiter.
Esta luna fue descubierta en 1979 en imágenes enviadas por la sonda espacial Voyager 1 y fue designada temporalmente como S/1979 J3. En 1983 tomó oficialmente el nombre de Metis, la Titánide que fue primera esposa de Zeus y madre de Atenea.
Metis se encuentra dentro del principal anillo planetario de Júpiter, y puede ser la fuente del material que lo compone.
Todavía se tiene poca información sobre este satélite.
No debe confundirese con el asteroide 9 Metis. Metis posee una forma irregular y mide aproximadamente 60×40×34 km . Su masa y la composición de su núcleo son desconocidos. Su superficie posee muchos cráteres. Su albedo es bajo, especialmente en el hemisferio frontal, que es 1,3 veces más brillante que el trasero. Su coloración es rojiza.
Su órbita es prácticamente circular y sin inclinación. Las fuerzas de marea hacen que rote sincronizadamente con Júpiter, mostrándole siempre la misma cara y con el eje más alargado apuntando hacia él. Se encuentra dentro del rádio de órbita sincrónica del planeta, y por lo tanto las fuerzas de marea están causando un lento descenso en su altura orbital.
La órbita de Metis se encuentra a unos 1000 km al interior del anillo principal de Júpiter. Su órbita se encuentra en un hueco de los anillos de unos 500 km de anchura. La relación es por tanto evidente, aunque no bien definida. Se sabe que su superficie nutre de polvo al Anillo Principal a partir del material eyectado en las colisiones con meteoritos, al igual que lo hacen los demás satélites del Grupo de Amaltea.

Deimos

Es la más pequeña y externa de las dos lunas de Marte. llamada así por Deimos de la mitología griega. Es provablemente un asteroide, cuya órbita fue perturbada por la graveda de Júpiter, siendo capturado por Marte.

Posee una forma muy irreguar, se compone de roca rica en carbono e hielo, muy similar a los asteroides del tipo c, pero su superficie es más lisa que la de Fobos. Al contrario que Fobos que orbita rápidamente que de hecho sale por el oeste y se pone por el este, Deimos sale por el este y se pone por el oeste. Sin embargo el periodo órbital de Deimos excede el dia solar marciano por tan poco tiempo que pasan 2,7 dias desde la salida hasta la puesta, para un observador ecuatorial.

Su órbita es relativamente cercana a Marte y con sólo una pequeña inclinación respecto al ecuador marciano, Deimops no pude ser observado desde latitudes marcinas superiores a 83,7° .