Ananke.
Ananké (en griego antiguo Ἀνάγκη Ananke o Αναγκαιη Anankaie) o Jupiter XII es un satélite irregular y retrógrado de Júpiter. Fue descubierto por Seth Barnes Nicholson en el observatorio Mount Wilson en 1951. Su nombre proviene de Ananké, la madre de Adrastea junto con Zeus.
Nicholson evitaba el nombrar los satélites nuevos que descubría de una forma distinta a la notación galileana para los satélites, como ya hiciera Edward Emerson Barnard al descubrir Júpiter V (Amaltea). Esta notación consiste en asignarle un número romano a los satélites, según su orden de descubrimiento, precedido del nombre (a veces la inicial) del planeta al que orbita. De esta manera a Ananké se le denominó Jupiter XII hasta que recibió su nombre definitivo en 1974. Fue llamada a veces "Adrastea" entre 1955 y 1974.Adrastea es ahora el nombre de otro satélite de Júpiter.
Ananké da nombre al grupo de Ananké, lunas retrógradas e irregulares que orbitan a Júpiter entre 19,3 y 22,7 millones de km, con inclinaciones cercanas a los 150°.
En el espectro visible, Ananké aparece neutral a la luz roja, sus índices de color son B-V=0,90 V-R=0,38.
Mientras que su espectro infrarrojo es similar al de los asteroides de tipo-P pero con una posible indicación de agua.

Elara.

Elara es un satélite natural de Júpiter. Fue descubierto por Charles Dillon Perrine desde el observatorio de Lick, en California, en 1905 y se la nombró así por la madre del gigante Tityus, cuyo padre era Zeus.
Elara recibió su nombre de manera oficial en 1975; previamente se la conocía simplemente como Jupiter VII. A veces se la llamaba "Hera".
Pertenece al grupo de Himalia, cinco satélites con órbitas progradas similares, todas con una inclinación de alrededor de 27.5°.

Lisitea.

Lisitea es un satélite de Júpiter. Fue descubierto por Seth Barnes Nicholson en 1938 desde el Observatorio de Mount Wilson, y se la nombró así por Lisitea, hija de de Oceanus, y una de las amantes de Zeus.
Lisitea recibió su nombre en 1975; antes de la conocía solo como Jupiter X. A veces se la llamaba "Demeter".
Pertenece al grupo de Himalia, cinco lunas con órbitas progradas similares, todas con una inclinación alrededor de 27.5°.

Himalia.

Con un diámetro medio de 170 km, Himalia es el satélite irregular más grande del planeta Júpiter, y es también el miembro principal del grupo del mismo nombre. Fue descubierto por C. D. Perrine en 1904 desde el observatorio de Lick

Antes de 1975, a Himalia se lo conocía simplemente como Jupiter VI. Himalia gira alrededor de Júpiter en una lejana órbita prograda, la cual tiene un período de aproximadamente 248 días.
El 19 de diciembre de 2000, la misión Cassini/Huygens estaba en rumbo hacia el planeta Saturno cuando obtuvo la imagen de baja resolución de Himalia (la que aparece en la ficha).

Dado que su órbita es similar a la de otros satélites, se piensa que Himalia es el miembro mayor de una familia de satélites progrados e irregulares de Júpiter (Grupo de Himalia). Los otros satélites miembros serían Leda (15 km), Elara (75 km), Lisitea (35 km), y S2000/J11 (4 km). Se especula que en los albores de la formación del planeta Júpiter pudiese haber existido un número mucho mayor de objetos en órbitas similares, los cuales han ido desapareciendo al chocar y ser destruidos por Himalia.
Con magnitud 14,6 durante las oposiciones, es el único satélite no galileano que puede ser capturado por los aficionados con sus equipos: para ello es preciso disponer de cámaras CCD y posiciones precisas, que pueden ser obtenidas en cualquier Anuario astronómico

Leda.

Leda es un pequeño satélite irregular de Júpiter, y orbita alrededor de este en una órbita prógrada en casi 239 días. Fue descubierto por Charles T. Kowal desde el observatorio de Monte Palomar (California) el 14 de setiembre de 1974 después de tres noches de observaciones fotográficas (de 11 a 13 de septiembre; Leda aparece en todas las placas fotográficas). También es conocido como Jupiter XIII. Se nombró Leda a esta luna en honor a la reina de Esparta que fue madre de Cástor, Pólux, Clitemnestra y Helena de Troya.
Leda pertenece al grupo de Himalia, cinco lunas que orbitan Júpiter entre 11×106 y 13×106 kilómetros a una inclinación aproximada de 27.5°.

Calisto.

Es el tercer satélite más grande del Sistema Solar y el segundo del sistema joviano, después de Ganímedes. Calisto tiene aproximadamente el 99% del diámetro del planeta Mercurio, pero sólo un tercio de su masa. Es el cuarto satélite galileano en cuanto a distancia a Júpiter, con un radio orbital de 1.880.000 kilómetros No está influido por la resonancia orbital que afecta a los tres satélites galileanos interiores: Ío, Europa y Ganímedes; por lo que no sufre un calentamiento apreciable por fuerzas de marea, como sí ocurre en los otros tres. Calisto tiene una rotación síncrona, es decir, su período de rotación concuerda con su período orbital, de manera que, igual que la Luna con la Tierra, siempre "muestra" la misma cara a Júpiter. La superficie de Calisto no está tan influida por la magnetosfera de Júpiter como la de los otros satélites interiores ya que su órbita es más lejanaEste satélite está compuesto aproximadamente por partes iguales de roca y hielo, con una densidad media de unos 1,83 g/cm3. Los componentes detectados mediante la firma espectral de la superficie incluyen hielo, dióxido de carbono, silicatos, y compuesto orgánicos. La investigación de la sonda espacial Galileo reveló que Calisto tiene un núcleo, compuesto principalmente de silicatos, y además, la posibilidad de un océano interno de agua líquida a una profundidad superior a 100 kilómetros.
La superficie de Calisto está repleta de cráteres y es muy antigua. No presenta señales de actividad tectónica y se piensa que su evolución se ha producido predominantemente bajo la influencia de los impactos de numerosos meteoritos a lo largo de su existencia.Calisto está rodeado por una atmósfera extremadamente fina, compuesta de dióxido de carbono y probablemente de oxígeno molecular,además de una ionosfera relativamente fuerte.Se piensa que el segundo satélite mayor de Júpiter se formó por una "lenta" acreción del remolino de materia que rodeó Júpiter después de su formación. Esta lentitud y la falta de fuerzas de marea evitaron una rápida diferenciación planetaria. La también lenta convección en el interior de Calisto, que empezó poco después de su formación, ha producido una diferenciación planetaria parcial y aporta la posibilidad de un océano interior a una profundidad de 100 a 150 kilómetros, así como un pequeño núcleo rocoso.Calisto es el satélite galileano más lejano de Júpiter. Orbita a una distancia de aproximadamente 1.880.000 km (26,3 veces el radio de Júpiter, 71.398 km). Esta es significativamente superior a la del siguiente satélite galileano, Ganímedes, con un radio orbital de sólo 1.070.000 km. El resultado de esta distancia relativamente grande es que Calisto no está afectado por la resonancia orbital que afecta a los otros tres satélites galileanos; además, es probable que nunca le haya afectado.La densidad media de Calisto de 1,83 g/cm3 sugiere que presenta una composición de aproximadamente la misma cantidad de material rocoso y agua helada junto con algunos hielos volátiles, como amoniaco. La fracción de las masas de hielo (de diferentes materiales) está entre el 49% y el 55%. La composición exacta de la parte rocosas de Calisto es desconocida, pero probablemente está formada por rocas ordinarias de condrita (rocas meteóricas) de tipos LL, que se caracterizan por su bajo contenido en hierro e hierro metálico y una relativa abundancia de óxido de hierro.
Igual que para muchos otros satélites planetarios, la rotación de Calisto es síncrona, es decir, su período orbital es igual a su período de rotación. La duración del día calistiano, idéntica a su período orbital, es de unos 16,7 días terrestres. Tiene una órbita muy poco excéntrica y poco inclinada respeto al ecuador joviano.

Ganímedes.

Es el satélite más grande de Júpiter, así como también el más grande del Sistema Solar. De hecho es mayor que el planeta Mercurio aunque sólo tiene la mitad de su masa. También tiene un campo magnético propio, por lo que se c El nombre de Ganímedes proviene del escanciador mitológico de los dioses griegos. Este nombre sólo fue popularizado a partir de la mitad del siglo XX.ree que su núcleo puede contener metales.está compuesto de silicatos y hielo, con una corteza de hielo que flota encima de un fangoso manto que puede contener una capa de agua líquida.La superficie de Ganímedes es una mezcla aproximadamente igual de dos tipos de terreno: uno muy viejo, muy craterizado y las regiones oscuras y algo más jóvenes (aunque todavía viejas) marcadas con una serie extensa de ranuras y anillos de origen claramente tectónica.
La corteza de Ganímedes parece estar dividida en placas tectónicas, como la Tierra. Las placas tectónicas puede moverse independientemente y actuar a lo largo de zonas de la fractura que producen las cordilleras. Muchos cráteres de impacto se ve en ambos tipos de terreno. La densidad de craterización indica una edad de 3 a 3,5 mil millones de años, similar a los de la Luna. También hay cráteres relativamente jóvenes que tienen rayos de eyección. Al contrario de en la Luna, sin embargo, los cráteres de Ganímedes son bastante llanos, faltando las montañas del anillo y las depresiones centrales común a los cráteres en la Luna y Mercurio. Esto es probablemente debido a la naturaleza relativamente débil de la helada corteza de Ganímedes que puede fluir durante mucho tiempo geológico y por eso desaparecen.
El rasgo más grande en Ganímedes es una llanura oscura llamada Galileo Regio, así como una serie de anillos concéntricos que son remanentes de un cráter de impacto antiguo aunque se encuentra muy borrado por la actividad geológica subsecuente.