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木卫三
木卫三是太阳系中已知的唯一一颗拥有磁圈的卫星，其磁圈可能是由富铁的流动内核的对流运动所产生的。其中的少量磁圈与木星的更为庞大的磁场相交迭，从而产生了向外扩散的场线。木卫三拥有一层稀薄的含氧大气层，其中含有原子氧、氧气和臭氧，同时原子氢也是大气的构成成分之一。而木卫三上是否拥有电离层还尚未确定。
一般认为木卫三是由伽利略·伽利莱在1610年首次观测到的。后来天文学家西门·马里乌斯建议以希腊神话中神的斟酒者、宙斯的爱人蓋尼米德为之命名。从先驱者10号开始，多艘太空船曾近距离掠过木卫三。旅行者号太空船曾经精确地测量了该卫星的大小，伽利略号探测器则发现了它的地下海洋和磁场。此外，一个被称为“木衛二－木星系統任務”的全新的探测木星的冰卫星的计划，原定于2020年前后发射，但最终未能实施，该任务被于2023年发射的木星冰月探测器取代。
木卫三 发现与命名
1610年1月11日，伽利略·伽利莱观测到三颗靠近木星的星体；第二天晚上，他注意到这三颗星体发生了位移。接着，他又发现了第四颗星体，即后来的木卫三。至1月15日晚，伽利略确定这些星体是围绕木星运行的。他声称有权为这些卫星命名，并曾考虑过“科斯安卫星”（Cosmian Stars）的名字，但最终将之命名为“美第奇卫星”(Medicean Stars)。
法国天文学家尼古拉斯-克劳迪·法布里·德·佩瑞斯特建议为美第奇卫星家族的各颗卫星分别命名，但是其建议未被采纳。原本宣称其最初发现伽利略卫星的西门·马里乌斯曾试图将这几颗卫星命名为“朱庇特的萨图尔努斯”（Saturn of Jupiter）、“朱庇特的朱庇特”（Jupiter of Jupiter，即指木卫三）、“朱庇特的维纳斯”（Venus of Jupiter）和“朱庇特的墨丘利”（Mercury of Jupiter），但也从未被采用。后来在约翰内斯·开普勒的建议下，马里乌斯又提出了一种命名法：
木卫三 发现与命名
这种命名法在相当长的时期内并没有被普遍接受，直至20世纪中期才得到普遍使用。在早期的天文学文献中，该卫星均以罗马数字作为指代（该体系由伽利略提出），即被称为木卫三（Jupiter III ）或“朱庇特的第三颗卫星”（third satellite of Jupiter）。后来随着土星的卫星群的发现，基于开普勒和马里乌斯建议的命名系统开始被用于指称木星的卫星。木卫三是伽利略卫星中唯一一颗以男性人物名字命名的。
另外，中国科学史学家、天文学家席泽宗认为，这颗卫星早在前364年就由东周战国时代的天文学家甘德发现，比伽利略和马里乌斯早了两千多年。不过这种说法没有得到国际普遍的认可。
木卫三 轨道
木卫三的轨道距离木星107万400公里，是伽利略卫星中距离木星第三近的，其公转周期为7天3小时。和大部分已知的木星卫星一样，木卫三也为木星所锁定，永远都以同一面面向木星。它的轨道离心率很小，轨道倾角也很小，接近于木星赤道，同时在数百年的周期里，轨道的离心率和倾角还会以周期函数的形式受到太阳和木星引力摄动的影响。变化范围分别为0.0009-0.0022和0.05-0.32°。这种轨道的变化使得其转轴倾角在0-0.33°之间变化。
木卫三和木卫二、木卫一保持着轨道共振关系：即木卫三每公转一周，木卫二即公转两周、木卫一公转四周。当木卫二位于近拱点、木卫一位于远拱点时，两者之间会出现上合现象；而当木卫二位于近拱点时，它和木卫三之间也会出现上合现象。木卫一-木卫二和木卫二-木卫三的上合位置会以相同速率移动，遂三者之间没有可能出现三星合现象。这种复杂的轨道共振被称为拉普拉斯共振。
木卫三 轨道
现今的拉普拉斯共振并无法将木卫三的轨道离心率提升到一个更高的值。0.0013的离心率值可能是早期残留下来的——当时轨道离心率的提升是有可能的。但是木卫三的轨道离心率仍然让人困惑：如果在现阶段其离心率值无法提升，则必然得表明在其内部的潮汐耗散作用下，它的离心率值正在逐渐损耗。这意味着离心率值的最后一次损耗就发生在数亿年之前。由于现今木卫三轨道的离心率相对较低——平均只有0.0015，所以现今木卫三的潮汐热也应该相应的十分微弱。但是在过去，木卫三可能已经经历过了一种或多种类拉普拉斯共振[i] ，从而使得其轨道离心率能达到0.01-0.02的高值。这可能在木卫三内部引起了显著的潮汐热效应；而这种多阶段的内部加热最终造成了现今木卫三表面的槽沟地形。
人们还无法确切知晓木卫一、木卫二和木卫三之间的拉普拉斯共振是如何形成的。现今存在两种假说：一种认为这种状态在太阳系形成之初即已存在；另一种认为这种状态是在太阳系形成之后才发展出来的。一种可能的形成过程如下：首先是由于木星的潮汐效应，致使木卫一的轨道向外推移，直至某一点与木卫二发生2:1的轨道共振；之后其轨道继续向外推移，同时将部分的旋转力矩转移给木卫二，从而也引起了后者的轨道向外推移；这个过程持续进行，直到木卫二到达某一点，与木卫三形成2:1的轨道共振。最终三者之间的两对上合现象的位置移动速率保持一致，形成拉普拉斯共振。
木卫三 物理特性
木卫三的平均密度为1.936g/cm3，表明它是由近乎等量的岩石和水构成的，后者主要以冰体形式存在。冰体的质量占卫星总质量的46-50%，比之木卫四稍低。此外可能还存在某些不稳定的冰体，如氨的冰体。木卫三岩石的确切构成还不为人知，但是很可能接近于L型或LL型普通球粒陨石，这两类陨石较之H球粒陨石，所含的全铁和金属铁较少，而铁氧化物较多。在木卫三上，以质量计，铁和硅的丰度比为1.05-1.27，而在太阳中，则为1.8。
木卫三表面的反照率约为0.43。冰体水广泛存在于其表面，比重达到50-90%，高出整体比重许多。利用近红外光谱学，科学家们在1.04、1.25、1.5、2.0和3.0微米波长段发现了强烈的冰体水的吸附带。明亮地带的槽沟构造可能含有较多的冰体，故显得较为明亮。除了水外，对伽利略号和地基观测站拍摄的高分辨率近红外光谱和紫外线光谱结果的分析也显示了其他物质的存在，包括二氧化碳、二氧化硫，也可能还包括氰、硫酸氢盐和多种有机化合物。此外伽利略号还在木卫三表面发现了硫酸镁、硫酸钠等物质。这些盐类物质可能来自于地表之下的海洋。
木卫三 物理特性
木卫三的表面是不对称的：其同轨道方向的一面要亮于逆轨道方向的一面。这种状况类似于木卫二，而和木卫四的状况正好相反。此外，木卫三同轨道方向一面似乎富含二氧化硫。而二氧化碳在两个半球的分布则相对均匀，尽管在极地地区并未观测到它的存在。木卫三上的撞击坑（除了一个之外）并不富含二氧化碳，这点也与木卫四不同。木卫三的二氧化碳可能在过去的一段时期已经被消耗殆尽了的说法不确切。
木卫三的地层结构已经充分分化，它含有一个由硫化亚铁和铁构成的内核、由硅酸盐构成的内层地函和由冰体构成的外层地函。这种结构得到了由伽利略号在数次飞掠中所测定的木卫三本身较低的无量纲转动惯量[g]——数值为0.3105± 0.0028——的支持。事实上，木卫三是太阳系中转动惯量最小的固态天体。伽利略号探测到的木卫三本身固有的磁场则与其富铁的、流动的内核有关。拥有高电导率的液态铁的对流是产生磁场的最合理模式。
木卫三 物理特性
木卫三内部不同层次的厚度取决于硅酸盐的构成成分（其中部分为橄榄石和辉石）以及内核中硫元素的数量。最可能的情况是其内核半径达到700-900公里，外层冰质地涵厚度达800-1000公里，其余部分则为硅酸盐质地涵。内核的密度达到了5.5–6g/cm3，硅酸盐质地涵的密度为3.4–3.6g/cm3。与地球内核结构类似，某些产生磁场的模型要求在铁-硫化亚铁液态内核之中还存在着一个纯铁构成的固态内核。若是这种类型的内核，则其半径最大可能为500公里。木卫三内核的温度可能高达1500-1700K，压力高达100千巴（100亿帕）。
木卫三的表面主要存在两种类型的地形：一种是非常古老的、密布撞击坑的暗区，另一种是较之前者稍微年轻（但是地质年龄依旧十分古老）、遍布大量槽沟和山脊的明区。暗区的面积约占球体总面积的三分之一，其间含有粘土和有机物质，这可能是由撞击木卫三的陨石带来的。
木卫三 物理特性
而产生槽沟地形的加热机制则仍然是行星科学中的一大难题。现今的观点认为槽沟地形从本质上说主要是由构造活动形成的；而如果冰火山在其中起了作用的话，那也只是次要的作用。为了引起这种构造活动，木卫三的岩石圈必须被施加足够强大的压力，而造成这种压力的力量可能与过去曾经发生的潮汐热作用有关——这种作用可能在木卫三处于不稳定的轨道共振状态时发生。引力潮汐对冰体的挠曲作用会加热星体内部，给岩石圈施加压力，并进一步导致裂缝、地垒和地堑的形成，这些地形取代了佔木卫三表面积70%的古老暗区。槽沟地形的形成可能还与早期内核的形成过程及其后星体内部的潮汐热作用有关，它们引起的冰体的相变和热胀冷缩作用可能导致木卫三发生了微度膨胀，幅度为1-6%。随着星体的进一步发育，热水喷流被从内核挤压至星体表面，导致岩石圈的构造变形。星体内部的放射性衰变产生的热能是最可能的热源，木卫三地下海洋的形成可能就有赖于它。通过研究模型人们发现，如果过去木卫三的轨道离心率值较现今高很多（事实上也可能如此），那么潮汐热能就可能取放射性衰变热源而代之，成为木卫三最主要的热源。
木卫三 物理特性
撞击坑在两种地形中均可见到，但是在暗区中分布的更为密集：这一区域遭遇过大规模的陨石轰击，因而撞击坑的分布呈饱和状态。较为明亮的槽沟地形区分布的撞击坑则较少，在这里由于构造变形而发育起来的地形成为了主要地质特征。撞击坑的密度表明暗区的地质年龄达到了40亿年，接近于月球上的高地地形的地质年龄；而槽沟地形则稍微年轻一些（但是无法确定其确切年龄）。和月球类似，在35-40亿年之前，木卫三经历过一个陨石猛烈轰击的时期。如果这种情况属实，那么这个时期在太阳系内曾经发生了大规模的轰击事件，而这个时期之后轰击率又大为降低。在亮区中，既有撞击坑覆盖于槽沟之上的情况，也有槽沟切割撞击坑的情况，这说明其中的部分槽沟地质年龄也十分古老。木卫三上也存在相对年轻的撞击坑，其向外发散的辐射线还清晰可见。木卫三的撞击坑深度不及月球和水星上的，这可能是由于木卫三的冰质地层质地薄弱，会发生位移，从而能够转移一部分的撞击力量。许多地质年代久远的撞击坑的坑体结构已经消失不见，只留下一种被称为变餘结构（英語：）的残迹。
木卫三 物理特性
木卫三的显著特征包括一个被称为伽利略区的较暗平原，这个区域内的槽沟呈同心环分布，可能是在一个地质活动时期内形成的。另外一个显著特征则是木卫三的两个极冠，其构成成分可能是霜体。这层霜体延伸至纬度为40°的地区。旅行者号首次发现了木卫三的极冠。目前有两种解释极冠形成的理论，一种认为是高纬度的冰体扩散所致，另一种认为是外空间的等离子态冰体轰击所产生的。伽利略号的观测结果更倾向于后一种理论。
木卫三 物理特性
1972年，一支在印度尼西亚的博斯查天文台工作的印度、英国和美国天文学家联合团队宣称他们在一次掩星现象中探测到了木卫三的大气，当时木星正从一颗恒星之前通过。他们估计其大气压约为1微巴（0.1帕）。1979年旅行者1号在飞掠过木星之时，借助当时的一次掩星现象进行了类似的观测，但是得到了不同的结果。旅行者1号的掩星观测法使用短于200纳米波长的远紫外线光谱进行观测，这比之1972年的可见光谱观测法，在测定气体存在与否方面要精确得多。旅行者1号的观测数据表明木卫三上并不存在大气，其表面的微粒数量密度最高只有1.5 × 109 cm−3，对应的压力小于2.5 × 10−5微巴。后一个数据较之1972年的数据要小了5个数量级，说明早期的估计太过于乐观了。
木卫三 物理特性
不过1995年哈勃空间望远镜发现了木卫三上存在稀薄的、以氧为主要成分的大气，这点类似于木卫二的大气。哈勃望远镜在130.4纳米到135.6纳米段的远紫外线光谱区探测到了原子氧的大气光。这种大气光是分子氧遭受电子轰击而离解时所发出的，这表明木卫三上存在着以O2分子为主的中性大气。其表面微粒数量密度在 1.2–7 × 108 cm−3范围之间，相应的表面压力为0.2–1.2 × 10−5微巴。[h] 这些数值在旅行者号1981年探测的数值上限之内。这种微量级的氧气浓度不足以维持生命存在；其来源可能是木卫三表面的冰体在辐射作用下分解为氢气和氧气的过程，其中氢气由于其原子量较低，很快就逃逸出木卫三了。木卫三上观测到的大气光并不像木卫二上的同类现象一般在空间分布上呈现均一性。哈柏望遠鏡在木卫三的南北半球发现了数个亮点，其中两个都处于纬度50°地区——即木卫三磁圈的扩散场线和聚集场线的交界处。同时也有人认为亮点可能是等离子体在下落过程中切割扩散场线所形成的极光。
木卫三 物理特性
中性大气层的存在着木卫三上也应该存在电离层，因为氧分子是在遭受来自磁圈和太阳远紫外辐射的高能电子轰击之后而电离的。但是和大气层一样，木卫三电离层的性质也引发了争议。伽利略号的部分观测发现在木卫三表面的电子密度较高，表明其存在电离层，但是其他观测则毫无所获。通过各种观测所测定的木卫三表面的电子密度处于400–2,500 cm−3范围之间。及至2008年，木卫三电离层的各项参数仍未被精确确定。
证明木卫三含氧大气存在的另一种方法是对藏于木卫三表层冰体中的气体进行测量。1996年，科学家们公布了针对臭氧的测量结果。1997年，光谱分析揭示了分子氧的二聚体（或双原子分子）吸收功能，即当氧分子处于浓相状态时，就会出现这种吸收功能，而如果分子氧藏于冰体之中，则吸收功能最佳。二聚体的吸收光谱位置更多的取决于纬度和经度，而非表面的反照率——随着纬度的提高，吸收光谱的位置就会上移。而相反的，随着纬度的提高，臭氧的吸收光谱则会下移。实验室的模拟试验表明，在木卫三上表面温度高于100K的地区，O2并不会聚合在一起，而是扩散至冰体中。
木卫三 物理特性
当在木卫二上发现了钠元素之后，科学家们便开始在木卫三的大气中寻找这种物质，但是到了1997年都一无所获。据估计，钠在木卫三上的丰度比木卫二小13倍，这可能是因为其表面原本就缺乏该物质或磁圈将这类高能原子挡开了。木卫三大气层中存在的另一种微量成分是原子氢，在距该卫星表面3000公里的太空即已能观测到氢原子的存在。其在星体表面的数量密度约为1.5 × 104 cm−3。
1995年至2000年间，伽利略号共6次近距离飞掠过木卫三，发现该卫星有一个独立于木星磁场之外的、长期存在的、其本身所固有的磁矩，其大小估计为1.3 × 1013 T·m3，比水星的磁矩大三倍。其磁偶极子与木卫三自转轴的交角为176°，这意味着其磁极正对着木星磁场。磁層的北磁极位于轨道平面之下。由这个长期磁矩创造的偶极磁场在木卫三赤道地区的强度为719±2纳特斯拉，超过了此处的木星磁场强度——后者为120纳特斯拉。木卫三赤道地区的磁场正对着木星磁场，这使其场线有可能重新聚合。而其南北极地区的磁场强度则是赤道地区的两倍，为1440纳特斯拉。
木卫三 物理特性
长期存在的磁矩在木卫三四周划出一个空间，形成了一个嵌入木星磁场的小型磁層。木卫三是太阳系中已知的唯一一颗拥有磁層的卫星。其磁層直径达4-5RG （RG=2,631.2公里）。在木卫三上纬度低于30°的地区，其磁層的场线是闭合的，在这个区域，带电粒子（如电子和离子）均被捕获，进而形成辐射带。磁層中所含的主要离子为单个的离子化的氧原子——O+——这点与木卫三含氧大气层的特征相吻合。而在纬度高于30°的极冠地区，场线则向外扩散，连接着木卫三和木星的电离层。在这些地区已经发现了高能（高达数十甚至数百千伏）的电子和离子，可能由此而形成了木卫三极地地区的极光现象。另外，在极地地区不断下落的重离子则发生了溅射运动，最终使木卫三表面的冰体变暗。
木卫三磁層和木星磁场的相互影响与太阳风和地球磁场的相互作用在很多方面十分类似。如绕木星旋转的等离子体对木卫三逆轨道方向磁層的轰击就非常像太阳风对地球磁场的轰击。主要的不同之处是等离子体流的速度——在地球上为超音速，而在木卫三上为亚音速。由于其等离子体流速度为亚音速，所以在木卫三逆轨道方向一面的磁场并未形成弓形激波。
除了其本身固有的磁層外，木卫三还拥有一个感应产生的偶极磁场，其存在与木卫三附近木星磁场强度的变化有关。该感应磁场随着木卫三本身固有磁層方向的变化，交替呈放射状面向木星或背向木星。该磁场的强度较之木卫三本身之磁场弱了一个数量级——前者磁赤道地区的场强为60纳特斯拉，只及木星此处场强的一半。木卫三的感应磁场和木卫四的以及木卫二的感应磁场十分相似，这表明该卫星可能也拥有一个高电导率的地下海洋。
由于木卫三的内部结构已经是彻底的分化型，且拥有一颗金属内核，所以其本身固有的磁層的产生方式可能与地球磁场的产生方式类似：即是内核物质运动的结果。如果磁场是基于发电机原理的产物，那么木卫三的磁層就可能是由其内核的成分对流运动所造成的。
尽管已知木卫三拥有一个铁质内核，但是其磁層仍然显得很神秘，特别是为何其他与之大小相同的卫星都不拥有磁層。一些研究认为在木卫三这种相对较小的体积下，其内核应该早已被充分冷却以致内核的流动和磁场的产生都无以为继。一种解释声称能够引起星体表面构造变形的轨道共振也能够起到维持磁層的作用：即木卫三的轨道离心率和潮汐热作用由于某些轨道共振作用而出现增益，同时其地幔也起到了绝缘内核，阻止其冷却的作用。另一种解释认为是地幔中的硅酸盐岩石中残留的磁性造成了这种磁層。如果该卫星在过去曾经拥有基于发电机原理产生的强大磁场，那么该理论就很有可能行得通。
木卫三 形成和演化
木卫三可能由木星次星云——即在木星形成之后环绕于其四周的、由气体和尘埃组成的圆盘——的吸积作用所产生。木卫三的吸积过程持续了大约1万年，相较于木卫四的10万年短得多。当木卫四开始形成之际，木星次星云中所含的气体成分已经相对较少；这导致了木卫四较长的吸积时间。相反，由于木卫三是紧接木星之后形成的，这时的次星云还比较浓密，所以其吸积作用所耗时间较短。相对较短的形成时间使得吸积过程中产生的热量较少逃逸，这些未逃逸的热量导致了冰体的融化和木卫三内部结构的分化：即岩石和冰体相互分开，岩石沉入星体中心形成内核。在这方面，木卫三与木卫四不同，后者由于其较长的形成时间而导致吸积热逃逸殆尽，从而无法在初期融化冰体以及分化内部结构。这一假说揭示了为何质量和构成物质如此接近的两颗卫星看起来却如此得不同。
木卫三 形成和演化
在其形成之后，木卫三的内核还保存了大部分在吸积过程和分化过程中形成的热量，它只是缓慢的将少量热量释放至冰质地幔层中，就如同热电池的运作一般。接着，地幔又通过对流作用将热量传导至星体表面。不久岩石中蕴含的放射性元素开始衰变，产生的热量进一步加热了内核，从而加剧了其内部结构的分化，最终形成了一个铁-硫化亚铁内核和一个硅酸盐地幔。至此，木卫三内部结构彻底分化。与之相比较，未经内部结构分化的木卫四所产生的放射性热能只能导致其冰质内部的对流，这种对流有效地冷却了星体，并阻止了大规模的冰体融化和内部结构的快速分化，同时其最多只能引起冰体与岩石的部分分化。现今，木卫三的冷却过程仍十分缓慢。从起内核和硅酸盐地幔所释放出的热量使得木卫三上的地下海洋得以存在，同时只是缓慢冷却的流动的铁-硫化亚铁内核仍在推动星体内的热对流，并维持着磁圈的存在。现在木卫三的对外热通量很可能高于木卫四。
木卫三 探测
数个飞掠过或绕木星运行的探测器对木卫三进行了仔细勘查。其中的第一批是先驱者10号和先驱者11号，两者传回的关于木卫三的信息较少。之后旅行者1号和旅行者2号于1979年飞掠过木卫三。它们精确测定了它的大小，最终证明它的体积要大于土卫六，后者曾被认为大于前者。此外，这两艘飞船还发现了木卫三上的槽沟地形。
1995年，伽利略号进入环木星轨道。在1996年至2000年间，它共6次近距离飞掠过木卫三。这6次飞掠被命名为G1，G2，G7，G8，G28，G29。在最接近的一次飞掠——G2——中，伽利略号距离木卫三表面仅264公里。在1996年的G1飞掠中，它发现了木卫三的磁场。后来又发现了木卫三的地下海洋，并于2001年对外公布。伽利略号传回了大量的光谱图像，并在木卫三表面发现了数种非冰化合物。最近前往近距离探测木卫三的探测器是新视野号，它于2007年在前往冥王星的途中飞掠过了木卫三，并在加速过程中拍摄了木卫三的地形图和构成图。
木卫三 探测
美国航空航天局和欧洲空间局合作的一项旨在探测木星卫星的计划——“木衛二－木星系統任務”原定于2020年实施。2009年2月，美国航空航天局和欧洲空间局确认该计划将优先于“土卫六－土星系统任务”得以实施。但是欧洲空间局的计划资金仍然面临来自该局其他计划的竞争。“木衛二－木星系統任務”包括美国航空航天局主持的“木星-木卫二轨道飞行器”和欧洲空间局主持的“木星-木卫三轨道飞行器”，可能还包括日本宇宙航空研究开发机构主持的“木星磁场探测器”。“木衛二－木星系統任務”最终被取消，其组成部分“木卫二轨道飞行器”和“木卫三轨道飞行器”分别被“欧罗巴快船”以及“木星冰月探测器”取代。
已被取消的环木卫三轨道探测计划还包括木星冰月轨道器。原计划使用核裂变反应堆作为其动力来源，这将使其能够对木卫三进行详细勘查。但是由于预算裁剪，该计划于2005年被取消。另外还有一个被取消的计划被称为“宏伟的木卫三”（The Grandeur of Ganymede）。
木卫四
木卫四又稱為「卡利斯托」（Callisto、發音： /kəˈlɪstoʊ/、希腊文：），是围绕木星运转的一颗卫星，由伽利略在1610年首次发现。木卫四是太阳系第三大卫星，也是木星第二大卫星，僅次於木卫三。木卫四的直径为水星直径的99%，但是质量只有它的三分之一。該衛星的轨道在四颗伽利略卫星中距离木星最远，约为188万公里。木卫四并不像内层的三颗伽利略卫星（木卫一、木卫二和木卫三）那般处于轨道共振状态，所以并不存在明显的潮汐热效应。木卫四属於同步自转卫星，永远以同一個面朝向木星。木卫四由于公轉轨道较远，表面受到木星磁场的影响小於内层的卫星。
木卫四由近乎等量的岩石和水所构成，平均密度约为1.83公克/公分3。天文學家通过光谱测定得知木卫四表面物质包括冰、二氧化碳、硅酸盐和各种有机物。伽利略号的探测结果顯示木卫四内部可能存在一个较小的硅酸盐内核，同时在其表面下100公里处可能有一个液态水構成的地下海洋存在。
木卫四
木卫四表面曾经遭受过猛烈撞击，其地质年龄十分古老。由于木卫四上没有任何板块运动、地震或火山喷发等地质活动存在的证据，故天文學家認為其地质特征主要是陨石撞击所造成的。木卫四主要的地质特征包括多环结构、各种形态的撞击坑、撞击坑链、悬崖、山脊與沉积地形。在天文學家仔细考察後，發現该卫星表面地形多变，包括位于抬升地形顶部、面积较小且明亮的冰体沉积物及环绕其四周、边缘较平缓的地区（由较黑暗的物质來构成）。天文學家認為這種地形是小型地質構造昇華所導致的，小型撞擊坑普遍消失，許多疙瘩地形是遺留下來的痕跡，该地形的确切年龄还未确定。
木卫四上存在一层非常稀薄的大气，主要由二氧化碳构成，成分可能还包括氧气，此外木卫四还有一个活动剧烈的电离层。科学家们认为木卫四是因木星四周气体和尘埃圆盘的吸积作用而缓慢形成的。由于木卫四形成过程缓慢且缺乏潮汐热效应，所以内部结构并未经历快速的分化。木卫四内部的热对流在形成后不久就已经開始，这种对流导致内部结构的部分分化，位于地表100至150公里深处的地下海洋與一个比较小的岩质内核可能因此形成。
木卫四
由于木卫四上可能有冰下海洋存在，所以该卫星上也可能有生物生存，不过該星地熱能較少，故概率要小于邻近的另一顆卫星木卫二。多艘空间探测器都曾对该卫星进行过探测，包括先驱者10号、先驱者11号、伽利略号和卡西尼号。长久以来，人們都认为木卫四是设置进一步探索木星系统基地的最佳地点。
木卫四 发现与命名
意大利天文學家伽利略在1610年1月发现了木卫四和其他三颗木星大卫星（木卫一、木卫二和木卫三）。木卫四的名稱来自希腊神话中宙斯的爱人之一卡利斯托，她是一位與月亮女神阿尔忒弥斯關係密切的寧芙（有时也被认为是吕卡翁的女儿）。西门·马里乌斯在该星被发现后不久提出该名稱，马里乌斯則認為這是约翰内斯·开普勒的建议。然而天文學家在很长时间内都不欢迎這個名稱，直到20世纪中期才广泛采用。很多早期的天文学文献中均以罗马数字來稱呼這顆衛星（该体系由伽利略所提出），即称为木卫四（Jupiter  IV）或“朱庇特的第四颗卫星”（the fourth satellite of Jupiter）。
木卫四 轨道
木卫四是距离木星最远的伽利略卫星，约為188万公里（是木星直径的26.3倍），比木卫三的轨道半径（107万公里）還要远得多。由于木衛四轨道半径较大，所以目前不处于轨道共振状态，很可能永远也不会達到这种情況。
木卫四和大部分的卫星一样，都是一颗同步自转卫星，表示該衛星的自转周期等於公转周期（约为16.7个地球日）。木衛四轨道离心率很小，轨道倾角也很小，接近木星赤道，同时太阳與木星引力摄动對於轨道离心率和倾角会出現数百年的周期函数現象，变化范围分别为0.0072－0.0076和0.20－0.60°。这种轨道变化使转轴倾角变化幅度介于0.4－1.6°之间。
木卫四沒有轨道共振現象，意味着它永远都不会产生明显的潮汐热效应，而潮汐热效应是星体内部结构分化和发育的重要动力。由于它距离木星较远，所以表面来自木星磁场的带电粒子流比较弱，比木卫二表面的带电粒子流弱了300倍。木卫四表面的带电粒子光渗效应弱於其他几颗伽利略卫星。木衛四表面的輻射劑量約為每天0.01侖目。
木卫四 物理特性
木卫四的平均密度为1.83公克/公分3，表明它是由近乎等量的岩石和水冰所构成的，此外可能还存在某些不稳定的冰物質（例如氨冰），冰的比重介于49－55%之间。 木卫四岩石的确切构成还不为人知，但是很可能接近于L型或LL型普通球粒陨石，这两类陨石较之H球粒陨石，所含的全铁和金属铁较少，而铁氧化物较多。铁和硅的丰度比率在木卫四上为0.9：1.3，而太阳则为1.8。
木卫四表面的反照率为20%，天文學家推测其表面物质构成与整体物质构成大致相同。科学家利用近红外分光術在1.04、1.25、1.5、2.0和3.0微米波长段发现了强烈的水冰吸收帶。冰普遍存在於木卫四表面，比重介於25－50%之间。天文學家对伽利略号和地基观测站拍摄的高分辨率近红外光谱及紫外线光谱照片进行分析后，发现了多种非水溶性物质，例如含镁與铁的水合硅酸盐、二氧化碳、二氧化硫，可能还包括氨和多种有机化合物。光谱分析的数据顯示即使在很小的区域内，该天体表面的物质构成也极度複雜。冰构成的小面积、明亮斑块与岩石、冰混合物构成的斑块互相混杂，而广大的黑暗区域则由非冰物质所构成。
木卫四 物理特性
木卫四的表面並不对称：同轨道方向的半球比逆轨道方向的半球還要陰暗，跟其他伽利略卫星正好相反。此外其逆轨道方向的半球似乎富含二氧化碳，而同轨道方向的半球则含有较多的二氧化硫。木卫四上许多较年轻的撞击坑都含有较丰富的二氧化碳。 总而言之，木卫四表面的物质构成十分接近于D-型小行星，特别是黑暗区域的物质构成。D型小行星的表面是由碳基物质构成。
在木卫四遭受过猛烈轰击的表面下，是一层厚度介於80至150公里间的寒冷、坚硬冰质岩石圈。天文學家对包围木星及卫星的磁场进行的研究顯示在木卫四地壳下50至200公里深处存在着一个咸水海洋：科学家发现位於木星多变磁场中的木卫四就像一個理想的导电球体，磁场无法穿透到卫星的内核，意味着该天体存在着一层厚度至少達到10公里的高电导率液体。该海洋中可能还含有少量的氨或其他防冻物质，比重达到了5%，所以阻止海洋冰冻。在这种情况下，海洋的厚度将达到250－300公里。如果海洋不存在的話，其冰质岩石圈預計将会更厚，可能达到300公里。
木卫四 物理特性
位於岩石圈和假設的海洋下的星体内部可能既不是质地均匀的整体也不是完全的分化型態。伽利略号的探测数据 （特别是在近距离飞掠中测定的无量纲转动惯量—其数值为0.3549±0.0042）表明其内部由压缩的岩石和冰所构成，由于物質的部分沉积，岩石比重随着深度而增加。也就是说木卫四的内部结构只有部分分层，與木衛三完全不同。星体的中心在该密度和转动惯量下，可能存在着一颗小型硅酸盐内核。这类内核的半径不可能超过600公里，而其密度可能介于3.1至3.6公克/公分3之间。
木卫四表面的地质年龄十分古老，它同时也是太阳系中遭受过最猛烈轰击的天体之一，其撞击坑密度已经接近于饱和，任何新的撞击坑均可能覆盖于旧的撞击坑之上。木卫四表面的大型地质构造相对简单，没有大型的山脉、火山或其他内源性构造特征。撞击坑、多环结构、裂缝、悬崖及沉积地形是天文學家在该星体表面发现为数不多的几种大型地质构造。
木卫四 物理特性
木卫四表面分成数种不同的地质結構：撞击坑平原、亮平原、黑暗及明亮而平缓的平原以及多环机构和撞击坑组成的多类地形構造。撞击坑平原覆盖了木卫四大部分的表面，是古老岩石圈的典型代表，其构成物质为冰和岩石的混合物。亮平原包含明亮的撞击坑（類似阿斯嘉特撞擊坑的斑點狀構造）、称为變餘結構的古老撞击坑残迹與多环结构的中心，科学家们猜测这种地形是冰质撞击坑沉积所形成。明亮而平缓的平原覆盖的区域较小，常出现于瓦爾哈拉撞擊坑和阿斯嘉特撞擊坑的山脊和槽沟地带，撞击坑平原的孤立斑点地带也属于这种地形。天文學家最初认为这种地形的形成与内源性地质活动有关，但是伽利略号传回的高分辨率照片显示該平原地形其實与断裂、瘤状地形有关，并未出现任何曾被多次覆盖的迹象。伽利略号的照片显示木卫四表面小块的阴暗平坦区域覆盖面积小于1万平方公里，被周围的地形所封閉，該地形可能是冰火山沉积構造。这些比较明亮及平缓平原的地质年龄都比撞击坑平原稍小。
木卫四 物理特性
木卫四表面的撞击坑直径从100米（这是探测照片的最大分辨率）至100公里以上不等，多环结构则未計算在內。直径小于5公里的小型撞击坑有简单的碗型结构或平底结构。直径介於5－40公里间的撞击坑则有中央山峰存在。很多直径介於25－100公里的撞击坑其中央山峰为塌陷地形，例如庭德尔撞击坑（Tindr crater）。而直径大于60公里的大型撞击坑的中央则可能存在着拱形结构，这可能是撞击事件发生之后的构造抬升作用造成的。而少数明亮且直径大于100公里的撞击坑则拥有与众不同的拱形结构。这些撞击坑较之月球上的同类结构都很浅，可能是向多环机构转变的过渡地形。
木卫四 物理特性
木卫四上最大的撞击地形是多环盆地，其中有两个规模巨大，瓦爾哈拉撞擊坑则是其中最大的一個，其明亮的中央地带直径达到了600公里，而环状结构则继续向外延展了1800公里。第二大的多环结构是阿斯嘉特撞擊坑，直径大约为1600公里。多环结构产生的原因可能是撞击事件发生之后处在柔软或流动物质——如海洋之上的岩石圈产生的同心环状的断裂。撞击坑链则是一长串链状、呈直线分布于星体表面的撞击坑，它们可能是木卫四被过于接近木星而受到引力潮汐作用解体的天体撞击之后形成的，也可能是遭受小角度撞击后产生的。前一种情况得到了苏梅克-列维9号彗星撞击事件的印证。
正如前文所提及的，木卫四上还存在着由纯冰构成的、反照率高达80%的斑块地形，其四周分布著较黑暗的物质。伽利略号的高分辨率照片显示这些较明亮的斑块主要位于抬升地形上（例如撞击坑坑缘、悬崖、山脊和瘤状地形），可能是一层薄霜体的沉积構造。比较黑暗的物质通常位于四周地势较低且较平坦的地带，例如撞击坑坑底和撞击坑之间的低洼地带，它们覆盖著原本的霜体沉积物，故该地区显得比较陰暗，形成直径達到5公里以上的暗斑。
木卫四 物理特性
以几公里的尺度來說，木卫四比其他伽利略卫星的表面顯現出更多的退化特征。相较於木卫三的黑暗區域，木卫四的表面缺乏直径小于1公里的撞击坑，取而代之的是无处不在的小型瘤状地形和陷坑。天文學家认为瘤状地形是撞击坑经历了迄今为止还不为人知的退化过程而形成的坑缘残迹，这种退化很可能是冰缓慢升华造成的—当木卫四运行至日下点时，其向阳面的温度会达到165K以上，此时冰会出现升华现象：基岩導致上面的脏冰分解，使得其中的水冰和其他易挥发物质升华。而残骸中的非冰质残余物则崩塌，从撞击坑坑缘的斜坡上墜落。这种崩塌经常在撞击坑附近和内部出现，被称为“周边碎片”。此外，有些撞击坑的坑缘被一些蜿蜒、类似峡谷的切口（它们被称为沟壑）所切割，这些沟壑看起来有点類似火星表面的峡谷。在冰升华假说中，位于低洼地带的暗色物质被認为主要来自於撞击坑坑缘所形成的非冰质物质覆盖层，它覆盖了木卫四表面大部分的冰基岩。
天文學家藉由各種地质構造覆盖的撞击坑密度，可以推断出它们的相对年龄：撞击坑分布密度越大，该地质構造相对年龄越大。但是它们的绝对年龄却还无法确定，不过天文學家根据理论预测撞击坑平原的地质年龄长达45亿年，几乎可以追溯到太阳系的形成时期。多环结构和撞击坑的地质年龄则取决于其所在区域的撞击坑密度，估计年龄从10亿年到40亿年不等。
木卫四拥有一层非常稀薄的大气，主要由二氧化碳构成。伽利略号的近红外测绘分光仪（Near Infrared Mapping Spectrometer，NIMS）在4.2微米波段勘查到该大气层的吸收特征，因而证实了它的存在。天文學家估计其表面压力为7.5 × 10−12巴，粒子密度为4×108公分−3。因為这层大气相當稀薄，其物质只需要四天就会逃逸殆尽，故一定有氣體來源不断維持其含量，来源可能是冰质地壳中升华出來的干冰，這種情況与木衛四表面明亮地区瘤状地形的冰升华形成假说相契合。
伽利略号在数次飞掠中首次发现木卫四的电离层，其高电子密度为7－17 × 104公分−3，在密度上与大气中二氧化碳的光致电离作用效果不盡符合，因此有些天文學家预测該大气层的主要成分应该是氧气（含量为二氧化碳的10倍到100倍），但是目前尚未在大气層中探测到氧气的存在。天文學家根據哈伯太空望遠鏡觀測結果計算出大氣濃度上限，與電離層測量結果相符合，雖然缺乏觀測資料，同時哈伯太空望遠鏡也偵測到木衛四表面出現氧氣凝結。
木卫四 起源与演化
木卫四内部结构的部分分层（该结论由无量纲转动惯量数值推断而出）表明该星体从未被充分加热以使其冰质部分融解。因此，其最可能的形成模型是低密度的木星次星云中的缓慢吸积过程。这个持续时间甚久的吸积过程使得星体最终冷却，而无法保持在吸积过程、放射性元素衰变过程和星体收缩过程积聚的热量，从而阻断了冰体融化和快速分化过程。其形成阶段所耗时间大约在10万年到1000万年之间。
木卫四 起源与演化
而之后木卫四的进一步演化则取决于放射性衰变的产热机制和靠近星体表面热传导的冷却机制之间的竞赛，以及星体内部到底是处于固态还是亚固态对流状态。冰体的亚固态对流的具体运动状况是所有冰卫星模型中最大的不确定性因素。基于温度对冰体黏度的影响，当温度接近于冰体的熔点时，就会出现亚固态对流。在亚固态对流中，冰体的运动速度十分缓慢，大约为1厘米/年，但是从长期来看，亚固态对流事实上是非常有效的冷却机制。热量在木卫四寒冷而坚硬的表层（被称为“密封盖”）中并没有以对流形式來进行传导；在表层下的冰体中，热量以亚固态对流形式來进行传导。对木卫四来说，外部传导层是厚度约为100公里的寒冷且坚硬的岩石圈。它的存在解释了为何木卫四表面没有任何内源性构造活动的迹象。而在木卫四内部，热对流可能是分层次的，因为在高压之下，冰体水会出现多种晶相，从星体表面的第一态冰到星体中心的第七态冰。在早期，木卫四内部亚固态对流机制的运作阻止了冰体的大面积融化，而后者则会导致星体内部的分化，从而形成一个大型的岩石内核和冰质地幔。同时也由于对流作用的存在，冰体和岩石的部分分化持续了数十亿年之久，至今仍在缓慢进行中。
木卫四 起源与演化
现今解释木卫四形成的观点考虑到了在其表面之下可能存在着一个地下海洋，其形成与冰体的第一晶相的熔点异常有关——其熔点随着压力的增大而降低，当压力达到2070巴时，熔点可低至251K。在所有的木卫四现实模型中，位于100-200公里深处地层的温度都十分接近，甚至是略微超过了这个异常的熔点。而少量氨——比重约为1-2%——的存在则能够加大该深度液体存在的可能性，因为氨能够进一步降低冰体熔点。
尽管木卫四及木卫三在很多方面都十分相似，但是前者的地质历史相对简单。在撞击事件與其他外力影响作用前，该星体的表面即已基本成型。与拥有槽沟构造的邻近卫星木卫三相比，木卫四上甚少发现地质构造活动的迹象。天文學家認為這種現象產生的原因可能是內部潮汐熱、分層狀態、地質活動相反所導致的，例如形成狀態不同、木衛三擁有較大的潮汐熱與木衛四在後期重轟炸期受到更多、更劇烈的撞擊。
这种相对简单的地质历史对于行星科学家来说意义十分重大，他们可将该星体作为一个很好的基本参考对象，用来对比其他更加复杂的星体。
木卫四 海洋中存在生命的可能性
就如同木卫二和木卫三一样，也有人认为在木卫四表面之下的咸水海洋中可能存在着外星生命。但是较之木卫二和木卫三来说，木卫四上的环境显得相对恶劣，主要是因为：缺乏可接触的岩石物质、来自星体内核的热通量较低。科学家特伦斯·约翰森这样论述木卫四和其他伽利略卫星上生命存在可能性的问题：
基于如上的考虑和其他科学观测，天文學家认为木卫二是伽利略卫星中最可能存在生命的天体。
木卫四 探测
先驱者10号和先驱者11号在1970年代曾先后接近木星，获取了少量关于木卫四的新信息。真正的突破来自旅行者1号和旅行者2号在1979年至1980年间對它進行的研究。它们对木卫四一半以上的表面进行了拍摄（图像分辨率在1至2公里之间），同时还精确地测量了木卫四的表面温度、质量和大小。第二波的考察在1994年至2003年间展开，伽利略号8次近距离飞掠木卫四，最后一次飞掠是在2001年。伽利略号最后一次飞掠木卫四時正位于C30轨道上，距离木卫四表面仅138公里。伽利略号完成对木卫四表面的全球测绘，并传回大量分辨率达到15米的特定地区照片。2000年，卡西尼号在前往土星途中对包括木卫四在内的四颗伽利略卫星进行了高精度红外光谱探测。2007年2月至3月，新视野号探测器在前往冥王星途中经过木卫四，对其进行拍摄和光谱分析。歐洲太空總署計劃的木星冰月探測器將於2022年發射。天文學家正在規劃幾項近距離飞掠木卫四的探測計畫。
木卫四 探测
美国航空航天局和欧洲空间局合作的一项旨在探测木星卫星的计划—“木衛二－木星系統任務”原先預計于2020年發射。2009年2月，美国航空航天局和欧洲空间局确认该计划将优先于“土卫六－土星系统任务”執行。但是欧洲空间局的计划资金仍然面临来自该局其他计划的竞争。“木卫二－木星系統任務”包括美国航空航天局主持的“木星－木卫二轨道飞行器”和欧洲空间局主持的“木星－木卫三轨道飞行器”，可能还包括日本宇宙航空研究开发机构主持的“木星磁场探测器”。
中国国家航天局也分配了天问四号任务，用于环绕木卫四的探测，并携带一个撞击探测器用于撞击木卫四表面，计划于2029年9月发射，并最终2035年12月抵达木星。
木卫四 可能的殖民计划
2003年，美国航空航天局针对人类未来对外太阳系探索进行一项称为“人类外行星探索”（Human Outer Planets Exploration，HOPE）的概念性研究，且在详细审议下将目标認定是木卫四。科学家认为有可能在木卫四表面建立一个基地，为更遠的太阳系太空探索提供燃料。
在木卫四上建立基地的好处在于它的辐射较低（木卫四离木星较远）及地质上的稳定性。同时它还能为天文學家进一步探索木卫二提供便利支持，也是人類在木星系中设置前往更遙远的外太阳系空间飞船的维修站的理想地点—在离开木卫四之后，飞船可以藉由近距离飞掠木星获得重力助推。美国航空航天局在2003年提出一個意見，嘗試在2040年代進行載人木衛四探測任務。
木卫五
木卫五，又稱為「阿摩笛亞」（英語：，/æməlˈθiːə/），是木星的衛星之一，按离木星由近及远的次序排列为第三颗。
木卫五 概述
木卫五是已知的离木星第三近的天然卫星，1892年9月9日爱德华·埃默森·巴纳德用利克天文台的一台36英寸（91厘米）折射望远镜发现了它，它是最后一颗直接用肉眼观测发现的卫星（后来的发现一般都是使用照片或其它方式），它也是伽利略·伽利莱1610年发现的四颗木星卫星后第一颗被发现的木星卫星。木卫五与其它三颗木星的内层卫星被歸于同一个族。木卫五是其中最大的。
國際天文聯會将它授名为Amalthea（阿马尔塞）。在希腊神话中，阿马尔塞是一个仙女，她用一只山羊的奶养育了宙斯（木星）。请注意除木卫五外，羊神星（113号小行星）也被称为Amalthea。
木卫五 表面特徵
木卫五是太阳系内最红的一个天体，它甚至比火星还要红。它的红色来自木卫一上火山喷发出来的硫。在木卫五主要的斜坡上还有一块块绿色的地方，这些颜色的来由现在还不清楚。
木卫五的外形不规则，它的三个轴的长度分别是250×146×128公里，它的长轴指向木星。它的表面上有许多撞擊坑，与它的大小相比，它们有些非常大。其中最大的潘撞擊坑的直径达100公里，深8公里；另一个环形山（蓋亞撞擊坑）直径80公里，深度比潘可能深一倍。木卫五上还有两座山，它们比其它部分高出20公里。
木卫五的大小和它的不规则的形状可能说明它是一块非常坚固的物体，否则的话它的外形随时间的变化会变得更圆。它可能是一颗被木星俘获的小行星。与木星的其它卫星一样，木卫五的公转和自转周期相同。和木卫一一样，木卫五辐射出的热量比它接受到的太阳光的能量要高，这可能是它内部在木星的磁场中感应的电流导致的。
木衛五的撞擊坑，以希臘神話的神祇命名。
木卫六
木卫六又稱為「希瑪利亞」（Himalia），是木星的一颗自然卫星。屬於不規則衛星，也是其中最大的一顆不規則衛星，1904年12月3日，它在利克天文台被查尔斯·狄龙·珀赖因发现。 1975年，國際天文聯會将它授名为Himalia（希玛利亚）。在希腊神话中，希玛利亚是一个女神。她与宙斯有三个儿子。
木卫六 命名
木衛六是到1975年才以希臘神話中的希玛利亚（Himalia）命名
，在那之前木衛六就單純以木星VI（Jupiter VI）或木星衛星VI（Jupiter Satellite VI）的臨時代號稱呼。而然隨著木衛七的發現，開始出現了一些給木衛六正式名稱的聲音，因此天文學家A.C.D.克羅美林寫道
因此最後木衛六命名為希玛利亚，有的時候也會稱它赫斯提亞（Hestia）。
木卫六 物理特性
木衛六的自轉週期是7小時46分鐘55±2秒。跟其他的衛星一樣，木衛六的表面呈現灰色，其中色指數B-V=0.62、V-R= 0.4，這個數值類似於C形小行星。 另外卡西尼號在木衛六發現了一個頻繁平凡無奇的電磁波譜，其吸收波長在 3 μm的地方，這個電磁波譜表示木衛六上可能有水存在，水是所有生命的基本根源，這意味着木衛六有極小的可能性有生命存在。
木卫六 軌道特性
木卫六是希瑪利亞群之中最大的成员，因此希瑪利亞群以它的名稱命名。这个卫星群包括五个绕着木星公转的卫星。它们离木星的距离在11到13百万千米的范围之内。它们的自转轴倾斜度都在27.5度左右。木衛六的近木點9,782,900千米、遠木點13,082,000千米，而它軌道與黃道交角27.50°、軌道與木星赤道交角29.59°，符合希瑪利亞群的要求，另外它的軌道離心率0.15798
，則平均公轉速度為3.34km／s
木卫六 探測
在2000年，卡西尼号宇宙飞船在前往土星的路程上，拍摄到數张木卫六的照片，有些照片甚至是近從440萬公里的距離拍攝，但是那些照片的解析度都很低，而且只佔圖片的幾個像素，並没有显示出任何木卫六表面的详细情况。根據拍摄出的照片，木衛六大約有150 ± 20×120 ± 20 km，與地球上觀測的值類似。 
另外在2007年3月，要前往冥王星的新視野號也在800萬公里處拍下木衛六的照片，同樣的這些相片的解析度也很差。
木卫七
木卫七又稱為「伊拉拉」（Elara），是环绕木星运行的一颗卫星。1905年，它在利克天文台被查尔斯·狄龙·珀赖因发现。1975年，国际天文协会将它授名为Elara（伊拉拉）。在希腊神话中，伊拉拉是巨人泰提亚斯的母亲。她与盖娅生了这个孩子。
木卫七是希玛利亚群的成员之一。这个卫星群包括九个绕着木星公转的卫星。它们离木星的距离在11到13百万千米的范围之内。它们的自转轴倾斜度都在27.5度左右。
东京大学
東京大學（日语：／ Tōkyō daigaku */?，英語：）简称東大（／ Tōdai或UTokyo），是一所位于日本东京的国立综合性研究型大学，亦是公认的日本最高學府。
东京大学成立於1877年，是日本第一所現代學制綜合大學，前身是幕末時期創辦的東京開成學校與東京醫學校。歷1886年更名「帝國大學」，1897年易名「東京帝國大學」後，1947年復用現名。2004年依法改制國立大學法人。2017年成为首批「指定國立大學法人」。
东京大学 學術
東京大學沒有特別彰明其文化的創校精神。但在國立大學法人化之後，制定了《東京大學憲章》。憲章由校內會議議定，明定東大做為「大學」的使命和明確目標。強調以博雅教育（教養學部）做為全校學部（學院）教育的基礎。
東京大學3個校區擁有不同的教育、研究內容。在教育方面，分別是實施博雅教育課程（基礎課程）的「駒場校區」、進行專業教育的「本鄉校區」、主要進行大學院（研究生）課程教育的「柏校區」。在研究內容方面，依次為進行跨領域研究、傳統領域研究、新領域研究。在日本，東大的校區分立體制、大學部新生前兩年統一修讀博雅教育（教養學部）課程，都是非常罕見的特例。
东京大学 學術
重视博雅教育（教養教育）是东京大学的一大特征。在教养学部前期课程设有东大全学部・研究科・研究所的前期教育科目。同时在日本大学教育支援计划中，东大主推“教养教育与大学院先端研究创造性地联合推进”，可见其作为大学对于教养教育的重视。
截至2018年10月9日為止，共有10名東大教職員及校友獲得諾貝爾獎，獲東大學位者11人、具東大關聯者16人為諾貝爾獎得主。
QS世界大学排名
日本第1名．亚洲第7名．世界第32名 （2025年）
泰晤士高等教育世界大学排名
日本第3名．亞洲第5名．世界第28名 （2025年）
东京大学 沿革
明治维新后政府将原幕府直属的昌平坂学问所、开成所、医学所统合建立了大学校。由于国儒学与西洋学之争于1871年（明治4年）废除了原教授国儒学的大学本校（原昌平坂学问所），将其余2校改称为南校、东校。随后经历了东京开成学校、东京医学校的改组于1877年（明治10年）4月12日合并创立为文部省管辖的官立东京大学。4月12日是现在的东京大学纪念日，同时也会在此日举行入学式。起初仅为设有法、理、文、医四学部及预备门，学生人数约1600人的专业教育、普通教育机构。虽为日本最早的近代大学，但具备学士学位授予权晚于1876年（明治9年）创立的札幌农学校（今北海道大学），是日本第二古老的高等教育机关。
1886年（明治19年）根据帝国大学令改称为帝国大学，同时吸收合并了工部大学校变为法、理、文、医、工5科。将预备门分离为第一高等中学校（旧制第一高等学校）。1890年（明治23年）吸收合并东京农林大学，设立农业大学。1897年（明治30年）随着京都帝国大学（京都大学）的设立更名為东京帝国大学。1919年（大正8年）根据大学令改制为学部制，并新设经济学部。
东京大学 沿革
二战后于1947年（昭和22年）10月更名为东京大学，1949年（昭和24年）5月改制为新制国立大学。同时吸收合并第一高等学校与东京高等学校，各自变更为其教养学部及教育学部。1953年（昭和28年）设立大学院，1958年（昭和33）年设立药学部。
以下年表主要来源于东京大学官方网站。
东京大学 校區
東京大學擁有多個校區，其中設有本鄉、駒場、柏等3個主要校區，3大校區各有負責教學及研究的項目。駒場校區主要負責教養課程（博雅教育；大學部前兩年），本郷校區進行專業教育（大學部後兩年），柏校區則主要負責研究所課程。另外在研究內容方面，本郷校區從事傳統學術領域研究，駒場校區從事跨領域學術研究，柏校區則从事新領域研究。這樣的體制在以根據學部（學院）劃分校區為主的日本高等院校較為罕見。同時，東京大學將教養課程分立設置，在日本高等院校也很罕見。
东京大学 校區
東京大學附屬圖書館創立於1877年，圖書館在1923年時的大地震完全付之一炬。新的總圖書館於1928年接受洛克菲勒基金的贊助興建。整個東京大學圖書館包括總圖書館及60餘個系所分館。總圖書館包括地上五樓及地下一樓，面積為17,850平方公尺。圖書館下設有圖書館委員會，負責全校圖書館館務政策之決定。各系所圖書館在行政完全獨立，總圖書館僅處理整合及協調的工作。藏書圖書館7,800,000冊，但鍵入OPAC的只有2,800,000冊，讀者除了透過網絡檢索數據，也可經由手機查詢圖書館的數據，現有館員連同分館共有237人，期刊有38,200種。但在總館的藏書就有1,105,440冊，期刊7,101種，典藏以共通及一般圖書為主，各所圖書館分館之收藏以其學科主題範圍為主，提供研究有關的資料及各項相關服務。另在總圖書館設有一國際資料室，收藏全國各圖書館之國際研究相關數據，並開放供各界使用。
东京大学 校區
東京大學圖書館的自動化在線公用目錄採用國立情報研究所建置的聯合書目數據庫系統(NACSIS)，主要用於聯合編目及在線查詢與檢索，此系統涵蓋日本全國約五百所大學及研究機構等圖書館的圖書與學術期刊書目數據，提供圖書館之間的檢索服務、數據下載、館際互借及文獻影印等之參考。 1986年6月正式開放網絡聯機及提供公用目錄(OPAC)服務。
圖書數據之數字化於1997年開始，由資訊部門（基盤中心）、教育部門及圖書館等單位共同規劃，在該計劃中，圖書館較偏重於數據提供的角色。目前有150,000冊的書可以經由書名或作者查詢圖書目次，另有電子全文數據庫如江戶時期的霞亭文庫、自然真營道、經濟學家凱因斯與哈羅德的文稿資料及19與20世紀的珍善本書等。
東大的象徵色為淡青（ライトブルー）。這是東京大學賽艇部在1920年9月24日，第一次與京都大學賽艇競賽時決定所乘舟艇的顏色，京都大學為濃青，而東京大學為淡青。
除此之外，各學部也有自己的象徵色：
东京大学 組織
东京大学在创校之初并未有明文化其建校精神。但随着国立大学法人化，现在制定有《东京大学宪章》。
學部生畢業後可領得學士學位。
大學院生學習相應課程畢業後可領得碩士或博士學位。
东京大学 校友
截至2018年，東京大學校友共有16名內閣總理大臣（首相），佔歷來總理大臣人數的四分之一。10位東大教職員及校友獲得諾貝爾獎。另有2位論文博士（非校友）也是諾貝爾獎得主：朝永振一郎（1965物理）、大村智（2015醫學）。
此外，東大校友計有1人获數學界最高榮譽菲尔兹奖、3人獲建築界最高榮譽普立茲克建築獎、5人成為太空人。
木卫八
木卫八又稱為「帕西法爾」(Pasiphae)，是环绕木星运行的一颗卫星。
木卫八 概述
木衛八帕西法爾，直徑68公里，是一顆逆行的不規則衛星，他是在1908年被菲利伯特·梅洛特發現，由希臘神話中的帕西法爾命名。
木衛八直到1975年才有正式的名稱（帕西法爾），在那之前，人們只叫它木星VIII。
木卫八 軌道
木衛八屬於帕西法爾群，因此不但它的離心率很高而且軌道也極為的傾斜，帕西法爾群離木星距離22.8到24.1百萬公里不等，而它們偏離黃道面144.5°到158.3°之間。
冥卫一
冥衛一（），又名卡戎、夏隆及S/1978 P 1，于1978年在美國海軍天文台被發現。冥衛一是矮行星冥王星已知的五顆自然衛星中最大的一顆，其平均半徑為606公里。冥衛一是已知的第六大海王星外天體，僅次於冥王星、鬩神星、妊神星、鳥神星和共工星。
冥衛一的直徑是冥王星的一半，質量是冥王星的八分之一，與它的母星冥王星相比，冥衛一是一顆非常大的衛星，它與冥王星構成雙矮行星，其系統重心位於冥王星之外。
冥衛一北極的紅褐色極冠是由托林組成的，這是一種有機高分子，可能是構成生命的基本成分。這些托林是從冥王星大氣層中釋放的甲烷、氮和相關氣體中產生的。
新視野號探測器是唯一一個訪問過冥王星系統的探測器。2015年，新視野號接近冥衛一，最近僅27000公里。
冥卫一 發現
冥衛一是在1978年6月22日被天文學家詹姆斯·克里斯蒂以高放大率檢驗一個月前的一組冥王星的攝影底片的影像時發現的。克里斯蒂注意到有一個微小的凸起會周期性的出現。稍後，回溯到1965年4月29日底片也確認了這個凸起。
冥卫一 名稱
冥衛一原來的臨時名稱是S/1978 P 1，是根據當時大會制定的新的命名規則給予的。稍後，克里斯蒂稱之為“卡戎（Charon）”，但直到1985年國際天文聯合會才認同這個名字是官方的名稱。在希臘神話中卡戎是死者的擺渡人，與冥王黑帝斯（在羅馬神話中稱作普鲁托）在神話中是緊密聯繫在一起的神祇。
雖然在傳統的英語發音中，“Charon”中的“ch”发的是k的音，但是克里斯蒂在這顆衛星的發音上將“ch”的发音改為sh（IPA [ʃ]），因为他妻子名字Charlene中的“ch”就念sh。于是sh的發音也在天文界流行了开来，大家都使用這樣的發音，在中文中也有對應的譯音「夏龍」或「夏隆」。不过除了英語以外，其他语言依然使用原本神話的發音，唸k音。
冥卫一 形成
羅賓·坎二模擬的結果在2005年出版，提出冥衛一是在約45億年前的大碰撞中形成的，非常像地球和月球的狀況。在這個模型中，一個巨大的古柏帶天體以高速撞擊冥王星，摧毀了自己，也轟掉了冥王星大部分的地幔，冥衛一則從這些碎片中聚合而成。但是，這樣的撞擊應該會使冥王星有比我們發現的更多岩石成分，而冥衛一會有更多冰的成分。因此現在認為冥王星和冥衛一在軌道上碰撞之前就是兩個不同的天體，而這次碰撞雖然猛烈，但僅能將冰像甲烷一樣的蒸發掉，卻不足以造成瓦解的情形。
冥卫一 物理性質
冥衛一的直徑約為1,212，正好約為冥王星的一半，表面佈滿了冰凍的水冰和氨。與冥王星不同的是，冥衛一的表面看起來可能是被凍結的不易揮發的水。冥衛一表面溫度約為-230℃，密度為1.7克/立方厘米，顯示組成成分中，岩石佔了一半多，冰則比一半少一點。其表面大氣僅約為0.1毫巴左右，是地球表面大氣濃度的萬分之一，稀薄到幾近於無，現時科學家正努力研究冥衛一的表面，以確定該衛星有沒有大氣層。
冥卫一 軌道特性
冥王星和冥衛一在潮汐鎖定的狀態下，以6.387天的週期互繞，所以永遠以相同的位置遙遙相對。兩者的平均距離是19,570 （12,163英里）。冥衛一的發現使天文學家可以精確的測量冥王星系統的總質量，而互掩可以計算各自的大小(直徑)，但是個別的質量依然只能用估計的，直到2005年發現冥王星外圍的衛星，才依據外面衛星的軌道細節揭露出冥衛一的質量大約是冥王星的11.65%，同時也顯示密度為1.65±0.06公克/公分³，並建議有55±5%是岩石，45%是冰。冥王星的密度較高，約有70%的岩石。
冥卫一 衛星還是矮行星？
冥王星-冥卫一的質心落在這兩個天體之外，因此其中一個並不是真正繞著另一個在公轉，且二者的質量相差不遠，因此冥衛一不適合被當作冥王星的衛星。因此嚴格說來，他們應該是雙矮行星，應隨著冥王星一起重分類。
2006年8月舉行的國際天文學聯合會年會中，2006年行星重定義是一項重要議案。議案建議，行星必須環繞太陽運轉，並且有足夠大的重力使本身成為球體。議案明確定義，衛星的條件是系統的重心必須在主要的天體內部。根據這兩項定義，冥衛一有資格成為行星。但最後的重分類將冥王星歸類為矮行星，但卻沒有正式的定義行星的衛星，使冥衛一身分變得很不明確（迄今，冥衛一尚未被國際天文學聯合會列入矮行星的候選名單中）。
冥衛二、冥衛三、冥衛四和冥衛五也環繞著相同的重心，但是它們不夠大而不是球體，所以很簡單的可以認定是冥王星的衛星。或者以另類的看法，它們是冥王星-冥衛一系統的衛星。
木卫九
木卫九又稱為「希諾佩」(Sinope)，直徑38公里，是环绕木星运行的一颗卫星。
木卫九 概述
木卫九是一顆逆行的不規則衛星，在 1914年被賽斯·尼克爾森發現，是由希臘神話中的希諾佩（Sinope）命名。
木衛九是直到1975年才有正式的名稱，在那之前它只有一個叫做木星IX的編號，但當時也有人叫它哈底斯。
木卫九 軌道
木衛九的離心率非常的大而且軌道非常的傾斜，因此它被歸類於帕西法爾群，而且它受到太陽的攝動，軌道非常的不穩定。根據特殊的軌道和不同的顏色，木卫九可能是一顆被木星捕獲的小行星，跟木星衛星的起源無關。
木卫十
木卫十又稱為「萊西薩」（Lysithea），是环绕木星运行的一颗卫星。它是1938年被威尔森天文台的塞思·巴恩斯·尼科尔森发现的。1975年，國際天文聯會正式将它授名为Lysithea（莱西萨）。莱西萨是希腊神话中海神欧申纳斯的一个女儿，宙斯的众多爱人之一。
木卫十与木星的其它五颗卫星一起属于希瑪利亚群，它们的轨道类似。
女性
女性，是指雌性的人類。女性這個名詞可以用來表示生物學上的性別劃分，同時亦可指社會認定或自我認同的性別角色，一般只適用於稱呼人類，其他生物通常說是「雌性」或「母」。
大部分生理女性的基因組中包括兩個X染色體，分別來自父親和母親，但少部份女性有一個或三個X染色體。相較於男性胚胎，女性胚胎會分泌較多雌激素，較少雄激素。而性類固醇量的相對差異是造成女性和男性生理學差異的主要原因。在青春期時，荷爾蒙會刺激身體分泌雌激素，造成第二性徵的發展，因此兩性會有更明顯的差異。
「女人」有時不等於女性，是專指女性成年人與男人相對。「女孩」是年輕未成年的女性，或者剛成年的年輕女性。「女生」傳統意義為「女性學生」，現在則可泛指年輕女性。
女性 生物學與性別
在生物學上，女性的性器官是指其生殖系統，而第二性徵則是指和養育嬰孩或（在某些文化中）吸引異性有關的部位。卵巢會產生女性的生殖細胞，稱為卵子，和男性產生的精子受精後，可以成長形成獨立的生物體。子宮是受精卵成長的環境，可以保護受精卵並提供養份，當分娩時子宮會收縮，產出嬰兒。陰道是精子進入子宮的通道，也是嬰兒出生的通道。乳房有乳腺，在嬰兒誕生後可以分泌乳汁，是哺乳類動物不同於其他動物的最大特徵。一般而言，成年女性的乳房都較其他哺乳類動物要大，其原因可能不是因為哺乳需要，有可能是性選擇後的結果。
在胚胎早期發育時，兩性的胚胎是一樣的（即性別中性）。若胚胎在有相當睪酮的環境下成長（一般是由於來自父親的Y染色體），會長成為男性，否則，會長成為女性。後者一般是由父親遺傳到X染色體，但也可能是父親提供了X染色體及Y染色體以外的染色體。在青春期時，雌二醇使女孩性成熟，並且發育第二性徵。