Księżyce Jowisza

Jowisz ma w sumie 62 naturalne satelity.

## Metis

Metis (Jowisz 11) – najbardziej wewnętrzny księżyc Jowisza, odkryty na zdjęciach wykonanych przez sondę Voyager 2 w 1979 roku.

## Adrastea

Adrastea (Jowisz 16) – księżyc Jowisza, odkryty w 1979 roku przez Davida Jewitta i jego profesora Edwarda Danielsona, na podstawie zdjęć nadesłanych przez sondę Voyager 2.

## Amaltea

Amaltea (Jowisz 5) – największy z wewnętrznych księżyców Jowisza, odkryty przez Edwarda E. Barnarda w 1892 roku. Była pierwszym odkrytym satelitą Jowisza po księżycach galileuszowych. Barnard dostrzegł ją za pomocą 91 cm refraktora z Obserwatorium Licka koło San Jose w Kalifornii.
Jest to księżyc o nieregularnym kształcie, którego powierzchnia pokryta jest licznymi kraterami uderzeniowymi. Średnia gęstość Amaltei jest stosunkowo niska i wynosi 0,86 g/cm3. Sugeruje to, że jest zbudowana w znacznym stopniu z lodu wodnego, a jej wnętrze ma porowatą strukturę.
Księżyc jest największym ciałem z grupy Amaltei regularnych księżyców planety. Jego okres obiegu wokół Jowisza równa się jednemu obrotowi wokół własnej osi, co sprawia, że jest zawsze zwrócony tą samą stroną ku planecie. Jego orbita przebiega wzdłuż zewnętrznej krawędzi pierścienia ażurowego Amaltei.
Amaltea oddaje więcej ciepła niż otrzymuje od Słońca (podobnie jak Io). Przypuszczalnie jest to spowodowane indukcją prądu elektrycznego w wyniku krążenia w silnym polu magnetycznym Jowisza.

## Tebe

Tebe (Jowisz 7) – księżyc Jowisza, odkryty przez S. Synnotta w 1979 r. na podstawie zdjęć wykonanych przez sondę Voyager 2.
Tebe jest jednym z mniejszych księżyców Jowisza, jego średnicę ocenia się na około 96 km. Średnia gęstość tego ciała ma wartość około 1,45 g/cm3, a składa się przeważnie z lodu i krzemianów. Powierzchnia Tebe jest bardzo ciemna – jej albedo wynosi zaledwie 0,04. Z Ziemi można go zaobserwować jako obiekt o jasności wizualnej co najwyżej 17 magnitudo.
Największy krater na powierzchni Tebe otrzymał w 2000 roku nazwę Zethus.
Satelita należy do grupy Amaltei wewnętrznych księżyców regularnych planety. Jego orbita przebiega wzdłuż zewnętrznej granicy słabego pierścienia ażurowego Tebe.

Io
--

Io (Jowisz 3) – trzeci co do wielkości księżyc Jowisza, z grupy księżyców galileuszowych, czwarty co do wielkości w Układzie Słonecznym. Charakteryzuje się niezwykle silną aktywnością wulkaniczną.
Powierzchnia Io jest geologicznie bardzo młoda, zdominowana przez równiny pokryte wielobarwnymi związkami siarki. Jej wygląd porównywany bywa do pizzy[22]. Nie obserwuje się tu prawie żadnych kraterów uderzeniowych. Ślady kolizji kosmicznych szybko zostają zatarte, ponieważ powierzchnia księżyca podlega nieustannym zmianom, a zagłębienia kraterów szybko wypełniają się materiałem wyrzucanym w erupcjach wulkanów. Z tego powodu każdy fragment powierzchni księżyca liczy sobie mniej niż 1000 lat[23].
Kolorowy wygląd Io pochodzi od różnych substancji, między innymi krzemianów (w tym piroksenów), siarki i dwutlenku siarki[24]. Szron dwutlenku siarki występuje powszechnie na powierzchni Io, barwiąc rozległe obszary na biało lub szaro. Obszary zbudowane z osadów siarki cechuje z kolei kolor żółty lub żółto-zielony. W pobliżu biegunów i w średnich szerokościach siarka jest na ogół uszkodzona przez intensywne promieniowanie, które rozbija ośmioczłonowe pierścienie siarki rombowej na krótsze. Tak przekształcony materiał przybiera barwę czerwono-brązową[25]. Eksplozje wulkaniczne, przybierające często postać wielkich pióropuszy w kształcie parasola, zasypują powierzchnię materiałem złożonym z krzemianów oraz siarki i jej związków. Osady związane z eksplozywnym wulkanizmem są często czerwone lub białe, w zależności od ilości siarki i dwutlenku siarki w pióropuszu. Pióropusze powstające w otworach wulkanicznych z odgazowania lawy zawierają na ogół większe ilości S2. Opadając na powierzchnię, tworzą czerwone osady w kształcie wachlarza, a w ekstremalnych przypadkach – ogromne czerwone pierścienie, o promieniu przekraczającym 450 km od centralnego otworu wulkanicznego[26]. Przykładem takiego utworu jest pierścień wokół wulkanu Pele. Czerwone depozyty składają się głównie z siarki (w postaci trój- lub czteroatomowych pierścieni), dwutlenku siarki i być może Cl2SO2[24]. W miejscach, gdzie świeże wypływy lawy wdzierają się na teren wcześniejszych złóż siarki i dwutlenku siarki powstają chmury, które zestalając się, pokrywają okolicę białymi lub szarymi osadami.

## Europa

Europa (Jowisz 4) – czwarty co do wielkości księżyc Jowisza z grupy księżyców galileuszowych i szósty co do wielkości satelita w Układzie Słonecznym. Pod jego lodową skorupą znajduje się ocean ciekłej wody.
Powierzchnię Europy charakteryzują bardzo małe różnice wysokości terenu, mimo że jest zróżnicowana i nierówna, z licznymi szczelinami i chaotycznie ukształtowanymi obszarami. Stwierdzono niewiele wzniesień wyższych niż kilkaset metrów. Występuje tam również niewiele kraterów uderzeniowych, mają one także inny wygląd niż na pozostałych lodowych księżycach w Układzie Słonecznym. Nie posiadają wałów i wzniesień centralnych, a wokół nich zauważono koncentryczne szczeliny i krawędzie, które mogły powstać w wyniku wypełnienia kraterów przez cieplejszy materiał spod powierzchni. Na powierzchni znajdują się także wyjątkowe dla tego księżyca lineamenty (łac. linea), ciemne, czerwonawe rysy związane ze spękaniem lodowej skorupy. Cechy te świadczą, że powierzchnia księżyca jest geologicznie bardzo młoda – ma szacunkowo ok. 30 mln lat.
Widoczny w pęknięciach ciemniejszy materiał to najprawdopodobniej sole i uwodniony kwas siarkowy. Zdjęcia przesłane przez sondę Galileo wskazują także, że powierzchnia podlega dynamicznym zmianom. Przypuszcza się, że czerwonawe obszary są zabarwione przez materiał wyniesiony z wnętrza księżyca przez cieplejszy lód, unoszący się ku powierzchni, natomiast obszary zimniejsze toną, powracając w głąb skorupy. Jest to szansa na zbadanie materii z wnętrza Europy.

## Ganimedes

Ganimedes (Jowisz 1) – największy księżyc Jowisza, należący do grupy księżyców galileuszowych. Jest równocześnie największym znanym księżycem w Układzie Słonecznym, ma większą średnicę od Merkurego.
W końcu XX i na początku XXI wieku wokół Jowisza krążyła sonda Galileo. Na podstawie danych z tego próbnika wiemy, że Ganimedes wykazuje zróżnicowanie powierzchni – są tam obszary geologicznie młode, charakteryzujące się jaśniejszą barwą i występowaniem rowów, oraz starsze, ciemniejsze, które wyróżnia duża ilość kraterów uderzeniowych. Na powierzchni księżyca dostrzec można obszary, które prawdopodobnie przesuwały się względem siebie, jak płyty kontynentalne na Ziemi, a na ich obrzeżach wypiętrzały się – widoczne do dziś – góry. Wydaje się jednak, że aktywność tektoniczna Ganimedesa ustała.
Na powierzchni księżyca są widoczne polarne czapy lodowe na szerokościach począwszy od 40 równoleżnika.
Ganimedes jest jedynym księżycem w Układzie Słonecznym posiadającym własne dipolowe pole magnetyczne, na tyle silne, że tworzy niewielką magnetosferę, częściowo chroniącą powierzchnię przed promieniowaniem z magnetosfery Jowisza. Świadczy to najprawdopodobniej, że jądro księżyca jest częściowo stopione i funkcjonuje (lub funkcjonował) w nim mechanizm dynama magnetohydrodynamicznego, podobny do ziemskiego. Indukcja tego pola osiąga w okolicy biegunów magnetycznych 1,2 μT[8], ok. 1/50 wartości ziemskiej. Pole magnetyczne księżyca jest w okolicy równikowej skierowane przeciwnie do pola planety, zatem może zachodzić rekoneksja magnetyczna.
Dodatkowo pole magnetyczne Ganimedesa ma składową indukowaną zmianami pola magnetosfery Jowisza. Dokładne pomiary sondy Galileo pozwoliły pokazać, że indukowane pole stanowi tylko 84% pola przewidywanego przez wyliczenia teoretyczne. Różnica ta może świadczyć o istnieniu warstwy ciekłej wody pod powierzchnią.

## Kalisto

Kallisto (Jowisz 2) – drugi co do wielkości księżyc Jowisza, trzeci w Układzie Słonecznym, najbardziej oddalony z księżyców galileuszowych.
Kallisto jest większa od Luny , lecz około trzykrotnie od niego cięsża (10 lun.) . Promień orbity wynosi około 1 882 700 km[1]. W przeciwieństwie do trzech pozostałych, nie jest częścią rezonansu orbitalnego i nie jest w tak znacznym stopniu poddany sile pływowej[2]. Kallisto obraca się synchronicznie i zawsze jest zwrócona do Jowisza tą samą stroną.
Kallisto ma bardzo starą, usianą kraterami powierzchnię, nie przejawiającą oznak aktywności wulkanicznej czy ruchu płyt tektonicznych. Dominują różnorodne kratery uderzeniowe, ich łańcuchy, skarpy oraz grzbiety[6]. W małej skali powierzchnia jest zróżnicowana, składa się z małych, lodowych osadów na szczytach wzniesień otoczonych przez nizinne, gładkie okrycie z ciemnego materiału[5][7]. Jaśniejsze kratery są zapewne młodsze od ciemniejszych. Wokół największych kraterów rozchodzą się koncentryczne pierścienie, w ich centrach znajdują się jasne obszary o strukturze zatartej przez procesy geologiczne, tzw. palimpsesty.
Kallisto ma najciemniejszą powierzchnię spośród księżyców galileuszowych, odbija tylko ok. 17% światła słonecznego.
Na powierzchni nie ma większych łańcuchów górskich, ani śladów aktywności tektonicznej.

## Himalia

Himalia (Jowisz 6) – księżyc Jowisza, odkryty przez Charlesa D. Perrine’a z Obserwatorium Licka, w dniu 3 grudnia 1904 roku. 9 stycznia 2001 roku sonda Cassini, mijając Jowisza, uchwyciła wizerunek Himalii w niskiej rozdzielczości. Była zbyt daleko, aby zarejestrować jakiekolwiek szczegóły powierzchni.

```
Himalia jest jednym ze średniej wielkości księżyców Jowisza, ma średnicę ok. 190 km. Jej średnia gęstość to ok. 2,6 g/cm3, składa się ona głównie z krzemianów. Powierzchnia księżyca jest ciemnoszara, a jego albedo wynosi zaledwie 0,04. Okres obrotu wokół własnej osi wynosi niecałe 7 godzin i 47 minut[2].

```

Jest to największy obiekt w grupie Himalii księżyców nieregularnych, poruszających się po orbitach ruchem prostym (w kierunku zgodnym z kierunkiem obrotu Jowisza).