rlaklıklarının Jüpiter'den uzaklıklarına paralel olarak azaldığı dikkati çeker. İo ve Europa 0,65 düzeyine erişen beyazlık (albedo) dereceleri ile üzerlerine düşen güneş ışınlarının üçte ikisini yansıtırlar. Ganymede ve Callisto'nun beyazlık dereceleri sırasıyla 0,43 ve 0,17 iken, geri kalan uydular 0,05 ile 0,1 arasında değişen beyazlık düzeyleri ile oldukça karanlık yüzeylere sahiptir. Europa, İo ve Amalthea'nın kırmızı renkte olduğu gözlenir. Amalthea (Mars'ı da geride bırakarak Güneş Sistemi'nin en kırmızı üyesi unvanını alır.

Uyduların yüzey sıcaklıkları Jüpiter yörüngesinin güneşten uzaklığı ile uyumlu olarak 105K-110K (yaklaşık -165 °C) civarındadır. Beyazlık derecesi düşük olan uydular güneş ışınlarını büyük oranda soğurdukları için güneş alan yüzeyleri 125K'e kadar ısınabilir. Güçlü gel-git etkileri ve Jüpiter'in manyetik alanının oluşturduğu elektrik akımı nedeniyle ısınan ve üzerinde önemli volkanik etkinliğin gözlendiği İo'da yüzey sıcaklığının yer yer 2000 °C'ye ulaştığı gözlenmiştir.

İo'nun kükürt dioksit, Europa'nın ise oksijen ağırlıklı ince atmosferleri vardır. Bu iki uydunun çekim gücü güneş ışınlarının etkisi altında atmosferlerini oluşturan gazların sürekli olarak uzaya kaçmasına engel olamasa da, uydu yüzeyinden kopan materyel atmosferleri yenilemeye devam eder. Ganymede ve Callisto'nun benzer mekanizma ile korunan çok daha seyrek birer atmosferi olduğu gözlenmiştir.

Galilei uydularının gözlenen yüzey yapıları dış yörüngelerden iç yörüngelere doğru giderek artan jeolojik etkinlikle uyumludur. Bu dört uydudan en dışta yer alan Callisto'nun yüzeyi Güneş Sistemi'nin erken dönemlerindeki yapısını korumaktadır. Ganymede'in yüzeyinde buna benzer yaşlı bölgelere daha genç görünümlü açık renkli alanlar eşlik eder ve Yerküre'dekine benzer bir levha tektoniği aktivitesi ile açıklanabilecek oluşumlar gözlenir. Europa'nın ise son derece kendine özgü ve çok genç yüzey şekilleri çok daha hareketli bir jeolojik yapı ile ilişkilidir. Galilei uydularından en içte kalanı, İo, yoğun bir volkanik etkinlik gösterir. Lav akımları, sıvı ya da akışkan materyelin şekil değiştirdiği havzalar, uzay sondalarının gözlem süresi içinde dahi değişimin izlenebildiği son derece dinamik bir yüzey oluşturur. Bu özellikler, Jüpiter'in dev kütlesi ve uydular arasındaki gel-git etkileşimlerinin iç yörüngelere doğru giderek artan etkilerinin yanı sıra, en azından İo söz konusu olduğunda Jüpiter'in manyetik alan etkinliği ile de ilişkilidir.

Jüpiter uydularının son 30 yıl içinde çeşitli uzay araçları tarafından elde edilen yüzey görüntüleri, kütle ve yoğunluklarına ilişkin ölçümler ve kısmen de tayfölçüm verileri sayesinde iç yapıları hakkında bazı varsayımlarda bulunmak mümkün olmuştur. Galileo uzay sondası 1995-2003 yılları arasında toplam 34 yakın geçişle dört Galilei uydusu ve Amalthea hakkında bilinenlerin büyük ölçüde artmasını sağlamıştır. Bu bilgiler ışığında, Jüpiter uydu sisteminin, Güneş Sistemi'ne benzer biçimde merkezden dışa doğru bir farklılaşma gösterdiği dikkat çekmektedir. Galilei uydularının yoğunluğu en dışta yer alan Callisto için 1,8 g/cm³'ten, en içteki İo için 3,5 g/cm³'e doğru artar. Bu, Güneş Sistemi'nin erken dönemlerinde Jüpiter ve uydu sisteminin Güneş bulutsusunun yoğunlaşması ile oluşmaya başlaması sırasında sistemin merkezinde gerçekleşen sıcaklık artışı ile ilişkilidir. Jüpiter'e en yakın uydular artan sıcaklığın etkisi ile tümüyle sıvı duruma geçerek içerdikleri maddeler tabakalar halinde farklılaşmış, aynı zamanda hafif elementlerden başlayarak sıcaklıkla orantılı bir madde kaybı yaşamışlardır. Böylece uyduların içerdiği 'buz'-'kaya'-metal oranı iç yörüngelerden dışa doğru değişir. 'Buz' tanımına girecek hafif bileşiklerden yoksun İo büyük bir metal çekirdeği çevreleyen silikat ağırlıklı 'kaya' katmanlarından oluşurken, Europa daha küçük bir çekirdeğe ve kaya tabakasının dışında önemli bir su katmanına sahiptir. Bu, dışta donmuş halde su içeren bir kabuk ile onun altında derinliğinin 100 km'ye ulaştığı düşünülen bir sıvı 'okyanus'tan oluşmaktadır. Ganymede'in içerdiği su kütlesi çok daha fazladır ve okyanusu uydunun yarıçapının yarısına kadar varan derinliktedir. Callisto ise düşük yoğunluğundan anlaşılacağı gibi buz oranı yüksek bir uydudur, ancak türdeş bir iç yapıya sahip olması, bileşenlerinin eriyerek tabakalaşmasına yol açacak sıcaklıklara hiçbir zaman ulaşamamış olduğunu düşündürür.

Küçük uyduların çoğunun çap ve kütle ölçümleri duyarlılıkla yapılamamış olduğundan yoğunlukları ve dolayısıyla iç yapılarına ilişkin güvenilir bilgiler yoktur. Bunların önemli bir kısmının Jüpiter sistemi ile birlikte oluşmamış, ancak gezegenin çekim alanına sonradan yakalanmış cisimler olmaları bakımından, kökenlerine göre kuyrukluyıldız ya da değişik asteroid yapılarından biri ile benzer olmaları beklenir. Benzer yörünge özellikleri nedeniyle aynı grup içinde toplanan uyduların aynı gökcisminin parçaları olma olasılığı fazladır.

Uyduların tek tek incelenmesine olanak bulunduğunda çarpıcı bulgularla karşılaşılabilmektedir. Galileo uzay sondası 2002 yılında yaptığı Amalthea yakın geçişinde uydunun yoğunluğunun 0,86 g/cm³ olduğunu saptadı. Uydunun sudan hafif olması ancak birbirine gevşek olarak bağlanmış ve aralarında büyük boşluklar bulunan çok sayıda parçadan oluşması ile açıklanabilir. Bu örnek Jüpiter uyduları hakkında öğrenilecek çok şey olduğunu göstermesi yanı sıra, Güneş sisteminin çeşitli üyelerinin kendilerine özgü beklenmedik özelliklerinin olabileceğine işaret etmesi açısından da önem taşımaktadır.

Güneş bulutsusu olarak adlandırılan gaz ve toz kütlesi 4,6 milyar yıl önce bilinmeyen bir nedenle yoğunlaşarak bugünkü şekliyle Güneş Sistemi'ni oluşturmaya başladığında, Jüpiter ve diğer gaz devlerinin 10.000 yıl gibi kısa bir süre içinde bugünkü kütlelerine yakın boyutlara ulaştıkları sanılmaktadır. Galilei uydularının da, Jüpiter'i oluşturan diskin gezegen üzerinde yoğunlaşamamış kalıntılarından bu dönem içinde ortaya çıktıklarına kesin gözüyle bakılır. Bu uyduların dışmerkezlik veeğiklik oranları çok düşük yörüngeleri bu düşünceyi destekler. İç yörünge grubundaki dört küçük uydu Metis, Adrastea, Amalthea ve Thebe de benzer özelliklere sahip düzenli yörüngeleri ile Jüpiter sistemi içinden köken almış izlenimi verirler, ancak gezegene yakınlıkları nedeniyle çok uzun süreler korunması kuşkulu olan bu yörüngelere bilinmeyen mekanizmalarla daha sonradan yerleşmiş olmaları olasıdır. Özellikle Roche limiti içinde yer alan en iç iki uydunun bu konumda oluşmaları fiziksel açıdan gerçekçi görülmemektedir.

Düzensiz yörüngeye sahip, özellikle de ters hareketli uyduların ise Jüpiter'in çekim alanına yakalanarak sonradan uydusu haline gelmiş asteroid ya da belki de kuyrukluyıldız parçaları oldukları düşünülür. Yakalanma mekanizması, daha önceden Güneş çevresinde Jüpiter yörüngesi ile kesişen bir yörünge üzerinde yol alan bir gökcisminin bir nedenle hız değiştirmesini gerektirir. Bu nedenler günümüzde, bilinen asteroid ve kuyrukluyıldız yörüngelerinde yeterli değişikliği yaratabilecek güçte değildir. Bu nedenle düzensiz yörüngeli uyduların da Jüpiter tarafından yakalanmalarının Güneş Sistemi'nin çok erken dönemlerinde gerçekleşmiş olduğu sanılmaktadır.

İç yörüngelerdeki uydular, Jüpiter'in halkaları ve Jüpiter arasında önemli etkileşimler vardır ve bunlar halkalar ve iç uyduların bugün sahip oldukları özelliklerin bazılarından sorumludurlar. Galilei uyduları büyük kütleleri ile birbirlerinin yörüngelerini şekillendirerek belirli bir rezonans içine girmişlerdir. Gerek bu uydularla gezegen arasındaki gel-git etkileşimleri, gerekse Jüpiter'in manyetik alanından kaynaklanan elektrik akımları, uyduların iç yapıları, yüzey şekilleri ve jeolojik özellikleri ve bunlardan kaynaklanan atmosfer özelliklerini bugün gözlenen şekilde evrimleştirmiştir. En iç yörüngelerde yer alan dört küçük uydu ise halkaların bugün bilinen şekillerini korumasında etkilidir, ve halkaların en azından bir kısmının kaynağı olarak da görülmektedir.

Başka gezegenlerin de Yer ve Ay örneğini andırır şekilde uydu sistemlerinin bulunabileceğinin farkına ilk kez, kendi yaptığı teleskopu gökyüzüne çeviren İtalyan gökbilimci ve fizikçi Galileo Galilei varmıştır. 1610 yılında Jüpiter'in çevresinde dolanan 4 büyük uyduyu keşfetmiş ve dönemin güçlü ailesinin onuruna 'Medici yıldızları' olarak adlandırmıştır. Yeni uyduları Galilei'den daha önce gözlediğini iddia eden Simon Marius bu buluşu kendine maletmeyi başaramadıysa da önerdiği İo, Europa, Ganymede, ve Callisto adları yerleşmiştir. Galilei, uyduları gezegenden uzaklık sırasıyla I'den IV'e kadar Roma rakamları ile adlandırmayı tercih etmiş, Medici yıldızları adı ise daha sonra yerini Galilei uyduları ya da 'Galilei ayları' tanımına bırakmıştır. Gökyüzünde yer alan her varlığın Dünya etrafında döndüğünü varsayan, dönemin yermerkezli görüşü bu buluşla sarsılmış ve Kopernik'in o günlerde yaygın kabul görmeyen güneşmerkezli teorisi yerini sağlamlaştırmıştır.

1892'de Edward Emerson Barnard daha küçük bir yörüngede dolanan ve buluş sırasına göre V numara ile adlandırılan Amalthea'yı keşfetmiştir. 20. yüzyılda astrofotografi tekniklerinin geliştirilmesi sayesinde, aralıklarla çekilen fotoğraflarda yer değiştiren gökcisimleri incelenerek güneş sisteminin çok sayıda yeni üyesi bulunmuştur. 1904-1951 yılları arasında bulunan 7 yeni Jüpiter uydusu, isim verilmeden Jüpiter VI-XII olarak sınıflandırılmış, 1974 yılında Charles Kowal tarafından onüçüncü uydu Leda'nın keşfi sonrasında Uluslararası Gökbilim Birliği'nin bugün de uygulanmakta olan Gezegen Sistemi Adlandırma Kuralları ortaya konmuştur. Bu kurallar doğrultusunda, ilk beş uyduda olduğu gibi yeni aylara da Roma tanrısı Jüpiter veya Yunan mitolojisindeki eşdeğeri Zeus'un eşleri ya da aşıklarının adları verilmiştir.

1979 yılında Voyager 1 uzay sondasının Jüpiter gezegeninin yakınından geçerken kaydettiği görüntülerde üç yeni uydu daha saptanarak bilinen uydu sayısı 16'ya çıkmış, XIV Thebe, XV Adrastea, ve XVI Metis adı verilen bu uydular bir uzay aracı