ticoAg/ChineseCorpus-Kaggle-fanti huggingface dataset:
長期存在的磁矩在木衛三四周劃出一個空間，形成了一個嵌入木星磁場的小型磁層。木衛三是太陽系中已知的唯一一顆擁有磁層的衛星。 其磁層直徑達4-5RG （RG=2,631.2公里）。在木衛三上緯度低于30°的地區，其磁層的場線是閉合的，在這個區域，帶電粒子（如電子和離子）均被捕獲，進而形成輻射帶。 磁層中所含的主要離子為單個的離子化的氧原子——O+——這點與木衛三含氧大氣層的特征相吻合。而在緯度高于30°的極冠地區，場線則向外擴散，連接著木衛三和木星的電離層。在這些地區已經發現了高能（高達數十甚至數百千伏）的電子和離子，可能由此而形成了木衛三極地地區的極光現象。另外，在極地地區不斷下落的重離子則發生了濺射運動，最終使木衛三表面的冰體變暗。
木衛三磁層和木星磁場的相互影響與太陽風和地球磁場的相互作用在很多方面十分類似。如繞木星旋轉的等離子體對木衛三逆軌道方向磁層的轟擊就非常像太陽風對地球磁場的轟擊。主要的不同之處是等離子體流的速度——在地球上為超音速，而在木衛三上為亞音速。由于其等離子體流速度為亞音速，所以在木衛三逆軌道方向一面的磁場并未形成弓形激波。
除了其本身固有的磁層外，木衛三還擁有一個感應產生的偶極磁場，其存在與木衛三附近木星磁場強度的變化有關。該感應磁場隨著木衛三本身固有磁層方向的變化，交替呈放射狀面向木星或背向木星。該磁場的強度較之木衛三本身之磁場弱了一個數量級——前者磁赤道地區的場強為60納特斯拉，只及木星此處場強的一半。木衛三的感應磁場和木衛四的以及木衛二的感應磁場十分相似，這表明該衛星可能也擁有一個高電導率的地下海洋。
由于木衛三的內部結構已經是徹底的分化型，且擁有一顆金屬內核，所以其本身固有的磁層的產生方式可能與地球磁場的產生方式類似：即是內核物質運動的結果。如果磁場是基于發電機原理的產物，那么木衛三的磁層就可能是由其內核的成分對流運動所造成的。
盡管已知木衛三擁有一個鐵質內核，但是其磁層仍然顯得很神秘，特別是為何其他與之大小相同的衛星都不擁有磁層。一些研究認為在木衛三這種相對較小的體積下，其內核應該早已被充分冷卻以致內核的流動和磁場的產生都無以為繼。一種解釋聲稱能夠引起星體表面構造變形的軌道共振也能夠起到維持磁層的作用：即木衛三的軌道離心率和潮汐熱作用由于某些軌道共振作用而出現增益，同時其地幔也起到了絕緣內核，阻止其冷卻的作用。另一種解釋認為是地幔中的硅酸鹽巖石中殘留的磁性造成了這種磁層。如果該衛星在過去曾經擁有基于發電機原理產生的強大磁場，那么該理論就很有可能行得通。
木衛三可能由木星次星云——即在木星形成之后環繞于其四周的、由氣體和塵埃組成的圓盤——的吸積作用所產生。 木衛三的吸積過程持續了大約1萬年，相較于木衛四的10萬年短得多。當木衛四開始形成之際，木星次星云中所含的氣體成分已經相對較少；這導致了木衛四較長的吸積時間。相反，由于木衛三是緊接木星之后形成的，這時的次星云還比較濃密，所以其吸積作用所耗時間較短。相對較短的形成時間使得吸積過程中產生的熱量較少逃逸，這些未逃逸的熱量導致了冰體的融化和木衛三內部結構的分化：即巖石和冰體相互分開，巖石沉入星體中心形成內核。在這方面，木衛三與木衛四不同，后者由于其較長的形成時間而導致吸積熱逃逸殆盡，從而無法在初期融化冰體以及分化內部結構。這一假說揭示了為何質量和構成物質如此接近的兩顆衛星看起來卻如此得不同。
在其形成之后，木衛三的內核還保存了大部分在吸積過程和分化過程中形成的熱量，它只是緩慢的將少量熱量釋放至冰質地幔層中，就如同熱電池的運作一般。接著，地幔又通過對流作用將熱量傳導至星體表面。不久巖石中蘊含的放射性元素開始衰變，產生的熱量進一步加熱了內核，從而加劇了其內部結構的分化，最終形成了一個鐵-硫化亞鐵內核和一個硅酸鹽地幔。至此，木衛三內部結構徹底分化。與之相比較，未經內部結構分化的木衛四所產生的放射性熱能只能導致其冰質內部的對流，這種對流有效地冷卻了星體，并阻止了大規模的冰體融化和內部結構的快速分化，同時其最多只能引起冰體與巖石的部分分化。現今，木衛三的冷卻過程仍十分緩慢。從起內核和硅酸鹽地幔所釋放出的熱量使得木衛三上的地下海洋得以存在，同時只是緩慢冷卻的流動的鐵-硫化亞鐵內核仍在推動星體內的熱對流，并維持著磁圈的存在。現在木衛三的對外熱通量很可能高于木衛四。
「旅行者號」太空探測船
數個飛掠過或繞木星運行的探測器對木衛三進行了仔細勘查。其中的第一批是先驅者10號和先驅者11號，兩者傳回的關于木衛三的信息較少。之后旅行者1號和旅行者2號于1979年飛掠過木衛三。它們精確測定了它的大小，最終證明它的體積要大于土衛六，后者曾被認為大于前者。此外，這兩艘飛船還發現了木衛三上的槽溝地形。
1995年，伽利略號進入環木星軌道。在1996年至2000年間，它共6次近距離飛掠過木衛三。這6次飛掠被命名為G1，G2，G7，G8，G28，G29。在最接近的一次飛掠——G2——中，伽利略號距離木衛三表面僅264公里。在1996年的G1飛掠中，它發現了木衛三的磁場。后來又發現了木衛三的地下海洋，并于2001年對外公布。伽利略號傳回了大量的光譜圖像，并在木衛三表面發現了數種非冰化合物。最近前往近距離探測木衛三的探測器是新視野號，它于2007年在前往冥王星的途中飛掠過了木衛三，并在加速過程中拍攝了木衛三的地形圖和構成圖。
美國航空航天局和歐洲空間局合作的一項旨在探測木星衛星的計劃——“木衛二－木星系統任務”原定于2020年實施。2009年2月，美國航空航天局和歐洲空間局確認該計劃將優先于“土衛六－土星系統任務”得以實施。 但是歐洲空間局的計劃資金仍然面臨來自該局其他計劃的競爭。“木衛二－木星系統任務”包括美國航空航天局主持的“木星-木衛二軌道飛行器”和歐洲空間局主持的“木星-木衛三軌道飛行器”，可能還包括日本宇宙航空研究開發機構主持的“木星磁場探測器”。“木衛二－木星系統任務”最終被取消，其組成部分“木衛二軌道飛行器”和“木衛三軌道飛行器”分別被“歐羅巴快船”以及“木星冰月探測器”取代。
已被取消的環木衛三軌道探測計劃還包括木星冰月軌道器。原計劃使用核裂變反應堆作為其動力來源，這將使其能夠對木衛三進行詳細勘查。但是由于預算裁剪，該計劃于2005年被取消。另外還有一個被取消的計劃被稱為“宏偉的木衛三”（The Grandeur of Ganymede）。
遠拱點可依據軌道長半軸''a''和軌道離心率''e''得出：。
近拱點可依據軌道長半軸''a''和軌道離心率''e''得出：。
表面積可依據星體半徑''r''得出：。
體積''v''可依據星體半徑''r''得出：。
表面重力可依據星體質量''m''、萬有引力常數''G''和半徑''r''得出：。
逃逸速度可依據星體質量''m''、萬有引力常數''G''和半徑''r''得出：。
無量綱轉動慣量的單位是I/(mr2)，其中的I表示轉動慣量，m表示質量，r表示最大半徑。當無量綱轉動慣量的數值為0.4時，即表示該星體是一個質地均勻的球體，而如果數值小于0.4，則表示該星體的物質密度隨著深度的增加而加大。
該表面數量密度和壓力是依據哈爾等人1998年公布的柱密度計算出來的，當時他們把大氣標高假定為20公里，把溫度假定為120K。
類拉普拉斯共振和現今伽利略衛星的拉普拉斯共振十分相似，唯一的不同是當處于類拉普拉斯共振時，木衛一-木衛二和木衛二-木衛三的上合位置的移動速率不是同一的，而是成一定的比率——且這個比率一定是有理數。
*黃一農：〈 裸眼也能看到木衛〉。
* Ganymede Profile  by  NASA's Solar System Exploration
* Ganymede page  on ''The Nine8 Planets''
* Jupiter's Moon Ganymede  on ''Views of the Solar System''
* Ganymede Crater Database Lunar and Planetary Institute
木衛四又稱為「卡利斯托」（Callisto、、希臘文：），是圍繞木星運轉的一顆衛星，由伽利略·伽利萊在1610年首次發現。木衛四是太陽系第三大衛星，也是木星第二大衛星，僅次於木衛三。木衛四的直徑為水星直徑的99%，但是質量只有它的三分之一。該衛星的軌道在四顆伽利略衛星中距離木星最遠，約為188萬公里。木衛四并不像內層的三顆伽利略衛星（木衛一、木衛二和木衛三）那般處于軌道共振狀態，所以并不存在明顯的潮汐熱效應。木衛四屬於同步自轉衛星，永遠以同一個面朝向木星。木衛四由于公轉軌道較遠，表面受到木星磁場的影響小於內層的衛星。
木衛四由近乎等量的巖石和水所構成，平均密度約為1.83公克/公分3。天文學家通過光譜測定得知木衛四表面物質包括冰、二氧化碳、硅酸鹽和各種有機物。伽利略號的探測結果顯示木衛四內部可能存在一個較小的硅酸鹽內核，同時在其表面下100公里處可能有一個液態水構成的地下海洋存在。
木衛四表面曾經遭受過猛烈撞擊，其地質年齡十分古老。由于木衛四上沒有任何板塊運動、地震或火山噴發等地質活動存在的證據，故天文學家認為其地質特征主要是隕石撞擊所造成的。木衛四主要的地質特征包括多環結構、各種形態的撞擊坑、撞擊坑鏈、懸崖、山脊與沉積地形。在天文學家仔細考察後，發現該衛星表面地形多變，包括位于抬升地形頂部、面積較小且明亮的冰體沉積物及環繞其四周、邊緣較平緩的地區（由較黑暗的物質來構成）。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，該地形的確切年齡還未確定。
木衛四上存在一層非常稀薄的大氣，主要由二氧化碳構成，成分可能還包括氧氣，此外木衛四還有一個活動劇烈的電離層。科學家們認為木衛四是因木星四周氣體和塵埃圓盤的吸積作用而緩慢形成的。由于木衛四形成過程緩慢且缺乏潮汐熱效應，所以內部結構并未經歷快速的分化。木衛四內部的熱對流在形成后不久就已經開始，這種對流導致內部結構的部分分化，位于地表100至150公里深處的地下海洋與一個個比較小的巖質內核可能因此形成。
由于木衛四上可能有海洋存在，所以該衛星上也可能有生物生存，不過概率要小于鄰近的另一顆衛星木衛二。多艘空間探測器都曾對該衛星進行過探測，包括先驅者10號、先驅者11號、伽利略號和卡西尼號。長久以來，人們都認為木衛四是設置進一步探索木星系統基地的最佳地點。
意大利天文學家伽利略在1610年1月發現了木衛四和其他三顆木星大衛星（木衛一、木衛二和木衛三）。木衛四的名稱來自希臘神話中宙斯的愛人之一卡利斯托，她是一位與月亮女神阿爾忒彌斯關係密切的寧芙（有時也被認為是呂卡翁的女兒）。西門·馬里烏斯在該星被發現后不久提出該名稱，馬里烏斯則認為這是約翰內斯·開普勒的建議。然而天文學家在很長時間內都不歡迎這個名稱，直到20世紀中期才廣泛采用。很多早期的天文學文獻中均以羅馬數字來稱呼這顆衛星（該體系由伽利略所提出），即稱為木衛四（Jupiter  IV）或“朱庇特的第四顆衛星”（the fourth satellite of Jupiter）。
木衛四（左下角）、木星和木衛二（位于木星大紅斑的左下方）。
木衛四是距離木星最遠的伽利略衛星，約為188萬公里（是木星直徑的26.3倍），比木衛三的軌道半徑（107萬公里）還要遠得多。由于木衛四軌道半徑較大，所以目前不處于軌道共振狀態，很可能永遠也不會達到這種情況。
木衛四和大部分的衛星一樣，都是一顆同步自轉衛星，表示該衛星的自轉周期等於公轉周期（約為16.7個地球日）。木衛四軌道離心率很小，軌道傾角也很小，接近木星赤道，同時太陽與木星引力攝動對於軌道離心率和傾角會出現數百年的周期函數現象，變化范圍分別為0.0072－0.0076和0.20－0.60°。這種軌道變化使轉軸傾角變化幅度介于0.4－1.6°之間。
木衛四沒有軌道共振現象，意味著它永遠都不會產生明顯的潮汐熱效應，而潮汐熱效應是星體內部結構分化和發育的重要動力。由于它距離木星較遠，所以表面來自木星磁場的帶電粒子流比較弱，比木衛二表面的帶電粒子流弱了300倍。木衛四表面的帶電粒子光滲效應弱於其他幾顆伽利略衛星。木衛四表面的輻射劑量約為每天0.01侖目。
圖中的淡藍色曲線為阿斯嘉特撞擊坑，黑暗隕石坑平原則為紅色曲線。根據近紅外光譜儀探測結果，顯示阿斯嘉特撞擊坑內的水冰（吸水波段介於1到2微米之間）數量比較多，巖石物質則比較稀少。
木衛四的平均密度為1.83公克/公分3，表明它是由近乎等量的巖石和水冰所構成的，此外可能還存在某些不穩定的冰物質（例如氨冰），冰的比重介于49－55%之間。 木衛四巖石的確切構成還不為人知，但是很可能接近于L型或LL型普通球粒隕石，這兩類隕石較之H球粒隕石，所含的全鐵和金屬鐵較少，而鐵氧化物較多。鐵和硅的豐度比率在木衛四上為0.9：1.3，而太陽則為1.8。
木衛四表面的反照率為20%，天文學家推測其表面物質構成與整體物質構成大致相同。科學家利用近紅外分光術在1.04、1.25、1.5、2.0和3.0微米波長段發現了強烈的水冰吸收帶。冰普遍存在於木衛四表面，比重介於25－50%之間。天文學家對伽利略號和地基觀測站拍攝的高分辨率近紅外光譜及紫外線光譜照片進行分析后，發現了多種非水溶性物質，例如含鎂與鐵的水合硅酸鹽、二氧化碳、二氧化硫，可能還包括氨和多種有機化合物。光譜分析的數據顯示即使在很小的區域內，該天體表面的物質構成也極度複雜。冰構成的小面積、明亮斑塊與巖石、冰混合物構成的斑塊互相混雜，而廣大的黑暗區域則由非冰物質所構成。
木衛四的表面並不對稱：同軌道方向的半球比逆軌道方向的半球還要陰暗，跟其他伽利略衛星正好相反。 此外其逆軌道方向的半球似乎富含二氧化碳，而同軌道方向的半球則含有較多的二氧化硫。 木衛四上許多較年輕的撞擊坑都含有較豐富的二氧化碳。 總而言之，木衛四表面的物質構成十分接近于D-型小行星，特別是黑暗區域的物質構成。D型小行星的表面是由碳基物質構成。
木衛四的內部結構圖。
在木衛四遭受過猛烈轟擊的表面下，是一層厚度介於80至150公里間的寒冷、堅硬冰質巖石圈。天文學家對包圍木星及衛星的磁場進行的研究顯示在木衛四地殼下50至200公里深處存在著一個咸水海洋：科學家發現位於木星多變磁場中的木衛四就像一個理想的導電球體，磁場無法穿透到衛星的內核，意味著該天體存在著一層厚度至少達到10公里的高電導率液體。該海洋中可能還含有少量的氨或其他防凍物質，比重達到了5%，所以阻止海洋冰凍。在這種情況下，海洋的厚度將達到250－300公里。如果海洋不存在的話，其冰質巖石圈預計將會更厚，可能達到300公里。
位於巖石圈和假設的海洋下的星體內部可能既不是質地均勻的整體也不是完全的分化型態。伽利略號的探測數據 （特別是在近距離飛掠中測定的無量綱轉動慣量—其數值為0.3549±0.0042）表明其內部由壓縮的巖石和冰所構成，由于物質的部分沉積，巖石比重隨著深度而增加。也就是說木衛四的內部結構只有部分分層，與木衛三完全不同。星體的中心在該密度和轉動慣量下，可能存在著一顆小型硅酸鹽內核。這類內核的半徑不可能超過600公里，而其密度可能介于3.1至3.6公克/公分3之間。
木衛四上的撞擊坑平原。
木衛四表面的地質年齡十分古老，它同時也是太陽系中遭受過最猛烈轟擊的天體之一，其撞擊坑密度已經接近于飽和，任何新的撞擊坑均可能覆蓋于舊的撞擊坑之上。木衛四表面的大型地質構造相對簡單，沒有大型的山脈、火山或其他內源性構造特征。撞擊坑、多環結構、裂縫、懸崖及沉積地形是天文學家在該星體表面發現為數不多的幾種大型地質構造。
木衛四表面分成數種不同的地質結構：撞擊坑平原、亮平原、黑暗及明亮而平緩的平原以及多環機構和撞擊坑組成的多類地形構造。撞擊坑平原覆蓋了木衛四大部分的表面，是古老巖石圈的典型代表，其構成物質為冰和巖石的混合物。亮平原包含明亮的撞擊坑（類似阿斯嘉特撞擊坑的斑點狀構造）、稱為變餘結構的古老撞擊坑殘跡與多環結構的中心，科學家們猜測這種地形是冰質撞擊坑沉積所形成。明亮而平緩的平原覆蓋的區域較小，常出現于瓦爾哈拉撞擊坑和阿斯嘉特撞擊坑的山脊和槽溝地帶，撞擊坑平原的孤立斑點地帶也屬于這種地形。天文學家最初認為這種地形的形成與內源性地質活動有關，但是伽利略號傳回的高分辨率照片顯示該平原地形其實與斷裂、瘤狀地形有關，并未出現任何曾被多次覆蓋的跡象。伽利略號的照片顯示木衛四表面小塊的陰暗平坦區域覆蓋面積小于1萬平方公里，被周圍的地形所封閉，該地形可能是冰火山沉積構造。這些比較明亮及平緩平原的地質年齡都比撞擊坑平原稍小。
哈爾撞擊坑及其中央拱形結構。
木衛四表面的撞擊坑直徑從100米（這是探測照片的最大分辨率）至100公里以上不等，多環結構則未計算在內。直徑小于5公里的小型撞擊坑有簡單的碗型結構或平底結構。直徑介於5－40公里間的撞擊坑則有中央山峰存在。很多直徑介於25－100公里的撞擊坑其中央山峰為塌陷地形，例如庭德爾撞擊坑（Tindr crater）。而直徑大于60公里的大型撞擊坑的中央則可能存在著拱形結構，這可能是撞擊事件發生之后的構造抬升作用造成的。而少數明亮且直徑大于100公里的撞擊坑則擁有與眾不同的拱形結構。這些撞擊坑較之月球上的同類結構都很淺，可能是向多環機構轉變的過渡地形。
木衛四上最大的撞擊地形是多環盆地，其中有兩個規模巨大，瓦爾哈拉撞擊坑則是其中最大的一個，其明亮的中央地帶直徑達到了600公里，而環狀結構則繼續向外延展了1800公里。第二大的多環結構是阿斯嘉特撞擊坑，直徑大約為1600公里。多環結構產生的原因可能是撞擊事件發生之后處在柔軟或流動物質——如海洋之上的巖石圈產生的同心環狀的斷裂。撞擊坑鏈則是一長串鏈狀、呈直線分布于星體表面的撞擊坑，它們可能是木衛四被過于接近木星而受到引力潮汐作用解體的天體撞擊之后形成的，也可能是遭受小角度撞擊后產生的。前一種情況得到了蘇梅克-列維9號彗星撞擊事件的印證。
瓦爾哈拉多環結構
正如前文所提及的，木衛四上還存在著由純冰構成的、反照率高達80%的斑塊地形，其四周分布著較黑暗的物質。伽利略號的高分辨率照片顯示這些較明亮的斑塊主要位于抬升地形上（例如撞擊坑坑緣、懸崖、山脊和瘤狀地形），可能是一層薄霜體的沉積構造。比較黑暗的物質通常位于四周地勢較低且較平坦的地帶，例如撞擊坑坑底和撞擊坑之間的低洼地帶，它們覆蓋著原本的霜體沉積物，故該地區顯得比較陰暗，形成直徑達到5公里以上的暗斑。
以幾公里的尺度來說，木衛四比其他伽利略衛星的表面顯現出更多的退化特征。相較於木衛三的黑暗區域，木衛四的表面缺乏直徑小于1公里的撞擊坑，取而代之的是無處不在的小型瘤狀地形和陷坑。天文學家認為瘤狀地形是撞擊坑經歷了迄今為止還不為人知的退化過程而形成的坑緣殘跡，這種退化很可能是冰緩慢升華造成的—當木衛四運行至日下點時，其向陽面的溫度會達到165K以上，此時冰會出現升華現象：基巖導致上面的臟冰分解，使得其中的水冰和其他易揮發物質升華。而殘骸中的非冰質殘余物則崩塌，從撞擊坑坑緣的斜坡上墜落。這種崩塌經常在撞擊坑附近和內部出現，被稱為“周邊碎片”。此外，有些撞擊坑的坑緣被一些蜿蜒、類似峽谷的切口（它們被稱為溝壑）所切割，這些溝壑看起來有點類似火星表面的峽谷。在冰升華假說中，位于低洼地帶的暗色物質被認為主要來自於撞擊坑坑緣所形成的非冰質物質覆蓋層，它覆蓋了木衛四表面大部分的冰基巖。
塌陷地形和瘤狀地形
天文學家藉由各種地質構造覆蓋的撞擊坑密度，可以推斷出它們的相對年齡：撞擊坑分布密度越大，該地質構造相對年齡越大。但是它們的絕對年齡卻還無法確定，不過天文學家根據理論預測撞擊坑平原的地質年齡長達45億年，幾乎可以追溯到太陽系的形成時期。多環結構和撞擊坑的地質年齡則取決于其所在區域的撞擊坑密度，估計年齡從10億年到40億年不等。
這張圖顯示出木衛四周圍的感應磁場，其中磁力線的邊界相當明顯，是天文學家根據觀測資料所計算出來的。紅色的線為伽利略號的飛行軌跡。
木衛四擁有一層非常稀薄的大氣，主要由二氧化碳構成。伽利略號的近紅外測繪分光儀（Near Infrared Mapping Spectrometer，NIMS）在4.2微米波段勘查到該大氣層的吸收特征，因而證實了它的存在。天文學家估計其表面壓力為7.5巴，粒子密度為4×108公分?3。因為這層大氣相當稀薄，其物質只需要四天就會逃逸殆盡，故一定有氣體來源不斷維持其含量，來源可能是冰質地殼中升華出來的干冰，這種情況與木衛四表面明亮地區瘤狀地形的冰升華形成假說相契合。
伽利略號在數次飛掠中首次發現木衛四的電離層，其高電子密度為7－17公分?3，密度與大氣中二氧化碳的光致電離作用效果不盡符合，所以有些天文學家預測該大氣層主要成分應該是氧氣（含量為二氧化碳的10倍到100倍），但是目前尚未在大氣層中探測到氧氣的存在。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。哈伯太空望遠鏡同時也偵測到木衛四表面出現氧氣凝結。
木衛四內部結構的部分分層（該結論由無量綱轉動慣量數值推斷而出）表明該星體從未被充分加熱以使其冰質部分融解。因此，其最可能的形成模型是低密度的木星次星云中的緩慢吸積過程。這個持續時間甚久的吸積過程使得星體最終冷卻，而無法保持在吸積過程、放射性元素衰變過程和星體收縮過程積聚的熱量，從而阻斷了冰體融化和快速分化過程。其形成階段所耗時間大約在10萬年到1000萬年之間。
而之后木衛四的進一步演化則取決于放射性衰變的產熱機制和靠近星體表面熱傳導的冷卻機制之間的競賽，以及星體內部到底是處于固態還是亞固態對流狀態。冰體的亞固態對流的具體運動狀況是所有冰衛星模型中最大的不確定性因素。基于溫度對冰體黏度的影響，當溫度接近于冰體的熔點時，就會出現亞固態對流。在亞固態對流中，冰體的運動速度十分緩慢，大約為1厘米/年，但是從長期來看，亞固態對流事實上是非常有效的冷卻機制。熱量在木衛四寒冷而堅硬的表層（被稱為“密封蓋”）中并沒有以對流形式來進行傳導；在表層下的冰體中，熱量以亞固態對流形式來進行傳導。對木衛四來說，外部傳導層是厚度約為100公里的寒冷且堅硬的巖石圈。它的存在解釋了為何木衛四表面沒有任何內源性構造活動的跡象。而在木衛四內部，熱對流可能是分層次的，因為在高壓之下，冰體水會出現多種晶相，從星體表面的第一態冰到星體中心的第七態冰。在早期，木衛四內部亞固態對流機制的運作阻止了冰體的大面積融化，而后者則會導致星體內部的分化，從而形成一個大型的巖石內核和冰質地幔。同時也由于對流作用的存在，冰體和巖石的部分分化持續了數十億年之久，至今仍在緩慢進行中。
現今解釋木衛四形成的觀點考慮到了在其表面之下可能存在著一個地下海洋，其形成與冰體的第一晶相的熔點異常有關——其熔點隨著壓力的增大而降低，當壓力達到2070巴時，熔點可低至251K。在所有的木衛四現實模型中，位于100-200公里深處地層的溫度都十分接近，甚至是略微超過了這個異常的熔點。而少量氨——比重約為1-2%——的存在則能夠加大該深度液體存在的可能性，因為氨能夠進一步降低冰體熔點。
盡管木衛四及木衛三在很多方面都十分相似，但是前者的地質歷史相對簡單。在撞擊事件與其他外力影響作用前，該星體的表面即已基本成型。與擁有槽溝構造的鄰近衛星木衛三相比，木衛四上甚少發現地質構造活動的跡象。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。
這種相對簡單的地質歷史對于行星科學家來說意義十分重大，他們可將該星體作為一個很好的基本參考對象，用來對比其他更加復雜的星體。
木衛四與月球及地球的比較
就如同木衛二和木衛三一樣，也有人認為在木衛四表面之下的咸水海洋中可能存在著外星生命。但是較之木衛二和木衛三來說，木衛四上的環境顯得相對惡劣，主要是因為：缺乏可接觸的巖石物質、來自星體內核的熱通量較低。科學家特倫斯·約翰森這樣論述木衛四和其他伽利略衛星上生命存在可能性的問題：
基于如上的考慮和其他科學觀測，天文學家認為木衛二是伽利略衛星中最可能存在生命的天體。
未來人類在木衛四上設置基地的想象圖
先驅者10號和先驅者11號在1970年代曾先后接近木星，獲取了少量關于木衛四的新信息。真正的突破來自旅行者1號和旅行者2號在1979年至1980年間對它進行的研究。它們對木衛四一半以上的表面進行了拍攝（圖像分辨率在1至2公里之間），同時還精確地測量了木衛四的表面溫度、質量和大小。第二波的考察在1994年至2003年間展開，伽利略號8次近距離飛掠木衛四，最后一次飛掠是在2001年。伽利略號最后一次飛掠木衛四時正位于C30軌道上，距離木衛四表面僅138公里。伽利略號完成對木衛四表面的全球測繪，并傳回大量分辨率達到15米的特定地區照片。2000年，卡西尼號在前往土星途中對包括木衛四在內的四顆伽利略衛星進行了高精度紅外光譜探測。2007年2月至3月，新視野號探測器在前往冥王星途中經過木衛四，對其進行拍攝和光譜分析。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飛掠木衛四的探測計畫。
美國航空航天局和歐洲空間局合作的一項旨在探測木星衛星的計劃—“木衛二－木星系統任務”原先預計于2020年發射。2009年2月，美國航空航天局和歐洲空間局確認該計劃將優先于“土衛六－土星系統任務”執行。但是歐洲空間局的計劃資金仍然面臨來自該局其他計劃的競爭。“木衛二－木星系統任務”包括美國航空航天局主持的“木星－木衛二軌道飛行器”和歐洲空間局主持的“木星－木衛三軌道飛行器”，可能還包括日本宇宙航空研究開發機構主持的“木星磁場探測器”。
2003年，美國航空航天局針對人類未來對外太陽系探索進行一項稱為“人類外行星探索”（Human Outer Planets Exploration，HOPE）的概念性研究，且在詳細審議下將目標認定是木衛四。科學家認為有可能在木衛四表面建立一個基地，為更遠的太陽系太空探索提供燃料。
在木衛四上建立基地的好處在于它的輻射較低（木衛四離木星較遠）及地質上的穩定性。同時它還能為天文學家進一步探索木衛二提供便利支持，也是人類在木星系中設置前往更遙遠的外太陽系空間飛船的維修站的理想地點—在離開木衛四之后，飛船可以藉由近距離飛掠木星獲得重力助推。美國航空航天局在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。
*  Callisto Profile   美國太空總署太陽系探測相關資料
*  Callisto page  九大行星相關資料
*  Callisto page 太陽系總覽相關資料
*  Callisto Crater Database  月球及行星學會相關資料
215px伽利略號探測器拍攝的照片
愛德華·埃默森·巴納德
181,400 km
11h 57.4m
0.388°
166.9 km
2.08±0.15×1018 kg
0.857±0.099 g/cm3
表面重力加速度
～0.020 m/s2
相當于地球的
自轉軸傾斜度
0.090±0.005
木衛五又稱為「阿馬爾塞」（Amalthea），是木星的衛星之一，按離木星由近及遠的次序排列為第三顆。
木衛五是已知的離木星第三近的天然衛星，1892年9月9日愛德華·埃默森·巴納德用利克天文臺的一臺36英寸（91厘米）折射望遠鏡發現了它，它是最后一顆直接用肉眼觀測發現的衛星（后來的發現一般都是使用照片或其它方式），它也是伽利略·伽利萊1610年發現的四顆木星衛星后第一顆被發現的木星衛星。木衛五與其它三顆木星的內層衛星被歸于同一個族。木衛五是其中最大的。
國際天文協會將它授名為''Amalthea''（阿馬爾塞）。在希臘神話中，阿馬爾塞是一個仙女，她用一只山羊的奶養育了宙斯（木星）。請注意除木衛五外，羊神星（113號小行星）也被稱為''Amalthea''。
木衛五是太陽系內最紅的一個天體，它甚至比火星還要紅。它的紅色來自木衛一上火山噴發出來的硫。在木衛五主要的斜坡上還有一塊塊綠色的地方，這些顏色的來由現在還不清楚。
木衛五的外形不規則，它的三個軸的長度分別是250×146×128公里，它的長軸指向木星。它的表面上有許多撞擊坑，與它的大小相比，它們有些非常大。其中最大的潘撞擊坑的直徑達100公里，深8公里；另一個環形山（蓋亞撞擊坑）直徑80公里，深度比潘可能深一倍。木衛五上還有兩座山，它們比其它部分高出20公里。
木衛五的大小和它的不規則的形狀可能說明它是一塊非常堅固的物體，否則的話它的外形隨時間的變化會變得更圓。它可能是一顆被木星俘獲的小行星。與木星的其它衛星一樣，木衛五的公轉和自轉周期相同。和木衛一一樣，木衛五輻射出的熱量比它接受到的太陽光的能量要高，這可能是它內部在木星的磁場中感應的電流導致的。
木衛五的撞擊坑，以希臘神話的神祇命名。
蓋亞，希臘神話的地母神。
潘，希臘神話的牧神。
木衛五的光斑，以希臘神話中和宙斯有關的地點命名。
艾達山，宙斯出生之處。
Lyctos
Lyctos，宙斯成長之處。
+木衛六（Himalia）
箭頭指的是木衛六！
查爾斯·狄龍·珀賴因
1904年12月3日
軌道平均半徑
11,432,430千米（0.07642 AU）
9,782,900千斤米（0.065 AU）
13,082,000千米（0.087 AU）
250.5662日
71,456,750千米（0.478 AU）
平均公轉速度
3.34千米每秒
軌道與黃道交角
27.50°
軌道與木星赤道交角
29.59°
約90,800平方千米
約2,570,000立方千米
9.56千克
2.8克每立方厘米
約0.062米每平方秒（0.006克）
約0.100千米每秒
7.782小時
木衛六又稱為「希瑪利亞」（Himalia），是木星的一顆自然衛星。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，它在利克天文臺被查爾斯·狄龍·珀賴因發現。 1975年，國際天文協會將它授名為Himalia（希瑪利亞）。在希臘神話中，希瑪利亞是一個女神。她與宙斯有三個兒子。
木衛六是到1975年才以希臘神話中的希瑪利亞（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瑪利亞，有的時候也會稱它赫斯提亞（Hestia）。
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，這意味著木衛六有極小的可能性有生命存在。
木衛六是希瑪利亞群之中最大的成員，因此希瑪利亞群以它的名稱命名。這個衛星群包括五個繞著木星公轉的衛星。它們離木星的距離在11到13百萬千米的范圍之內。它們的自轉軸傾斜度都在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
新視野號拍下的木衛六，解析度並不是很好。
在2000年，卡西尼號宇宙飛船在前往土星的路程上，拍攝到數張木衛六的照片，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，並沒有顯示出任何木衛六表面的詳細情況。根據拍攝出的照片，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。
* Himalia Profile
* David Jewitt pages
* Scott Sheppard pages
木衛七又稱為「伊拉拉」（Elara），是環繞木星運行的一顆衛星。1905年，它在利克天文臺被查爾斯·狄龍·珀賴因發現。1975年，國際天文協會將它授名為Elara（伊拉拉）。在希臘神話中，伊拉拉是巨人泰提亞斯的母親。她與蓋婭生了這個孩子。
木衛七是木衛六衛星群的成員之一。這個衛星群包括五個繞著木星公轉的衛星。它們離木星的距離在11到13百萬千米的范圍之內。它們的自轉軸傾斜度都在27.5度左右。
東京大學（，簡稱東大，是成立於1877年的日本第一所現代學制綜合大學，前身是幕末時期創辦的與。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年成為首批「指定國立大學法人」。
東京大學校園的銀杏
東京大學沒有特別明文化的創校精神。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。
東京大學本郷校區正門
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、大學新鮮人獨立博雅教育（教養學部）課程，都是非常罕見的特例。
重視博雅教育是東京大學的一大特征。在教養學部前期課程設有東大全學部?研究科?研究所的教養教育科目。同時在日本大學教育支援計劃中，東大主推“教養教育與大學院先端研究創造性地聯合推進”，可見其作為大學對于教養教育的重視。
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世界大學排名
:日本第1名．亞洲第6名．世界第24名 （2021年）
;泰晤士高等教育世界大學排名
:日本第1名．亞洲第4名．世界第36名 （2021年）
;軟科世界大學學術排名
:日本第1名．亞洲第1名．世界第26名 （2020年）
明治維新后政府將原幕府直屬的昌平坂學問所、開成所、醫學所統合建立了大學校。由于國儒學與西洋學之爭于1871年（明治4年）廢除了原教授國儒學的大學本校（原昌平坂學問所），將其余2校改稱為南校、東校。隨后經歷了東京開成學校、東京醫學校的改組于1877年（明治10年）4月12日合并創立為文部省管轄的官立東京大學。4月12日是現在的東京大學紀念日，同時也會在此日舉行入學式。起初僅為設有法、理、文、醫四學部及預備門，學生人數約1600人的專業教育、普通教育機構。雖為日本最早的近代大學，但具備學士學位授予權晚于1876年（明治9年）創立的札幌農學校（今北海道大學），是日本第二古老的高等教育機關。
1886年（明治19年）根據帝國大學令改稱為帝國大學，同時吸收合并了工部大學校變為法、理、文、醫、工5科。將預備門分離為第一高等中學校（舊制第一高等學校）。1890年（明治23年）吸收合并東京農林大學，設立農業大學。1897年（明治30年）隨著京都帝國大學（京都大學）的設立更名為東京帝國大學。1919年（大正8年）根據大學令改制為學部制，并新設經濟學部。
二戰后于1947年（昭和22年）10月更名為東京大學，1949年（昭和24年）5月改制為新制國立大學。同時吸收合并第一高等學校與東京高等學校，各自變更為其教養學部及教育學部。1953年（昭和28年）設立大學院，1958年（昭和33）年設立藥學部。
Akamon ca. 1910.jpg|赤門（1910年頃撮影）
University of Tokyo. Before 1902.jpg|1902年（明治35年）
University of Tokyo. Faculty of law. Before 1902.jpg|1902年（明治35年）法學部校舎
University of Tokyo. Physical office. Before 1902.jpg|1902年（明治35年）物理研究塔
PSM V64 D474 Interior of the zoological museum.png|1904年的校設考古博物館
Todai kumite.jpg|1929年拳擊社
以下年表主要來源于東京大學官方網站。
* 1877年（明治10年）4月12日 東京開成學校與東京醫學校合并成立東京大學
* 1878年（明治11年）12月 文部省授予東京大學學位（學士號）授予權
* 1879年（明治12年）4月 東京大學具有法學士、理學士、文學士、醫學士、製藥士學士授予權
* 1880年（明治13年）8月 法理文3學部設立學士研究科（大學院前身）
* 1881年（明治14年）6月 制定東京大學職位制（設立總理一職，統籌4學部及予備門）
* 1884年（明治17年）10月 設立東京大學副總理一職
* 1885年（明治18年）9月 東京法學校（司法省法學校）同法學部合并；由理學部分割設立工藝學部
* 1886年（明治19年）3月 吸收合并工部大學校，根據帝國大學令更名為「帝國大學」。首任校長為慶應義塾出身的渡邊洪基。根據同年實施的私立法律學校特別監督條規，東大在五大法律學校監督下運作。
* 1887年（明治20年）7月 分科大學卒業生分別授予法學士、醫學士、藥學士、工學士、文學士、理學士
* 1888年（明治21年）11月 設立東京天文臺
* 1890年（明治23年）6月 吸收合并東京農林學校，設立農科大學
* 1897年（明治30年）6月 隨著京都帝國大學的設立更名為「東京帝國大學」
* 1916年（大正5年）4月 設立傳染病研究所
* 1919年（大正8年）2月 廢除分科大學制改學部制，增設經濟學部
** 4月 學年設為4月1日起至翌年3月31日
* 1925年（大正14年）11月13日 設立地震研究所
* 1939年（昭和14年）1月 受平賀肅學影響，經濟學部處于停擺狀態
* 1941年（昭和16年）11月 設立東洋文化研究所
* 1942年（昭和17年）3月 于千葉県千葉市設立第二工學部
* 1944年（昭和19年）1月 設立南方自然科學研究所
* 1945年（昭和20年）1月 設立輻射線化學研究所
** 3月 南方自然科學研究所改組設立為立地自然科學研究所，航空研究所改組設立為理工學研究所
** 8月 設立社會科學研究所
* 1947年（昭和22年）9月 更名為“東京大學”
* 1949年（昭和24年）5月 合并舊制第一高等學校、舊制東京高等學校高等科，改制為新制東京大學。設立教養學部、教育學部。設立新聞研究所。
** 5月 文學部附屬史料編纂所變更為東京大學附置研究所（東京大學史料編纂所）
* 1951年（昭和26年）3月 設立教育學部附屬中學校、高等學校，改組第一工學部、第二工學部
* 1952年（昭和27年） 廢除立地自然科學研究所
** 3月 設立新制大學院（人文科學、社會科學、數物系、化學系、生物系5研究科）
** 7月 設立應用微生物學研究所、宇宙射線觀測所（全國共同利用研究所）
* 1955年（昭和30年）3月 設立原子核研究所并作為全國共同利用研究所使用
* 1957年（昭和32年）4月 設立物性研究所并作為全國共同利用研究所使用
* 1958年（昭和33年）4月 設立藥學部設置。理工學研究所改組并設立航空研究所
* 1962年（昭和37年）4月 將前期課程4科類（文科一類、二類、理科一類、二類）改制為6科類（文科一類、二類、三類、理科一類、二類、三類）；設立海洋研究所并作為全國共同利用研究所使用
* 1963年（昭和38年）4月 改組大學院人文科學研究科、社會科學研究科，設立人文科學、教育學、法學政治學、社會學、經濟學5研究科
* 1964年（昭和39年）4月 改組航空研究所設立宇宙航空研究所并作為全國共同利用研究所使用
* 1965年（昭和40年）4月 改組大學院數物系研究科、化學系研究科、生物系研究科，設立理學系、工學系、農學系、醫學系、藥學系5研究科
* 1967年（昭和42年）6月 改組傳染病研究所，設立醫科學研究所
* 1969年（昭和44年）2月 受東大紛爭影響，當年未有新入學
* 1976年（昭和51年）5月 改組宇宙線観測所為宇宙線研究所
* 1981年（昭和56年）4月 廢除宇宙航空研究所并入宇宙科學研究所
* 1983年（昭和58年）4月 設立大學院總合文化研究科
* 1987年（昭和62年）5月 設立先端科學技術研究中心
* 1988年（昭和63年）7月 廢除東京天文臺并入國立天文臺
* 1991年（平成3年）4月 開始實行大學院重點化
* 1992年（平成4年）4月 設立大學院數理科學研究科
* 1993年（平成5年）4月 改組應用微生物學研究所為分子細胞生物學研究所
** 4月 大學院農學系研究科更名為大學院農學生命科學研究科
** 6月 地震研究所作為全國共同利用研究所使用
* 1995年（平成7年）4月 廢除大學院社會學研究科，人文科學研究科改組為人文社會系研究科
* 1997年（平成9年）4月 大學院重點化結束；廢除原子核研究所并入高能加速器研究機構
* 1998年（平成10年）4月 設立大學院新領域創成科學研究科
* 2000年（平成12年）4月 設立大學院情報學環、學際情報學府；教育學部附屬中學校、高等學校轉為中等教育學校
* 2001年（平成13年）4月 設立大學院情報理工學系研究科
* 2003年（平成15年）3月 制定東京大學憲章
* 2004年（平成16年）4月 成為「國立大學法人東京大學」；設立特別榮譽教授制度；大學院改組；先端科學技術研究中心轉為附置研究所
* 2005年（平成17年）4月 作為全學海外學術交流據點設立北京代表所
* 2006年（平成18年）1月 加入國際研究型大學聯合會 (IARU)
* 2007年（平成19年）10月 加入「數物連攜宇宙研究機構」
* 2010年（平成22年）4月 海洋研究所、氣候系統研究中心合并改組為大氣海洋研究所
* 2014年（平成26年）1月 平成28年度開始停止後期日程試驗入學者選抜，導入推薦入試制度
* 2017年（平成29年）6月 成為指定國立大學法人
東京大學根據教育與研究內容的不同設有三個校區。駒場校區主要負責教養課程、本郷校區進行專業教育，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，駒場校區則從事跨領域學術研究、柏校區則從事新領域研究。這樣的體制在以根據學部分校區為主的日本較為罕見。同時，將教養課程分立設置在日本也是較為罕見的存在。
* 本鄉總校區：東京都文京區 40.27公頃
* 淺野校區：東京都文京區 4.37公頃
* 彌生校區：東京都文京區 11.28公頃
* 理學系研究科附屬植物園：東京都文京區 16.08公頃
* 駒場校區：東京都目黑區 35.20公頃
* 教育學部附屬中等教育學校、海洋研究所：東京都中野區 4.87公頃
* 白金校區：東京都港區 7.2公頃
* 農學生命科學研究科附屬農場：東京都西東京市 31.36公頃
* 三鷹校區：東京都三鷹市 6.88公頃
* 農學生命研究科附屬牧場：茨城縣西茨城郡 36.12公頃
* （、、）：千葉縣柏市 23.75公頃
* 檢見川校區：千葉縣千葉市 32.3公頃
* 農學生命科學研究科附屬農場二宮果樹園：神奈川縣中郡 3.93公頃
* 醫科學研究所附屬奄美病害動物研究設施：鹿兒島縣大島郡 0.88公頃
* 農學生命科學研究科附屬愛知演習林： 愛知縣瀨戶市 1264.63公頃
Tokyo University School of Law Bilding.jpg|法學政治學系総合教育樓，槇文彥設計
Komaba Library.jpg|駒場圖書館
Main Building of Institute for Solid State Physics of the University of Tokyo.jpg|東京大學物性研究所本館（A棟）（千葉縣柏市）
Koishikawa Botanical Gardens - sakura - march31-2015.jpg|理學系研究科附屬植物園
東京大學綜合圖書館
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。
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：
* 山川健次郎 1901年6月
* 松井直吉（兼）1905年12月
* 山川健次郎 1913年5月
* 長與又郎 1934年12月
* 矢內原忠雄 1951年12月
* 大河內一男 1963年12月
總合研究博物館小石川分館
東京大學在創校之初并未有明文化其建校精神。但隨著國立大學法人化，現在制定有《東京大學憲章》。
學部與其代表色，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。
** 北海文化研究常呂實習施設
** 日本經濟國際共同研究中心
** 身心障礙教育開發研究中心
** 商業法?比較法政研究中心
** 日本經濟國際共同研究中心（CIRJE）
** 金融教育研究中心（CARF）
** 經營教育研究中心（MERC）
** 全球地域研究機構（IAGS）
* 公共政策大學院（公共政策學合作研究部?教育部）
** 天文學教育研究中心（IoA）
** 原子核科學研究中心（CNS）
** 大霹靂宇宙國際研究中心（RESCEU）
** 超高速強光子場科學研究中心（CUILS）
** 水環境控制研究中心（RECWET）
** 量子相電子工學研究中心（QPEC）
** 能源?資源邊境中心（FRCER）
** 光量子科學研究中心（UT-PSC）
** 國際工學教育推進機構（IIIEE）
** 醫療福祉工學開發評價研究中心（MDRRC）
** 疾患生命工學中心（CDBIM）
** 醫學教育國際研究中心（IRCME）
** 生態調和農學機構（ISAS）
** 生涯運動健康科學研究中心
** 功能蛋白質組學中心（FPXC）
** 革新複合材學術研究中心（TJCC）
** 社會資訊研究資料中心（MSSA）
** 綜合防災情報研究中心（CIDIR）
** 普及資訊社會基盤研究中心
** 現代韓國研究中心（CCKS）
* 醫科學研究所（1967年設置）
* 地震研究所（1925年設置）
* 東洋文化研究所（1941年設置）
* 社會科學研究所（1946年設置）
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人獲數學界最高榮譽菲爾茲獎、3人獲建築界最高榮譽普立茲克建築獎、5人成為太空人。
File:Kodaira_Kunihiko.jpg|小平邦彥，1954年菲爾茲獎
File:Yasunari Kawabata 1938.jpg|川端康成，1968年文學獎
File:Leo Esaki 1959.jpg|江崎玲於奈，1973年物理學獎
File:Eisaku Sato 1960.jpg|佐藤榮作，1974年和平獎
File:Paris - Salon du livre 2012 - Kenzaburō ōe - 003.jpg|大江健三郎，1994年文學獎
File:Masatoshi Koshiba 2002.jpg|小柴昌俊，2002年物理學獎
File:YoichiroNambu.jpg|南部陽一郎，2008年物理學獎
File:Nobel Prize 2010-Press Conference KVA-DSC 7397.jpg|根岸英一，2010年化學獎
File:Takaaki Kajita 5171-2015.jpg|梶田隆章，2015年物理學獎
File:Nobel Laureates 7409 (30679391693).jpg|大隅良典，2016年生理學或醫學獎
File:Crafoord_Prize_EM1B0732_(42329290061).jpg|Syukuro Manabe, Physics, 2021|真鍋淑郎，2021年物理學獎
*東京大學事件 - 東大安田講堂事件
*2016年東大醫學部造假事件
*Mytraclip手術致死隱匿事件
*教養學部?總合文化研究科內定錄取教授取消事件
*1952年（昭和27年）10月1日，東京大學創立75年紀念郵票（面額10円）正式發行。
菲利伯特·梅洛特
1908年1月27日
24,094,770 千米
16,980,250 千米
31,209,300 千米
764.082032日（2.092年）
平均2.242 km/s
145.24°
143.04°
約11,300 平方千米
約113,000 立方千米
2.6g/cm3
約0.022 m/s2
約0.036km/s
平均~124 K
木衛八又稱為「帕西法爾」(Pasiphae)，是環繞木星運行的一顆衛星。
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。
木星的不規則衛星
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。
冥衛一，又名卡戎及小行星134340，于1978年在美國海軍天文臺被發現。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。卡戎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。
卡戎是在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。
卡戎原來的臨時名稱是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魯托）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”發的是''k''的音，但是克里斯蒂在這顆衛星的發音上將“ch”的發音改為''sh''（IPA ），因為他妻子名字Charlene中的“ch”就念''sh''。于是''sh''的發音也在天文界流行了開來，大家都使用這樣的發音，在中文中也有對應的譯音「夏龍」。不過除了英語以外，其他語言依然使用原本神話的發音，唸''k''音。
羅賓·坎二模擬的結果在2005年出版，提出卡戎是在約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，卡戎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巖石成分，而卡戎會有更多冰的成分。因此現在認為冥王星和卡戎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。
卡戎的直徑約為1,212-{zh-hans:千米; zh-hant:公里;}-，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，卡戎的表面看起來可能是被凍結的不易揮發的水。卡戎表面溫度約為-230℃，密度為1.7克/立方厘米，顯示組成成分中，巖石佔了一半多，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。
該冥王星和卡戎的斜面圖展示了冥王星圍繞著其自身外的一個點旋轉，圖中可見兩個天體間的同步自轉。
冥王星與冥衛一相互旋轉一周期。由新視野號于2014年7月19日到7月24日沿黃道面拍攝。
冥王星和卡戎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 -{zh-hans:千米; zh-hant:公里;}-（12,163英里）。卡戎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卡戎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%是巖石，45%是冰。冥王星的密度較高，約有70%的巖石。
冥王星-卡戎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，而且兩者的質量是可以相互比較的，因此卡戎不適合被當作冥王星的衛星。取而代之的是，他們應該是雙矮行星，應隨著冥王星一起重分類。
在國際天文學聯合會的年會中有一項草案是2006年行星重定義，建議行星必須繞著太陽運轉，並且有足夠大的重力使本身成為球體。在這樣的草案下，卡戎有資格成為行星，因為草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。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，使卡戎的身分變得很不明確（迄今，卡戎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-卡戎系統的衛星。
* Marc W. Buie,  Phases of Charon as seen from Pluto, Lowell Observatory
* IAU Circular No. 3241  describing the discovery
* Measuring the Size of a Small, Frost World (ESO press release January 2006)
p. melotte
1914年11月1日
23,540,000 米
18,237,600 千米
30,191,200  千米
724.1日（1.95年）
平均2.252  km/s
153.12°
約28,700  立方千米
約0.014 m/s2
約0.023km/s
木衛九又稱為「希諾佩」(Sinope)，直徑38公里，是環繞木星運行的一顆衛星。
木衛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，木衛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。
+Lysithea
塞思·巴恩斯·尼科爾森
11,720,000 千米
0.081-0.155
259.2日
7.77×1016 千克
2.6 g/cm3
0.0013 m/s2
木衛十又稱為「萊西薩」（Lysithea），是環繞木星運行的一顆衛星。它是1938年被威爾森天文臺的塞思·巴恩斯·尼科爾森發現的。1975年，國際天文協會正式將它授名為''Lysithea''（萊西薩）。萊西薩是希臘神話中海神歐申納斯的一個女兒，宙斯的眾多愛人之一。
木衛十與木星的其它五顆衛星一起屬于希瑪利亞群，它們的軌道類似。
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「母的」。
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。