Los satélites de Júpiter comprende algunas de las lunas de mayor tamaño del sistema solar Las más grandes de ellas, los cuatro satélites galileanos, fueron descubiertos en 1610 por Galileo Galilei y fueron los primeros objetos encontrados en orbitar un cuerpo diferente a la Tierra o al Sol. A partir de finales del siglo XIX, decenas de lunas jovianas mucho más pequeñas se han ido descubriendo y han recibido los nombres de las amantes, conquistas e hijas del dios romano Júpiter o su predecesor griego, Zeus. Las lunas galileanas y los anillos comprenden solo el 0,003 por ciento de la masa orbital total.
Ocho de las lunas de Júpiter son satélites regulares con órbitas directas y casi circulares que no están muy inclinadas con respecto al plano ecuatorial del planeta. Los satélites galileanos son de forma elipsoidal debido a que tienen masa planetaria, por lo que serían considerados planetas enanos si estuvieran en órbita directa alrededor del Sol.
Los otros cuatro satélites regulares son mucho más pequeños y están más cerca de Júpiter; estos sirven como fuentes de polvo que componen los anillos de Júpiter.
El resto de los satélites de Júpiter son satélites irregulares, cuyas órbitas directas y retrógradas están mucho más lejos del planeta y tienen altas inclinaciones y excentricidades. Estas lunas fueron probablemente capturadas por Júpiter de órbitas solares. Hay 16 satélites irregulares recientemente descubiertos que aún no han sido nombrados.
Las características físicas y orbitales de las lunas varían ampliamente. Todas y cada una de las cuatro galileanas sobrepasan los 3100 kilómetros (1926 mi) de diámetro, con Ganímedes siendo el noveno objeto más grande del sistema solar después del Sol y siete de los planetas, excluyendo a Mercurio. Todas las demás lunas de Júpiter tienen menos de 200 kilómetros (124 mi) de diámetro, con la mayoría apenas excediendo los 5 kilómetros (3 mi). Formas orbitales van de casi perfectamente circulares a muy excéntricas e inclinadas, y muchos giran en la dirección opuesta a la rotación de Júpiter (movimiento retrógrado). Los períodos orbitales son tan diferentes que varían desde siete horas (tomando menos tiempo que Júpiter para girar alrededor de su eje), hasta unas tres mil veces más (casi tres años terrestres).
Se cree que los satélites regulares de Júpiter se formaron a partir de un disco circumplanetario, un anillo de acreción de gas y fragmentos sólidos similar a un disco protoplanetario Estos pueden ser los restos de una veintena de satélites con la masa de una luna galilena que se formaron en la historia temprana de Júpiter.
Las simulaciones sugieren que mientras el disco tenía una masa relativamente baja en cualquier momento dado, con el tiempo una fracción sustancial (varias decenas de uno por ciento) de la masa de Júpiter capturada de la nebulosa solar se procesó a través de él. Sin embargo, la masa del disco de solo el 2 % de la de Júpiter tiene la obligación de explicar los satélites existentes. Así, puede haber habido varias generaciones de satélites con la masa de uno galileano en la historia temprana de Júpiter. Cada generación de lunas habría disparado contra Júpiter debido al arrastre del disco, con nuevas lunas formándose luego de nuevos desechos capturados de la nebulosa solar. Para el momento en que la presente (posiblemente quinta) generación se formó, el disco había disminuido hasta el punto de que ya no interfería en gran medida con las órbitas de los satélites. Los actuales satélites galileanos fueron aún afectados, cayendo en y siendo parcialemente protegidos por una resonancia orbital que todavía existe para Ío, Europa y Ganímedes. La gran masa de este último significa que habría migrado hacia el interior a un ritmo mayor al de los dos primeros.
Se cree que las lunas exteriores e irregulares fueron originadas con el pasar de los asteroides, mientras que el disco protolunar era todavía lo bastante masivo para absorber gran parte de su impulso y así capturarlas en órbita. Muchas se rompieron por el estrés de la captura, y otras después colisionaron con cuerpos pequeños componiendo las familias que conocemos hoy.
La primera observación informal de una de las lunas del planeta fue la del astrónomo chino Gan De alrededor del año 364 a. C. Sin embargo, las primeras observaciones seguras fueron realizadas por Galileo Galilei en 1609. Para marzo de 1610, había divisado las cuatro masivas lunas galileanas con su telescopio de magnificación de 30x: Ganímedes, Ío, Calisto y Europa. Ningún satélite adicional fue descubierto hasta que E. E. Barnard observó Amaltea en 1892. Con la ayuda de la fotografía telescópica, nuevos descubrimientos siguieron rápidamente a lo largo del siglo XX. Himalia fue descubierto en 1904, Elara en 1905, Pasífae en 1908, Sinope en 1914, Lisitea y Carme en 1938, Ananké en 1951, y Leda en 1974. Para cuando las sondas Voyager alcanzaron Júpiter en 1979, 13 lunas se habían descubierto; mientras que Temisto se observó en 1975, pero debido a la insuficiencia de los datos de la observación inicial, se perdió hasta el 2000. Las misiones Voyager descubrieron tres lunas interiores adicionales en 1979: Metis, Adrastea y Tebe.
Durante dos décadas no fueron descubiertas lunas adicionales; pero entre octubre de 1999 y febrero de 2003, investigadores encontraron otras 32 lunas usando detectores sensibles con base en tierra, de las cuales la mayoría fueron descubiertas por un equipo liderado por Scott S. Sheppard y David C. Jewitt.[cita requerida] Estas son pequeñas lunas, en largas, excéntricas y generalmente retrógradas órbitas, con un promedio de 3 kilómetros (1,9 mi) de diámetro, con la más larga midiendo 9 kilómetros (5,6 mi) de ancho. Se cree que todas estas lunas fueron asteroides o tal vez cometas capturados, posiblemente fragmentados en varios pedazos, pero realmente se sabe muy poco acerca de esto.[cita requerida] Desde entonces, 14 lunas adicionales han sido descubiertas pero no confirmadas todavía, llevando el total de satélites jovianos observados a 63.
Cuando un satélite es descubierto por primera vez se le asigna un nombre o designación provisional hasta que la Unión Astronómica Internacional (UAI) le proporciona uno propio. La designación de los satélites se proporciona siguiendo un estándar en todos los planetas:
En el caso de los satélites de Júpiter se utilizan personajes mitológicos de origen greco-romano relacionados con la figura de Júpiter o Zeus. Mientras Galileo Galilei optó por nombrar los satélites con números romanos, esta tradición se siguió realizando hasta 1975, cuando la UAI lo sustituyó por la anterior nomenclatura normalizada. Los números se asignaban en orden de su descubrimiento, aunque para los galileanos, que fueron descubiertos simultáneamente, la denominación está relacionada con la distancia al planeta.
Fue Simon Marius o Simon Mayr el astrónomo alemán que reclamó el mérito del descubrimiento de los cuatro grandes satélites a Galileo Galilei y quien nombró con los nombres mitológicos con los que actualmente se los conoce y de ahí, la tradición, que a raíz del descubrimiento del [V], el astrónomo y divulgador francés Camille Flammarion lo bautizase como Amaltea y entre los aficionados se popularizó el nombre propio más que la numeración romana.
En 1975 la Unión Astronómica Internacional, renombró a todos los satélites de Júpiter con nombres propios originarios de la mitología greco-romana y relacionados con la figura de Júpiter o Zeus y otros, están a la espera de ser nombrados manteniendo la nomenclatura tipo S/AAAA J ##, donde AAAA es el año del descubrimiento y ## el número de orden.
Exceptuando a Ganímedes, único nombre masculino, todos los demás satélites tienen nombre femenino, en la mayoría de los casos, amantes de Júpiter (Zeus). En los grupos de satélites exteriores (desde Leda hasta Sinope) los nombres que acaban en -a siguen órbitas directas y los que acaban en -e, siguen órbitas retrógradas.
Entendiéndose como órbita directa la que gira en sentido antihorario observando el polo norte del planeta y como órbita retrógrada los que giran en sentido horario.
Como en todos los planetas gigantes, los satélites de Júpiter se clasifican en:
El primer diagrama ilustra las órbitas de los satélites irregulares de Júpiter. La excentricidad de las órbitas viene representada por segmentos que se extienden del pericentro al apocentro, con la inclinación orbital representada en el eje Y.
Los satélites situados encima del eje son progrados, los que están debajo son retrógrados. El eje horizontal está marcado en millones de kilómetros, y llega hasta la marca de 45 %, (la influencia gravitacional de Júpiter desaparece por completo en los 53 millones de Kilómetros pero ningún satélite alcanza esa distancia).
El siguiente diagrama muestra separadamente la distribución de inclinación en contraposición con la excentricidad para los satélites retrógrados, facilitando la identificación de agrupamientos.
Puede verse que Temisto está aislado en el espacio. Se puede observar también que el grupo de Himalia está comprimido en apenas 1,4 millones de km para su semieje mayor, y en 1,6 º de inclinación (27,5 ± 0,8 °); la excentricidad varía entre 0,11 y 0,25. Carpo y S/2003 J12 son otros dos cuerpos aislados, y S/2003 J 2 es el satélite más exterior.
El resto de satélites irregulares de Júpiter pueden agruparse en tres familias, al compartir las mismas características orbitales, las cuales son designadas por el nombre del mayor miembro en cada caso. Estas familias están agrupadas no solo respecto del semi-eje mayor, sino también de la inclinación y la excentricidad.
El grupo de Carmé se aprecia con claridad, centrado en los valores a=23,404 millones de kilómetros; i = 165,2 ± 0,3° y e = 0,238-0,272. Únicamente S/2003 J 10 aparece un poco separado, debido a su mayor excentricidad.
El grupo de Ananké está centrado en los valores en a = 21,276 millones de kilómetros, i = 149,0 ± 0,5 ° y e = 0,216-0,244. Los ocho miembros centrales (S/2003 J 16, Mnemea, Euante, Ortosia, Harpálice, Praxídice, Telxínoe, Ananké y Yocasta) están agrupados con claridad, pero la inclusión en esta familia de los otro ocho satélites es más discutible, por variar en algunos grados respecto de la media.
El grupo de Pasífae incluye todos los satélites restantes, con excepción de S/2003 J 12 y S/2003 J 2, que están en posiciones alejadas. Este tercer grupo está centrado en los valores a = 23,624 millones de kilómetros, i = 151,4 ± 6,9 ° y e = 0,156-0,432 (obsérvese que la dispersión es grande). Si se trata de una auténtica agrupación, debe ser muy antigua, a juzgar por la dispersión de sus miembros.
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