IO: O mais internos deles fazem uma revolução completa ao redor de Júpiter em 42 horas e tem dimensões próximas a da nossa Lua. As imagens transmitidas pelas sondas exibem um grande número de centros vulcânicos em atividade (os primeiros encontrados fora da Terra), fazendo de Io um dos objetos mais ativos do sistema solar. Isto se deve a sua grande proximidade com Júpiter, caso contrário seria tão inativo quanto a Lua. Não se detectou crateras de impacto em sua superfície, apesar da grande atividade de meteoritos em sua região. Isso revela que Io tem uma superfície recente e bastante dinâmica, capaz de modificar-se com rapidez. As estruturas dominantes de sua superfície são as vulcânicas que geralmente são rodeadas por manchas escuras com algumas dezenas de quilômetros. Nas regiões polares os sistemas vulcânicos estão em menor número, mas são numerosas as montanhas com vários quilômetros de altura. Por estar muito próximo do planeta, Io está sujeito a muitas tensões, principalmente as de marés, que é intensificado por Europa. Essas tensões são fontes de energia que fundem grandes quantidades de matéria no núcleo do satélite e provocam fraturas em sua superfície. Os principais componentes expelidos pelos vulcões é o enxofre e o anidrido sulfuroso, a uma temperatura máxima de 17 oC.
Europa: Pouco menor que a Lua, tem uma translação de cerca de 3,5 dias. Parece ser recoberto de gelo e outros materiais claros. Esse satélite foi o menos estudado devido a posição de sua órbita, quando as Voyagers passaram por Júpiter. Sabe-se que sua densidade é cerca de 3 g/cm3, sua composição é rochosa com pontos onde há uma mistura de silicatos com metais formando áreas com densidade pouco mais elevada, sendo detectada grande quantidade de água e gelo. As fotos da Voyager apesar da baixa resolução, indicaram que grande parte de sua superfície é de gelo, que reflete mais de 60% da luz incidente. Nessas imagens pode-se observar que o satélite é atravessado por grandes linhas de até 3.000 km, que se entrecruzam. Elas podem ser resultados de movimentos tectônicos em todo o satélite. A ausência de crateras de impacto pode indicar algumas semelhanças com Io.
Acredita-se que logo após sua formação o núcleo ainda quente provocou uma desgasificação das rochas, que deu origem a uma fina camada de água sob a crosta. Devido aos movimentos tectônicos, essa água subiu para a superfície e em contato com o ambiente frio externo congelou-se, fazendo de Europa o objeto celeste mais liso do sistema solar.
Ganimedes: O maior dos satélites do sistema solar com 78% do diâmetro de Marte. Sua translação é cerca de sete dias. O estudo do seu espectro indica uma absorção característica do gelo, que deve recobrir grande parte de sua superfície. Supõem-se que sua constituição seja gelo e silicato em quantidades mais ou menos iguais. Isso pode ser evidenciado pela sua baixa densidade. Dois tipos de solo podem ser distinguidos no satélite: Os solos escuros – que são basicamente planos, apresentando um elevado número de crateras. E os solos claros – que apresentam vales paralelos de aspecto ondulado. A aparência de crateras deformadas nessas regiões é sinal de mudanças ocorridas na crosta gelada. O maior número de crateras mostra que as regiões escuras são bem mais antigas em relação ãs regiões claras.
Calisto: o mais externo é quase do tamanho de Mercúrio. Porém, é o que reflete menos luz devido a presença de materiais escuros misturados ao gelo na sua superfície. Seu período de translação é de pouco mais de duas semanas. Com densidade de 1,8 g/cm3 , acredita-se que tenha a mesma constituição de Ganimedes. Porém, seu processo de evolução permitiu maior estabilidade na crosta. Isso é evidenciado pelo grande número de crateras, em relação aos demais satélites. As grandes depressões do satélite podem ter tido a mesma origem das depressões lunares (impactos de grandes meteoritos). Para sua estrutura interna é previsto um núcleo de silicatos com raio de 1.200 km e sobre esse núcleo um manto de 1.000 km de espessura, constituido de gelo e água. E por último a crosta com espessura de 100 a 200 km formada de gelo e compostos escuros de sílicio.
Outros Satélites de Júpiter
As Voyagers descobriram vários satélites totalizando dezessete, mas esse número não é definitivo, por causa das pequenas dimensões desses satélites, e ainda hoje se descobrem satélites, através das análises das fotos tiradas pelas Voyagers.
Os outros doze satélites dividem-se em três famílias com quatro membros cada. A família dos que tem suas órbitas internas a de Io, que são Amaltéia, Adrastéia, Metis e Tebe.
A família dos satélites diretos, que orbitam além de Calisto e sua órbita está no mesmo sentido de rotação de Júpiter, que são Leda, Himália, Lisistéia e Elera. Por último a família dos retrógrados (orbitam no sentido contrário), que também são exteriores a Calisto e que reúne: Pasifae, Sínope, Carme e Ananquê. As duas últimas famílias também podem ser distintas da primeira pelo alto valor das excentricidades de suas órbitas. Acredita-se ainda que esses satélites sejam asteróides capturados pelo campo gravitacional de Júpiter. Essa hipótese é reforçada pela baixa capacidade de reflexão de luz, que é característica dos asteróides. Na família dos internos é característico o alongamento do satélite na direção de Júpiter, devido ao efeito de maré provocado pelo planeta.