El grupo Pasiphaë es un conjunto de lunas retrógradas y no esféricas de Júpiter que siguen órbitas similares a la de Pasiphaë y que se cree que tienen un origen común. Estas lunas orbitan en sentido contrario al de la rotación del planeta (por eso se llaman retrógradas) y están situadas lejos del planeta, en una región de satélites irregulares donde predominan cuerpos pequeños y de forma alargada o irregular.

Sus semiejes mayores (distancias medias a Júpiter) oscilan entre 22.800.000 y 24.100.000 km (el mismo rango que el grupo Carme), sus inclinaciones entre 144,5° y 158,3°, y sus excentricidades entre 0,25 y 0,43. Estas órbitas corresponden a periodos orbitales largos, del orden de unos dos años terrestres (varios cientos de días), y muestran dispersión debida tanto al choque inicial como a la evolución dinámica por perturbaciones solares y de otros planetas gigantes.

Se piensa que la mayoría de los miembros del grupo surgieron por la captura de un objeto heliocéntrico (probablemente un asteroide) por la gravedad de Júpiter, seguido de una fragmentación por colisión. Esta hipótesis explica por qué las órbitas forman un conjunto coherente: los fragmentos resultantes heredaron parámetros orbitales similares. No obstante, estudios espectrales indican cierta heterogeneidad en los colores y composiciones de los satélites, por lo que no todos los cuerpos agrupados pueden proceder exactamente del mismo progenitor.

Los miembros principales del grupo son (de mayor a menor):

  • Pasiphae — el mayor y que da nombre al grupo; diámetro aproximado ~60 km.
  • Sinope, dos tercios del tamaño de Pasiphaë — diámetro ~38 km; presenta características orbitales y de color que a veces llevan a considerarlo como un subgrupo o un miembro marginal separado.
  • Callirrhoe — satélite mucho más pequeño, de solo unos pocos kilómetros de diámetro.
  • Megaclite — tamaño reducido (pocos kilómetros).
  • Autonoe — otro miembro pequeño del grupo.
  • Eurydome — de tamaño similar a los otros satélites menores.
  • Sponde — uno de los miembros más pequeños detectados.

Además de los listados, existen varios miembros adicionales y candidatos que completan el conjunto; muchos son objetos débiles y pequeños, detectados en las últimas décadas gracias a telescopios más sensibles. La determinación precisa de la pertenencia al grupo puede variar según criterios dinámicos (semieje mayor, inclinación, excentricidad) y observaciones espectrales.

La evolución a largo plazo de estos satélites está influida por interacciones gravitatorias con el Sol, Saturno y el propio Júpiter, así como por efectos no gravitatorios muy pequeños. Por eso las órbitas se dispersan con el tiempo y la identidad de los fragmentos del cuerpo progenitor puede volverse menos evidente.

La Unión Astronómica Internacional (UAI) reserva nombres terminados en -e para todas las lunas retrógradas, incluidas las de este grupo, lo que facilita su clasificación y nomenclatura oficial.