Skupina Himalija je skupek Jupitrovih nesferičnih, progradnih lun, ki se gibljejo po sorodnih orbitah in najverjetneje izvirajo iz istega predhodnega telesa. Člane skupine odlikujejo podobne vrednosti naklona, polvelike osi in ekscentričnosti, kar podpira hipotezo o skupnem izvoru — verjetno ujetem asteroidu ali planetesmalu, ki se je kasneje razbil pri trku.

Glavne orbitalne značilnosti (v grobem): polvelika os skupine je več milijonov kilometrov od Jupitra, nakloni so progradni in leže približno okoli 26–31°, ekscentričnosti pa so zmerne (povečane v primerjavi s hkratnimi enakomerno urejenimi lunami). Zaradi gravitacijskih motenj Jupitra in velikih planetov ter medsebojnih vplivov se natančni orbitalni elementi z majhnimi odmiki skozi čas spreminjajo, zato se seznam članov ob odkritju novih manjših teles lahko dopolni ali prilagodi.

Znani člani skupine so (v vrstnem redu od najbližjega do najbolj oddaljenega od Jupitra):

  • Leda — majhna progradna luna, ena izmed notranjih članic skupine.
  • Himalija (največja, po kateri je skupina dobila ime) — najbolj masivna članica; njen spekter in barva kažeta na temnejšo, ogljikovo bogato površino, podobno C-/D-podobnim asteroidom, kar podpira idejo o izvornem asteroidu.
  • Lysithea — srednje velik člen skupine, z orbitami, skladnimi s skupnimi orbitalnimi parametri.
  • Elara — zunanja članica izmed bolj opaznih lun, katere orbita se prav tako ujema s skupinskimi lastnostmi.

Tudi nedavno najdena luna S/2000 J 11 je bila po oceni orbite uvrščena v skupino (imela je enak naklon in nekoliko večjo polveliko os), vendar njena orbita ni natančno znana in povprečni orbitalni elementi še niso bili izračunani — zato je njeno članstvo začasno.

Fizikalne lastnosti članic: večina jih je temnih, z nevtralnimi do rahlo rdečimi barvnimi indeksi, kar kaže na ogljikovo bogato sestavo ali prevleko z utekočinjenim materialom. Spektralni opazovanja Himalije in sorodnih lun kažejo podobnosti, vendar so potrebna dodatna opazovanja za bolj podrobno določitev kemijske sestave in preciznih dimenzij posameznih članic.

Izvor in evolucija: prevladujoča razlaga je, da gre za ostanke enega ujetega telesa, ki ga je Jupiter zgrabil v svojo orbito in ga pozneje zaradi trka razbil na več kosov. Po razbitju so se delci stabilizirali v progradnih, a rahlo ekscentričnih orbitah z nakloni, značilnimi za to skupino. Alternativne ideje vključujejo zapletene interakcije med že obstoječimi lunami in prehodnimi objekti v zgodnjem Osončju.

Opazovanja in odkritja: nove, zelo majhne članice skupine odkrivajo globlji preleti in digitalni preiskavi neba; zaradi majhnih velikosti in oddaljenosti so mnoge od teh lun šibko opazne, zato ostajajo orbitalni parametri za nekatere negotovi. Dinamika teh lun je tudi predmet modeliranj, ki upoštevajo dolgoročne gravitacijske motnje od Jupitra, Sonca in velikih planetov.

Mednarodna astronomska zveza (IAU) je za lune iz te skupine rezervirala imena, ki se končajo z -a, kar je pravilo za progradne Jupitrove lune; nova imena se dodeljujejo po potrditvi orbite in členstva v skupini.