Satèl·lits de Saturn

Saturn té 59 satèl·lits coneguts, el major dels quals, Tità, és l'única lluna del sistema solar amb una atmosfera important.

Els satèl·lits més grans, coneguts abans de l'inici de la investigació espacial són (de més gran a més petit): Tità, Rea, Jàpet, Dione, Tetis, Encèlad, Mimes, Hiperió i Febe.

Hi ha 35 llunes de Saturn que tenen nom i 21 que encara no en tenen, però el nombre real de satèl·lits és incert, ja que existeix una gran quantitat de petits objectes que orbiten aquest planeta. L'any 2000, van ser detectats 12 nous satèl·lits, les òrbites dels quals suggerixen que són fragments d'objectes majors capturats per Saturn. Durant els anys 2003, 2004 i 2005 es van descobrir 26 nous petits satèl·lits més.

Grups orbitals

Els satèl·lits de Saturn es poden dividir en deu grups segons les seves característiques orbitals. La majoria dels satèl·lits, com Pan i Dafne, orbiten dins el sistema d'anell de Saturn i tenen períodes orbitals només una mica més llargs que el període de rotació del planeta.[1] Els satèl·lits més interiors i la majoria dels satèl·lits regulars tenen una inclinació orbital que varia des de menys d'un grau fins als 1,5 graus (excepte Jàpet, que té una inclinació de 7,57 graus) i unes excentricitats orbitals petites.[2] Per altra banda, els satèl·lits irregulars de les regions més externes del sistema de satèl·lits de Saturn, i en particular el grup nòrdic, tenen uns radis orbitals de milions de quilòmetres i períodes orbitals d'anys. A més, els satèl·lits del grup nòrdic orbiten en sentit oposat a la rotació de Saturn.[3]

Satèl·lits dels anells

Article principal: anells de Saturn
Quatre objectes identificats dins l'anell A per la sonda Cassini

El 2006, s'identificaren quatre objectes en les imatges preses per la sonda Cassini a l'anell A. Contràriament als satèl·lits Pan i Dafne, que són prou massius per a netejar l'espai que els envolta i crear una divisió, aquests objectes pertorben l'anell només una desena de quilòmetres davant i darrere de la seva òrbita. D'aquesta manera, apareixen com dues línies brillants a la superfície de l'anell.[4] Aquests objectes, se'ls anomena en anglès propeller ('hèlix'), perquè la seva petja sembla una hèlix de dues pales.

El 2007, s'havien observat 150 objectes d'aquest tipus. Tots situats dins les tres bandes estretes de l'anell A entre els 126.750 km i els 132.000 km del centre de Saturn. Cada banda té una amplada d'uns 1.000 km (menys d'1% de l'amplada total dels anells). Aquestes regions són relativament lliures de pertorbacions lligades a ressonàncies amb altres satèl·lits, tot i que altres regions amb poques pertorbacions no contenen satèl·lits.[5] Aquests satèl·lits són probablement residus de la dislocació d'un satèl·lit més gran.[5] S'estima que existeixen de 7.000 a 8.000 propellers de més de 800 m a l'anell A, i milions de més de 250 m.[5]

Objectes similars podrien existir a l'anell F.[5] En aquest anell, hi ha dolls de matèria que podrien haver estar generats per col·lisions entre llunes petites i el centre de l'anell F, possiblement produïdes per la presència propera de Prometeu. Uns dels satèl·lits més grans de l'anell F seria S/2004 S 6, encara sense confirmar. L'anell F conté espirals de matèria, que podrien ser degudes a objectes encara més petits (al voltant d'1 km de diàmetre), que orbitarien prop de l'anell F.[6]

El 2009, s'anuncià el descobriment d'Egeó a l'anell G, entre Janus i Mimas. La seva òrbita està en ressonància 7:6 amb Mimas, és a dir, Egeó fa set voltes al voltant de Saturn mentre Mimas en fa sis. Egeó és un dels objectes més grans de l'anell, amb al voltant de 500 m, cosa que suggereix que n'és una de les principals fonts de materials.[7]

Posteriorment, al juny de 2009, es descobrí S/2009 S 1 a l'anell B. Aquest satèl·lit fou descobert per l'ombra que projecta sobre l'anell. El seu diàmetre estimat és d'uns 300 m.[8] A diferència dels satèl·lits de l'anell A, no crea pertorbacions en forma d'hèlix, probablement perquè l'anell B és més dens.[9]

Satèl·lits pastors

Article principal: satèl·lit pastor
En passar Dafne per la divisió de Keeler provoca onades en les vores de l'anell A

Els satèl·lits pastors són petits satèl·lits que orbiten dins, o just per sobre, del sistema d'anells d'un planeta. Tenen la propietat de modelar els anells, donant forma a les vores, i creant divisions entre els anells. Els satèl·lits pastors de Saturn són Pan (divisió d'Encke), Dafne (divisió de Keeler), Atles (anell A), Prometeu (anell F) i Pandora (anell F).[10][11] Aquests satèl·lits juntament amb els coorbitals es formaren probablement per acreció de material friable de l'anell sobre nuclis massius i densos preexistents. Els nuclis tindrien una mida entre un terç fins a una meitat dels satèl·lits actuals; podrien ser les deixalles de la desintegració de satèl·lits més antics.[1]

Satèl·lits coorbitals

Article principal: satèl·lit coorbital
Epimeteu davant de Tità

Janus i Epimeteu s'anomenen satèl·lits coorbitals.[12] Tenen aproximadament la mateixa mida, tot i que Janus és una mica més gran que Epimeteu.[1] Janus i Epimeteu tenen òrbites amb només un pocs quilòmetres de diferència en els semieixos majors, tan propers que podrien col·lidir. Però, en comptes de col·lidir, la seva interacció gravitacional provoca que canviïn les seves òrbites cada quatre anys, és a dir, els dos satèl·lits s'aproximen l'un a l'altre, la gravetat accelera el que hi ha al darrere, que es troba en una òrbita més alta; el de davant alenteix i es troba per sota; d'aquesta manera, els satèl·lits intercanvien les seves òrbites.[13]

Grans satèl·lits interiors

Quatre grans satèl·lits interiors de Saturn orbiten a l'anell E juntament amb tres petites llunes del grup dels Alciònides.

  • Mimas és el més petit i menys massiu dels satèl·lits interiors,[14] encara que té prou massa per a alterar l'òrbita de Metone.[15] Té una forma d'ovoide, lleugerament aplanada als pols i més ampla a l'equador (sobre els 20 km) per efecte de la gravetat de Saturn.[16] Mimas té un cràter d'impacte d'un terç del seu diàmetre, el cràter Herschel, d'uns 130 km de diàmetre.[17] El satèl·lit no presenta evidència d'activitat geològica ni passada ni present, i la seva superfície està dominada per cràters d'impacte. L'única característica tectònica coneguda són uns quants canals lineals i arquejats, formats possiblement quan Mimas rebé l'impacte que produí el cràter Herschel.[17]
Imatge en colors falsos d'Encèlad, presa per la sonda Cassini al 2005. Les "ratlles de tigre" estan situades a baix a la dreta
  • Encèlad és el segon satèl·lit de forma esfèrica més petit de Saturn, té un diàmetre de 504 km. És l'objecte més petit geològicament actiu del sistema solar. La seva superfície presenta zones molt crateritzades i d'altres amb un aspecte molt llis. El 2005, la sonda Cassini descobrí al pol sud d'Encèlad la presència de profundes fissures paral·leles, d'uns 130 km de llargada que s'han anomenat ratlles de tigre.[18][19] La temperatura al nivell de les ratlles arriba als 180 K, bastant més càlida que la resta del satèl·lit. La sonda també observà la presència de guèisers de partícules fines gelades, l'origen dels quals coincideix amb els punts més calents de les ratlles de tigre.[18][19] La matèria ejectada alimenta l'anell F, i és una font important, si no dominant de la magnetosfera de Saturn.[20] La font d'energia d'aquesta activitat podria estar lligada a la ressonància orbital 2:1 amb Dione.[19] Encèlad podria contenir aigua líquida sota la superfície del pol sud.[18][19] La presència de gel pur a la superfície d'Encèlad el fa l'objecte conegut més brillant del sistema solar—la seva albedo geomètrica és més del 140%.[19]
  • Tetis, amb 1.066 km de diàmetre, és el cinquè satèl·lit de Saturn i el tercer en grandària dels interiors.[14] Una de les característiques més importants n'és un gran cràter d'impacte de 400 km de diàmetre anomenat , i un gran sistema de canyons anomenat Ithaca Chasma, pràcticament concèntric amb el cràter i que s'estén 270° al voltant del satèl·lit.[17] Sembla que Tetis no presenta activitat geològica. La major part de la seva superfície està constituïda per un terreny muntanyós i crateritzat, excepte l'hemisferi oposat al cràter Odisseus, que és més suau i aparentment més jove.[17] Hi ha un sistema de canals que sorgeixen del cràter Odisseus.[17] La densitat de Tetis (0,97 g/cm3) és menor que la de l'aigua; això indica que el satèl·lit està constituït principalment per aigua gelada amb petites fraccions rocoses.[16]
  • Dione és el segon satèl·lit interior de Saturn en grandària. Té una densitat major que Rea, el satèl·lit interior més gran, però menor que l'actiu Encèlad.[16] Tot i que la major part de la superfície de Dione està molt crateritzada amb terreny vell, la seva superfície està coberta d'una extensa xarxa de canals i alineaments, que indiquen una activitat tectònica global en el passat.[21] Els canals i els alineaments són prominents en l'hemisferi posterior, on alguns conjunts de fractures conformen el que s'anomena en anglès wispy terrain ('terreny suau').[21] Les planes crateritzades presenten alguns grans cràters d'impacte que poden tenir 250 km de diàmetre.[17] També hi ha algunes planes suaus amb pocs impactes.[22] Probablement sorgides relativament tard en la història geològica de Dione. S'han identificat unes estranyes depressions que semblen cràters d'impacte oblongs en dues zones dins aquestes planes suaus, totes dues amb en el centre d'una xarxa de fissures i canals radials,[22] és possible que d'origen criovolcànic. Les mesures de la sonda Cassini mostren que Dione és una font de plasma de la magnetosfera de Saturn, la qual cosa indica que podria ser geològicament actiu en l'actualitat, tot i que en una escala molt inferior a Encèlad.[22]

Satèl·lits alciònides

Les alciònides són un grup de tres satèl·lits, Metone, Antea i Pal·lene, que orbiten Saturn entre Mimas i Encèlad. Tenen un diàmetre menor als 5 km.Les imatges de la sonda Cassini mostren arcs molt fins que s'estenen davant i darrere de l'òrbita de Metone i Ante. Aquests arcs podrien estar compostos de materials arrencats per impactes de micrometeorits i confinats en una estreta regió de l'òrbita dels dos satèl·lits per la ressonància amb Mimas.[23]

Satèl·lits troians

Article principal: satèl·lit troià

Els satèl·lits troians són una característica única del sistema de Saturn. Un cos troià orbita entre els punts de Lagrange L4 i L5 al d'un objecte molt més gran, com un satèl·lit gran o un planeta. Tetis té dos satèl·lits troians, Telest (davanter) i Calipso (cuer), i Dione també en té dos, Helena (davanter) i Pòl·lux (cuer).[10] Helena és amb molta diferència el satèl·lit troià més gran,[16] mentre Pòl·lux és el més petit i té l'òrbita més caòtica.[15]

Grans satèl·lits exteriors

Aquests satèl·lits orbiten més enllà de l'anell E:

  • Rea és la segona lluna més gran de Saturn.[16] El 2005, la sonda Cassini detectà una reducció d'electrons en el plasma de l'estela de Rea, que es forma quan el satèl·lit absorbeix el plasma de la magnetosfera de Saturn.[24] Aquesta reducció s'ha suggerit que fos causada per la presència de partícules concentrades de la mida de la pols en uns pocs anells equatorials tènues.[24] Aquest tipus de sistema d'anells faria de Rea l'únic satèl·lit del sistema solar amb anells.[24] Això no obstant, observacions posteriors des de diferents angles dutes a terme per la soda Cassini no han trobat cap prova de la presència dels anells.[25] La superfície de Rea està força crateritzada,[17] amb l'excepció d'unes poques grans fractures semblants als wispy terrains de Dione en l'hemisferi davanter[26] i una línia de material molt tènue a l'equador que podria haver estat dipositada per material desorbitat dels anells.[27] Rea també té dos grans plataformes d'impacte en el seu hemisferi anti-Saturn, que tenen uns 500 km de longitud.[26] El primer cràter, Tirawa, és aproximadament comparable a la plataforma de l'Odysseus de Tetis.[17] També hi ha un cràter d'impacte anomenat i[28][nota 1] a 112° oest, que és notori per l'extens sistema de raigs brillants.[29] No hi ha cap prova d'activitat endogènica a la superfície de Rea.[26]
Vista de Tità eclipsant el Sol
  • Tità, amb 5.151 km de diàmetre, és el segon satèl·lit més gran del sistema solar.[14] Tità és l'únic satèl·lit amb una densa i freda atmosfera (pressió superficial d'1,5 atm), constituïda principalment de nitrogen amb una petita porció de metà.[30] La densa atmosfera produeix freqüentment núvols convectius blancs i brillants, especialment sobre la regió polar.[30] La superfície de Tità, difícil d'observar a causa de la persistent boirina, mostra pocs cràters d'impacte i probablement és molt jove.[30] Conté un patró de regions fosques i clares, canals de flux i possiblement criovolcans.[30][31] Algunes regions fosques estan cobertes per camps de dunes longitudinals d'aigua o hidrocarburs formats per vents de marea.[32] Tità és l'únic satèl·lit amb grans cossos de líquids en la seva superfície, en forma de llacs d'età en les regions polars.[33] El llac més gran, el Kraken Mare, és més gran que el mar Caspi.[34] De la mateixa manera que Europa i Ganimedes, es pensa que Tità té un oceà sota de la superfície format d'aigua barrejada amb amoníac, que pot esclatar a la superfície del satèl·lit i conduir al criovolcanisme.[31]
  • Hiperió és el satèl·lit més proper a Tità en el sistema de Saturn. Els dos satèl·lits tenen ressonància orbital 4:3, la qual cosa significa que mentre Tità fa quatre voltes al voltant de Saturn, Hiperió en fa exactament tres.[14] Hiperió té un diàmetre d'uns 270 km, cosa que el fa més petit i lleuger que Mimas.[35] Té una forma extremadament irregular, i una coloració de la superfície gelada molt particular, que fa que sembli una esponja, cosa que fa pensar que el seu interior també podria ser parcialment porós.[35] La densitat mitjana, d'uns 0,55 g/cm3,[35] indica que la porositat excedeix el 40%, fins i tot assumint que la seva composició és purament gel. La superfície d'Hiperió està coberta per nombrosos cràters d'impacte —especialment abundants els de diàmetre entre 2–10 km.[35] Es tracta de l'únic satèl·lit conegut amb una rotació caòtica, la qual cosa fa que no n'estiguin ben definits els pols ni l'equador. Mentre en escales de temps curtes els satèl·lits giren aproximadament al voltant del seu eix major a una ràtio de 72–75° per dia, en escales de temps majors l'eix de rotació (espín vector) es mou caòticament en el cel.[35] Cosa que fa que el comportament de la rotació d'Hiperió sigui pràcticament impredictible.[36]
La part del cos esfèric il·luminat des de sobre i darrere. El limb converx corre des de la part esquerra inferior al cantó dret superior. L'espai exterior negre és en el cantó esquerra superior. El terminador és a prop de la part inferior. La superfície del cos està coberta amb nombrosos cràters. Hi ha na gran cresta que travessa el centre de la part superior a la inferior.
Cresta equatorial a Jàpet
  • Jàpet és el tercer satèl·lit més gran de Saturn.[16] Orbita el planeta a 3,5 milions de km; és el satèl·lit més distant dels grans satèl·lits de Saturn, i també té la inclinació orbital més gran a 14,72 graus.[37] Jàpet es coneix per la seva inusual superfície en dos tons; l'hemisferi davanter és negre com la nit i el posterior és quasi tan blanc com la neu.[38] Les fotografies de la sonda Cassini mostren que el material fosc està confinat en una gran àrea equatorial en l'hemisferi davanter anomenada Cassini Regio, la qual s'estén aproximadament entre els 40°N i els 40°S.[38] Les regions polars de Jàpet són tan brillants com el seu hemisferi davanter. La sonda Cassini també descobrí una cresta equatorial alta, d'uns 20 km, que s'estén per pràcticament tot l'equador.[38] Per altra part, les dues cares de Jàpet són velles i altament crateritzades. Les imatges de la sonda revelaren almenys quatre grans plataformes d'impacte amb diàmetres des dels 380 fins als 550 km i nombrosos cràters d'impacte més petits.[38] No hi ha cap prova d'activitat endogènica.[38] El 2009, es trobà una possible prova de l'origen del material fosc que cobreix part de Jàpet, quan el telescopi espacial Spitzer de la Nasa descobrí un disc vast i pràcticament invisible al voltant de Saturn, just dins l'òrbita del satèl·lit Febe —l'anell de Febe.[39] Els científics pensen que el disc s'originà de la pols i les partícules de gel despreses pels impactes sobre Febe. Com que les partícules del disc, com el mateix Febe, orbiten en direcció oposada a Jàpet, Jàpet col·lideix amb aquestes i les deriva en direcció a Saturn, enfosquint el seu hemisferi davanter una mica.[39] Una vegada s'establí la diferència en albedo, i per tant en la temperatura mitjana, entre les dues regions de Jàpet, es produeix un procés d'escapament termal de sublimació des de les regions més càlides i un procés de deposició del vapor d'aigua en les regions més fredes. Jàpet presenta l'aparença de dos tons com a resultat del contrast entre la lluentor de les àrees cobertes de gel i les fosques amb el residu deixat després de la pèrdua de la superfície gelada.[40][41]

Satèl·lits irregulars

Diagrama il·lustratiu de les òrbites dels satèl·lits irregulars de Saturn. La posició de cada satèl·lit representa: *el semieix major de l'òrbita sobre l'eix horitzontal en milions de km. *la inclinació sobre l'eix vertical. Els satèl·lits per sota de l'eix horitzontal (i>90) són retrògrads. *la mida del cercle indica la mida relativa del satèl·lit. Les barres horitzontals indiquen l'excentricitat de les òrbites des del periàpside a l'apoàpside, és a dir, les variacions de la distància del satèl·lit respecte de Saturn. La il·lustració mostra els tres grups: el grup inuit a dalt, el grup gal just a sota i el grup nòrdic per sota de l'eix horitzontal

Els satèl·lits irregulars són petits satèl·lits amb radis grans, inclinats i freqüentment amb òrbita retrògrada; es pensa que podrien haver patit un procés de captura. Sovint apareixen com a famílies de col·lisió o grups.[42] La mida exacta, així com l'albedo no són conegudes amb certesa, ja que els satèl·lits són molt petits com per a resoldre's amb el telescopi, encara que s'assumeix una albedo bastant baixa —al voltant del 6% (albedo de Febe) o menor.[43] Els satèl·lits irregulars no tenen generalment trets visibles i l'espectre està dominat per l'infraroig per bandes d'absorció.[42] Tenen un color neutre o moderadament vermell —similar als asteroides de tipus C, tipus P, o Tipus D,[3] ja que són molt menys vermells que els objectes del cinturó de Kuiper.[42][nota 2]

Satèl·lits del grup inuit

El grup inuit té cinc satèl·lits exteriors prògrades prou similars en les seves distàncies al planeta (186-297 radis de Saturn), inclinacions orbitals (45–50°) i colors que es poden considerar com un grup.[43][3] Els satèl·lits són: Ijiraq, Kiviuq, Paaliaq, Siarnaq, i Tarqeq.[3] El més gran n'és Siarnaq, amb una mida estimada de 40 km.

Satèl·lits del grup gal

El grup gal està format per quatre satèl·lits exteriors prògrades prou similars en les seves distàncies al planeta (207–302 radis de Saturn), les seves inclinacions orbitals (35–40°) i el seu color, i poden considerar-se un grup.[43][3] Els satèl·lits són: Albiorix, Bebhionn, Erriapus, i Tarvos.[3] Tarvos és el satèl·lit de Saturn més distant amb una òrbita prògrada. El satèl·lit més gran és Albiorix amb una mida estimada de 32 km.

Satèl·lits del grup nòrdic

El grup nòrdic o grup de Febe està format per 29 satèl·lits exteriors retrògrads.[43][3] Són: Aegir, Bergelmir, Bestla, Farbauti, Fenrir, Fornjot, Greip, Hati, Hyrrokkin, Jarnsaxa, Kari, Loge, Mundilfari, Narvi, Febe, Skathi, Skoll, Surtur, Suttungr, Thrymr, Ymir, S/2004 S 7, S/2004 S 12, S/2004 S 13, S/2004 S 17, S/2006 S 1, S/2006 S 3, S/2007 S 2, and S/2007 S 3.[3] Després de Febe, Ymir és el més gran dels satèl·lits retrògrads irregulars, amb un diàmetre estimat de tan sols 18 km. El grup nòrdic podria consistir en alguns petits subgrups.[3]

  • Febe és, de molt, el satèl·lit irregular més gran de Saturn, amb 214 km de diàmetre.[42] Té una òrbita retrògrada i gira sobre el seu eix cada 9,3 hores.[44] Febe fou el primer satèl·lit de Saturn a ser estudiat en detall per la sonda Cassini, al juny de 2004; la sonda pogué mapejar quasi el 90% de la superfície del satèl·lit. Febe té una forma quasi esfèrica i una densitat relativament alta d'uns 1,6 g/cm3.[42] Les imatges de la sonda Cassini revelaren una superfície fosca amb nombrosos impactes —hi ha sobre 130 cràters amb diàmetres que excedeixen els 10 km. Mesuraments espectroscòpics mostren que la superfície està composta d'aigua gelada, diòxid de carboni, fil·losilicats i minerals orgànics i possiblement amb contingut de ferro.[42] Es pensa que Febe podria ser un objecte capturat del cinturó de Kuiper o un centaure.[42] També serveix com a font de materials per a l'anell més gran conegut de Saturn, que enfosqueix l'hemisferi davanter de Jàpet.[39]

Taula de dades

Els satèl·lits de Saturn estan classificats per període orbital o (semieix) creixent. Els satèl·lits prou massius perquè la seva superfície hagi format un esferoide estan en negreta. Els satèl·lits irregulars tenen el fons en vermell, taronja o gris.
Llegenda

Satèl·lits majors

Tità

Grup inuit

Grup gal

Grup nòrdic
Ordre
[nota 3]
Nombre
[nota 4]
Nom
ImatgeDiàmetre (km)
[nota 5]
Massa (1018 kg)
[nota 6]
Semieix major (km)
[nota 7]
Període orbital (j)
[nota 7][nota 8]
Inclinació (°)
[nota 7][nota 9]
Excentricitat
[nota 7]
PosicióAny de
descoberta

Descobridor
[47]
0S/2009 S 1S/2009 S 1 sobre l'anell B≈ 0,3< 0,0000001≈ 117 0000,4715≈ 0°≈ 0Divisió de Cassini2009Cassini–Huygens
0(petits satèl·lits)A noisy image showing a few bright dots marked by circles0,04 a 0,4<0,0000001≈ 130,000≈ 0.55≈ 0°≈ 0Tres bandes de 1.000 km a l'anell A2006Cassini–Huygens
1XVIIIPanPan28,4 ± 2,6
(35×32×21)
0,00495 ± 0,00075133 583+0,57500,0°0,0000Divisió d'Encke1990Mark Showalter
2XXXVDafneDafne7,8 ± 1,6
(9×8×6)
0,000084 ± 0,000012136 500+0,5940.0°0.000Divisió de Keeler2005Cassini–Huygens
3XVAtlesAtles30,2 ± 2,8
(42×36×18)
0,0066 ± 0,0006137 670+0,60190,003°0,0012Anell A (Pastor extern)1980Voyager 2
4XVIPrometeuPrometeu86,2 ± 5,4
(133×79×61)
0,1566 ± 0,0020139 353+0,61300,008°0,0022Anell F (Pastor intern)1980Voyager 2
5XVIIPandoraPandora80,6 ± 4,4
(103×80×64)
0,1356 ± 0,0023141 700+0,62850,050°0,0042Anell F (Pastor extern)1980Voyager 2
6aXIEpimeteuEpimeteu113,4 ± 3,8
(116×117×106)
0,5307 ± 0,0014151 410+0,69420,351°0,0098Coorbital amb Janus1977J. Fountain and S. Larson
6bXJanusJanus179,2 ± 4
(195×194×152)
1,8891 ± 0,005151 460+0,69450,163°0,0068Coorbital amb Epimeteu1966A. Dollfus
8LIIIEgeóEgeó≈ 0,5~0,0000001001675|167 500+0,80810,001°0,0002Anell G2008Cassini–Huygens
9IMimasMimas396,4 ± 1,0
(415×394×381)
37,493 ± 0,031185 520+0,94242181,53°0,0202 1789W. Herschel
10XXXIIMetoneMetone3,2 ± 1,2~0,0000200194|194 440+1,010,0072°0,0001Grup dels Alciònides2004Cassini–Huygens
11XLIXAnteaAntea≈ 2~0,00000500197|197 700+1,040,1°0,001Grup dels Alciònides2007Cassini–Huygens
12XXXIIIPal·lenePal·lene4,4 ± 0,6
(5×4×4)
~0,0000600212|212 280+1,140,1810°0,0040Grup dels Alciònides2004Cassini–Huygens
13IIEncèladEncèlad504,2 ± 0,4
(513×503×497)
108,022 ± 0,101238 020+1,3702180,00°0,0045Anell E1789W. Herschel
14IIITetisTetis1 066 ± 2,8
(1081×1062×1055)
617,449 ± 0,132294 660+1,8878021,86°0,0000 1684G. Cassini
14aXIIITelestTelest24,8 ± 0,8
(31×24×21)
~0,010294 660+1,88781,158°0,001Punt de Lagrange abans de Tetis1980B. Smith, H. Reitsema, S. Larson, and J. Fountain
14bXIVCalipsoCalipso21,2 ± 1,4
(30×23×14)
~0,0065294 660+1,88781,473°0,001Punt de Lagrange darrere de Tetis1980D. Pascu, P. Seidelmann, W. Baum, and D. Currie
17IVDioneDione1 123,4 ± 1,8
(1128×1122×1121)
1 095,452 ± 0,168377 400+2,7369150,02°0,0022 1684G. Cassini
17aXIIHelenaHelena33 ± 1,2
(39×37×25)
~0,02446377 400+2,73690,0°0,005Punt de Lagrange abans de Dione1980P. Laques and J. Lecacheux
17bXXXIVPòl·luxPòl·lux2,6 ± 0,8
(3×2×2)
~0,00001377 200+2,740,1774°0,0192Punt de Lagrange darrere de Dione2004Cassini–Huygens
20VReaRea1 528,6 ± 4,4
(1534×1525×1526)
2 306,518 ± 0,353527 040+4,5175000,35°0,0010 1672G. Cassini
21VITitàTità5 151 ± 4134 520 ± 201 221 830+15,9454210,33°0,0292 1655C. Huygens
22VIIHiperióHiperió266 ± 16
(328×260×214)
5,584 ± 0,0681 481 100+21,2766090,43°0,1042En ressonància orbital3:4 amb Tità1848W. Bond
G. Bond
W. Lassell
23VIIIJàpet1 471,2 ± 6,01 805,635 ± 0,3753 561 300+79,33018314,72°0,0283 1671G. Cassini
24XXIVKiviuq≈ 16~0,0027911 110 000+44948,7°0,334Grup inuit2000B. Gladman, J. Kavelaars, et coll.
25XXIIIjiraq≈ 12~0,0011811 120 000+45149,1°0,316Grup inuit2000B. Gladman, J. Kavelaars, et coll.
26IX♣†FebeFebe214,4 ± 12,4
(230×220×210)
8,292 ± 0,01012 944 000−548174,8°0,164Grup nòrdic1899W. Pickering
27XXPaaliaq≈ 22~0,0072515 200 000+68747,2°0,364Grup inuit2000B. Gladman, J. Kavelaars, et coll.
28XXVIISkathi≈ 8~0,0003515 540 000−728148,5°0,270Grup nòrdic2000B. Gladman, J. Kavelaars, et coll.
29XXVIAlbiorix≈ 32~0,022316 180 000+78334,0°0,469Grup gal2000M. Holman
30S/2007 S 2≈ 6~0,0001516 730 000−808176,7°0,218Grup nòrdic2007S. Sheppard, D. Jewitt, J. Kleyna, B. Marsden
31XXXVIIBebhionn≈ 6~0,0001517 120 000+83535,0°0,469Grup gal2004S. Sheppard, D. Jewitt, J. Kleyna
32XXVIIIErriapus≈ 10~0,0006817 340 000+87134,6°0,474Grup gal2000B. Gladman, J. Kavelaars, et coll.
33XXIXSiarnaq≈ 40~0,043517 530 000+89645,6°0,295Grup inuit2000B. Gladman, J. Kavelaars, et coll.
34XLVIISkoll≈ 6~0,0001517 670 000−878161,2°0,464Grup nòrdic2006S. Sheppard, D. Jewitt, J. Kleyna
35XXITarvos≈ 15~0,002317 980 000+92633,8°0,531Grup gal2000B. Gladman, J. Kavelaars, et coll.
36LIITarqeq≈ 7~0,0002318 010 000+88846,1°0,160Grup inuit2007S. Sheppard, D. Jewitt, J. Kleyna
37LIGreip≈ 6~0,0001518 210 000−921179,8°0,326Grup nòrdic2006S. Sheppard, D. Jewitt, J. Kleyna
38S/2004 S 13≈ 6~0,0001518 400 000−933167,4°0,273Grup nòrdic2004S. Sheppard, D. Jewitt, J. Kleyna
39XLIVHyrrokkin≈ 8~0,0003518 440 000−932151,4°0,333Grup nòrdic2006S. Sheppard, D. Jewitt, J. Kleyna
40XXVMundilfari≈ 7~0,0002318 690 000−953169,4°0,210Grup nòrdic2000B. Gladman, J. Kavelaars, et coll.
41LJarnsaxa≈ 6~0,0001518 810 000−965163,3°0,216Grup nòrdic2006S. Sheppard, D. Jewitt, J. Kleyna
42S/2006 S 1≈ 6~0,0001518 980 000−1015154,2°0,130Grup nòrdic2006S. Sheppard, D.C. Jewitt, J. Kleyna
43S/2007 S 3≈ 5~0,0000918 980 000−978177,2°0,130Grup nòrdic2007S. Sheppard, D. Jewitt, J. Kleyna
44XXXINarvi≈ 7~0,0002319 010 000−1 004145,8°0,431Grup nòrdic2003S. Sheppard, D. Jewitt, J. Kleyna
45XXXVIIIBergelmir≈ 6~0,0001519 340 000−1006158,5°0,142Grup nòrdic2004S. Sheppard, D. Jewitt, J. Kleyna
46S/2004 S 17≈ 4~0,0000519 450 000−986166,6°0,259Grup nòrdic2004S. Sheppard, D. Jewitt, J. Kleyna
47XXIIISuttungr≈ 7~0,0002319 460 000−1 017175,8°0,114Grup nòrdic2000B. Gladman, J. Kavelaars, et coll.
48XLIIIHati≈ 6~0,0001519 860 000−1 039165,8°0,372Grup nòrdic2004S. Sheppard, D. Jewitt, J. Kleyna
49S/2004 S 12≈ 5~0,0000919 890 000−1 046164,0°0,401Grup nòrdic2004S. Sheppard, D. Jewitt, J. Kleyna
50XXXIXBestla≈ 7~0,0002320 130 000−1 084145,2°0,521Grup nòrdic2004S. Sheppard, D. Jewitt, J. Kleyna
51XLFarbauti≈ 5~0,0000920 390 000−1 086156,4°0,206Grup nòrdic2004S. Sheppard, D. Jewitt, J. Kleyna
52XXXThrymr≈ 7~0,0002320 470 000−1 094175,0°0,470Grup nòrdic2000B. Gladman, J. Kavelaars, et coll.
53XXXVIÆegir≈ 6~0,0001520 740 000−1 117166,7°0,252Grup nòrdic2004S. Sheppard, D. Jewitt, J. Kleyna
54S/2004 S 7≈ 6~0,0001521 000 000−1 140165,1°0,580Grup nòrdic2004S. Sheppard, D. Jewitt, J. Kleyna
55S/2006 S 3≈ 6~0,0001522 100 000−1 227150,8°0,471Grup nòrdic2006S. Sheppard, D. Jewitt, J. Kleyna
56XLVKari≈ 7~0,0002322 120 000−1 234156,3°0,478Grup nòrdic2006S. Sheppard, D. Jewitt, J. Kleyna
57XLIFenrir≈ 4~0,0000522 450 000−1 260164,9°0,136Grup nòrdic2004S. Sheppard, D. Jewitt, J. Kleyna
58XLVIIISurtur≈ 6~0,0001522 710 000−1 298177,5°0,451Grup nòrdic2006S. Sheppard, D. Jewitt, J. Kleyna
59XIXYmir≈ 18~0,0039723 040 000−1 312173,1°0,335Grup nòrdic2000B. Gladman, J. Kavelaars, et coll.
60XLVILoge≈ 6~0,0001523 070 000−1 313167,9°0,187Grup nòrdic2006S. Sheppard, D. Jewitt, J. Kleyna
61XLIIFornjot≈ 6~0,0001525 110 000−1 491170,4°0,206Grup nòrdic2004S. Sheppard, D. Jewitt, J. Kleyna

No confirmats

Els següents objectes (observats per la sonda espacial Cassini) no han estat confirmats com a cossos sòlids. Hi ha dubtes de si són autèntics satèl·lits o simplement cúmuls persistents a l'anell F.

NomImatgeDiàmetre (km)Semieix major (km)[13]Període orbital (j)[13]PosicióAny de descoberta
S/2004 S 6S/2004 S 6≈ 3–5≈ 140 130+0,61801Presència incerta a l'Anell F2004
S/2004 S 3/S 4S/2004 S 3/S 4≈ 3−5≈ 140 300≈ +0,6192004

Satèl·lits hipotètics

Dos astrònoms han afirmat haver descobert dos satèl·lits al voltant de Saturn orbitant entre els satèl·lits Tità i Hiperió que mai més han estat trobats i, per això, se'ls suposa inexistents; tot i així, han format parts de catàlegs fins ben entrats els anys 60.[48]

Aquests dos satèl·lits hipotètics són:

Nota sobre els noms

Alguns asteroides comparteixen el nom amb alguna de les llunes de Saturn: (55) Pandora, (106) Dione, (577) Rea, (1809) Prometeu, (1810) Epimeteu, (4450) Pan.

Notes

  1. Inktomi es coneix també amb el nom de (The Splat, el plaf en anglès).[29]
  2. El color fotomètric es pot usar com a proxy per a la composició química de la superfície del satèl·lit.
  3. L'ordre indica la posició entre els satèl·lits en ordre creixent de distància a Saturn.
  4. El nombre indica la xifra romana atribuïda a cada satèl·lit per ordre de data de denominació. Els 9 satèl·lits descoberts abans de 1900 s'han numerat per l'ordre de distància de Saturn.
  5. Els diàmetres i les dimensions dels satèl·lits interns de Pan a Janus, de Metone, Antea, Pal·lene, Telest, Cal·lipso, Helena i Pòl·lux són de Porco 2007, taula 1.[1] Els de Mimas, Encèlad, Tetis, Dione i Rea són de Thomas 2007, taula 1.[16] Els valors per Febe dón de Giese 2006.[44] El diàmetre i les dimensions d'Hiperió són de Thomas 1995,[36] i de Jacobson 2006[14] per Tità i Jàpet. Els valors aproximats per Egeó i els satèl·lits irregulars són del web de Scott Sheppard.[45]
  6. La massa dels satèl·lits majors són de Jacobson 2006, taula 4.[14] La dels satèl·lits interns Pan i Janus són de Porco 2007, taula 1.[1] Per els altres satèl·lits, la massa és estimada amb una densitat de 1,3g/cm3.
  7. 7,0 7,1 7,2 7,3 Els paràmetres orbitals són de NASA/NSSDC,[46] i de Spitale 2006[13] per Atles, Prometeu, Pandora, Janus, Epimeteu, Metone, Pal·lene i Pòl·lux.
  8. Els períodes orbitals negatius indiquen un moviment retrògrad al voltant de Saturn (oposat a la rotació del planeta).
  9. En referència a l'equador de Saturn.

Referències

A Wikimedia Commons hi ha contingut multimèdia relatiu a: Satèl·lits de Saturn Modifica l'enllaç a Wikidata
  1. 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 Porco, C.C.; Thomas, P.C.; Weiss, J.W.; Richardson, D.C. «Saturn’s Small Inner Satellites:Clues to Their Origins». Science, 318, 2007, pàg. 1602–1607. 10.1126/science.1143977. 18063794.Noia 64 mimetypes pdf.pngPDF(anglès)
  2. Sheppard, Scott S. «Saturn's Known Satellites».(anglès)
  3. 3,0 3,1 3,2 3,3 3,4 3,5 3,6 3,7 3,8 Grav, Tommy; Bauer, James «A deeper look at the colors of the Saturnian irregular satellites». Icarus, 191, 1, 2007, pàg. 267–285. 10.1016/j.icarus.2007.04.020.(anglès)
  4. NASA/JPL/Space Science Institute. «Locating the Propellers», 29-03-2006.(anglès)
  5. 5,0 5,1 5,2 5,3 Matthew S. Tiscareno, Joseph A. Burns, Matthew M. Hedman, and Carolyn C. Porco The population of propellers in Saturn's A ring, 135, pàg. 1083-1091.Noia 64 mimetypes pdf.pngPDF(anglès)
  6. S. Charnoz «Physical collisions of moonlets and clumps with the Saturn’s F-ring core». Icarus, 201, 1, 2009, pàg. 191-197.(anglès)
  7. UAI Circulaire N°9023».(anglès)
  8. «S/2009 S 1». Cassini Imaging Central Laboratory for OPerationS (CICLOPS).(anglès)
  9. «A small find near equinox». Cassini Imaging Central Laboratory for OPerationS (CICLOPS).(anglès)
  10. 10,0 10,1 Porco; Baker, E.; Barbara, J., et al. «Cassini Imaging Science: Initial Results on Saturn’s Rings and Small Satellites» (PDF). Science, 307, 5713, 2005, pàg. 1226–36. 10.1126/science.1108056. 15731439.Noia 64 mimetypes pdf.pngPDF(anglès)
  11. Porco, C. and the Cassini Imaging Team «S/2008 S1 (Egeó)». IAU Circular, 9023, 03-03-2009.(anglès)
  12. Uralskaya, V.S «Discovery of new satellites of Saturn». Astronomical and Astrophysical Transactions, 15, 1998, pàg. 249–253. 10.1080/10556799808201777.(anglès)
  13. 13,0 13,1 13,2 13,3 J. N. Spitale, R. A. Jacobson, C. C. Porco et W. M. Owen, Jr. «The orbites of Saturn's small satellites derived from combined historic and Cassini imaging observations». The Astronomical Journal, 132, 2006, pàg. 692-710 [Consulta: 16 setembre 2010].(anglès)
  14. 14,0 14,1 14,2 14,3 14,4 14,5 Jacobson,, R. A.; Antreasian, P. G.; Bordi, J. J.; Criddle, K. E.; et al. «"The Gravity Field of the Saturnian System from Satellite Observations and Spacecraft Tracking Data"». The Astronomical Journal, 132, pàg. 2520–2526. 10.1086/508812.(anglès) Error de citació: Invalid <ref> tag; name "Jacobson2006" defined multiple times with different content
  15. 15,0 15,1 ; Jacobson, R.A.; Porco, C.C. et al. «The orbits of Saturn's small satellites derived from combined historic and Cassini imaging observations». The Astronomical Journal, 132, 2006, pàg. 692. 10.1086/505206.(anglès)
  16. 16,0 16,1 16,2 16,3 16,4 16,5 16,6 Thomas, P.C; Burns, J.A.; Helfenstein, P. et al. «Shapes of the saturnian icy satellites and their significance». Icarus, 190, 2007, pàg. 573–584. 10.1016/j.icarus.2007.03.012.Noia 64 mimetypes pdf.pngPDF(anglès)
  17. 17,0 17,1 17,2 17,3 17,4 17,5 17,6 17,7 Moore, J. M.; Schenk, Paul M.; Bruesch, Lindsey S. et.al. «"Large impact features on middle-sized icy satellites"». Icarus, 171, pàg. 421–43. doi:10.1016/j.icarus.2004.05.009. http://planets.oma.be/ISY/pdf/article_Icy.pdf.Noia 64 mimetypes pdf.pngPDF(anglès)
  18. 18,0 18,1 18,2 C. Porco «Le monde tumultueux d'Encèlad». Pour la science, février 2009, pàg. 26-33.(francès)
  19. 19,0 19,1 19,2 19,3 19,4 Porco, C.C.; Helfenstein, P.; Thomas, P.C. et al. «Cassini Observes the Active South Pole of Enceladus». Science, 311, 1, 2006, pàg. 1393–1401. 10.1126/science.1123013. 16527964.(anglès)
  20. D.H. Ponthius, Jr. et T.W. Hill «Enceladus: A significant plasma source for Saturn’s magnetosphere». journal of Geophysical Research, 111, 2006 [Consulta: 15 setembre 2010].Noia 64 mimetypes pdf.pngPDF(anglès)
  21. 21,0 21,1 Wagner, R.J.; Neukum, G.; Stephan, K. et al. «Stratigraphy of Tectonic Features on Saturn's Satellite Dione Derived from Cassini ISS Camera Data». Lunar and Planetary Science, XL, 2009, pàg. 2142.(anglès)
  22. 22,0 22,1 22,2 Schenk, P.M.; Moore, J.M. «Eruptive Volcanism on Saturn's Icy Moon Dione». Lunar and Planetary Science, XL, 2009, pàg. 2465.(anglès)
  23. «Cassini Images Ring Arcs Among Saturn's Moons», 05-09-2008. [Consulta: 15 setembre 2010].(anglès)
  24. 24,0 24,1 24,2 Jones, G.H.; Roussos, E.; Krupp, N. et al. «The Dust Halo of Saturn’s Largest Icy Moon, Rhea». Science, 319, 1, 2008, pàg. 1380–84. 10.1126/science.1151524. 18323452.(anglès)
  25. Matthew S. Tiscareno, Joseph A. Burns, Jeffrey N. Cuzzi, Matthew M. Hedman «Cassini imaging search rules out rings around Rhea». Geophysical Research Letters, 37, 2010, pàg. L14205. 2010GeoRL..3714205T. 10.1029/2010GL043663.(anglès)
  26. 26,0 26,1 26,2 «Geology of Saturn's Satellite Rhea on the Basis of the High-Resolution Images from the Targeted Flyby 049 on Aug. 30, 2007». Lunar and Planetary Science, XXXIX, 2008, pàg. 1930.(anglès)
  27. Schenk, Paul M.; McKinnon, W. B. «Global Color Variations on Saturn's Icy Satellites, and New Evidence for Rhea's Ring», 2009. [Consulta: 6 gener 2010].(anglès)
  28. «Rhea:Inktomi». [Consulta: 28 abril 2010].(anglès)
  29. 29,0 29,1 «Rhea's Bright Splat». [Consulta: 28 abril 2010].(anglès)
  30. 30,0 30,1 30,2 30,3 Porco, Carolyn C.; Baker, Emily; Barbara, John et al. «Imaging of Titan from the Cassini spacecraft». Nature, 434, 7030, 2005, pàg. 159–168. 10.1038/nature03436. 15758990.Noia 64 mimetypes pdf.pngPDF(anglès)
  31. 31,0 31,1 Lopes, R.M.C.; Mitchell, E.R.; Stofan, B.J. et al. «Cryovolcanic features on Titan’s surface as revealed by the Cassini Titan Radar Mapper». Icarus, 186, 2007, pàg. 395–412. 10.1016/j.icarus.2006.09.006.Noia 64 mimetypes pdf.pngPDF(anglès)
  32. Lorenz, R.D.; Wall, S.; Radebaugh, J. et al. «The Sand Seas of Titan: Cassini RADAR Observations of Longitudinal Dunes». Science, 312, 5774, 2006, pàg. 724–27. 10.1126/science.1123257. 16675695.(anglès)
  33. Stofan, E.R.; Elachi, C.; Lunine, J.I. et al. «The lakes of Titan». Nature, 445, 7123, 2007, pàg. 61–64. 10.1038/nature05438. 17203056.Noia 64 mimetypes pdf.pngPDF(anglès)
  34. «Titan:Kraken Mare». USGS—Gazetteer of Planetary Nomenclature. [Consulta: 5 gener 2010].(anglès)
  35. 35,0 35,1 35,2 35,3 35,4 Thomas, Armstrong, J. W.; Asmar, S. W. et al. «Hyperion’s sponge-like appearance». Nature, 448, 7149, 2007, pàg. 50–53. 10.1038/nature05779. 17611535.(anglès)
  36. 36,0 36,1 Thomas, P.C; Black, G. J.; Nicholson, P. D. «Hyperion: Rotation, Shape, and Geology from Voyager Images». Icarus, 117, 1, 1995, pàg. 128–148. 10.1006/icar.1995.1147.(anglès)
  37. Williams, David R. «Saturnian Satellite Fact Sheet», 21-08-2008.(anglès)
  38. 38,0 38,1 38,2 38,3 38,4 Porco, C.C.; Baker, E.; Barbarae, J. et al. «Cassini Imaging Science: Initial Results on Phoebe and Iapetus». Science, 307, 5713, 2005, pàg. 1237–42. 10.1126/science.1107981. 15731440.(anglès)
  39. 39,0 39,1 39,2 Verbiscer, Anne J.; Skrutskie, Michael F.; Hamilton, Douglas P. et al. «Saturn’s largest ring». Nature, 461, 7267, 2009, pàg. 1098–1100. 10.1038/nature08515. 19812546.(anglès)
  40. Denk, et al. «Iapetus: Unique Surface Properties and a Global Color Dichotomy from Cassini Imaging». Science. AAAS, 326, 5964, 10-12-2009, pàg. 435–9. 10.1126/science.1177088. 20007863 [Consulta: 19 desembre 2009].(anglès)
  41. Spencer, Denk, T. «Formation of Iapetus’ Extreme Albedo Dichotomy by Exogenically Triggered Thermal Ice Migration». Science. AAAS, 326, 5964, 19-12-2009, pàg. 432–5. 10.1126/science.1177132. 20007862.(anglès)
  42. 42,0 42,1 42,2 42,3 42,4 42,5 42,6 Jewitt, David; Haghighipour, Nader «Irregular Satellites of the Planets: Products of Capture in the Early Solar System». Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 45, 2007, pàg. 261–95. 10.1146/annurev.astro.44.051905.092459.Noia 64 mimetypes pdf.pngPDF(anglès)
  43. 43,0 43,1 43,2 43,3 Gladman, Brett; Kavelaars, J. J.; Holman, Matthew et al. «Discovery of 12 satellites of Saturn exhibiting orbital clustering». Nature, 412, 6843, 2001, pàg. 1631–166. 10.1038/35084032. 11449267.(anglès)
  44. 44,0 44,1 Giese, Bernd; Neukum, Gerhard; Roatsch, Thomas et al. «Topographic modeling of Phoebe using Cassini images». Planetary and Space Science, 54, 2006, pàg. 1156–66. 10.1016/j.pss.2006.05.027.Noia 64 mimetypes pdf.pngPDF(anglès)
  45. Scott Sheppard. «Saturn's Known Satellites». [Consulta: 13 setembre 2010].(anglès)
  46. «Saturnian Satellite Fact Sheet». NASA. [Consulta: 17 setembre 2010].(anglès)
  47. «Planet and Satellite Names and Discoverers». USGS Astrogeology Science Center. [Consulta: 17 juliol 2010].(anglès)
  48. 48,0 48,1 Schlyter, Paul. «Saturn's Ninth and Tenth Moons», 2009.(anglès)

Enllaços externs (fonts)