Talasa.

Es uno de los 13 satélites o lunas de Neptuno. Fue descubierta por la Voyager 2 en 1989, junto con otras 4 lunas de las 12 restantes (Despina, Galatea, Náyade y Proteo).
La órbita que traza Talasa, sigue la misma dirección que el movimiento de rotación del planeta.
Talasa tiene forma irregular y alongada. Hasta el momento (2005), no se observa señal alguna de cambios geológicos.

Náyade.

Es una pequeña e irregular luna del planeta Neptuno. Tiene aproximadamente 58 kilómetros de diámetro y es uno de los satélites más cercanos al gigante gaseoso, a tan sólo 48.227 kilómetros de su centro, lo que provoca que la pequeña luna tenga una rápida velocidad orbital alrededor de Neptuno: tan sólo emplea 0,3 días terrestres (7 horas y 6 minutos) para dar una vuelta.
Naiad fue descubierta por la sonda espacial Voyager 2 de la NASA en su paso por Neptuno en 1989. La composición de su superficie es de tierra rica en carbono e hielo.

Galatea.

Es el cuarto satélite de Neptuno. Fue descubierto en julio de 1989 gracias a las imágenes tomadas por la nave espacial Voyager 2 y se le dio la designación temporal de S/1989N4. También se le denomina Neptuno VI .
Tiene forma irregular y no muestra ninguna señal de modificación geológica. Su órbita cercana al planeta y por debajo del límite de Roche hace que su destino sea convertirse en un anillo despedazado por la fuerza de marea del planeta o impactar contra Neptuno.
Los efectos gravitatorios de Galatea, una luna que viaja por el interior de los anillos, se cree ahora, que es la de confinar los arcos de materia de los anillos. El estrecho Anillo Adams está a 63.000 km del centro de Neptuno, mientras el satélite órbita a sólo 61.600 km. El Anillo de Leverrier está a 53.000 km y el Anillo de Galle, más ancho y más débil, está a 42.000 km. Por tanto, el satélite tiene a estos dos últimos anillos como interiores y al Adams como exterior.

Tritón.

Es un satélite de Neptuno que se encuentra a 4.500 millones de kilómetros de la Tierra. Es el astro más frío del Sistema Solar (-235ºC). Descubierto por William Lassell en 1846, sólo 17 días después del propio descubrimiento del planeta, debe su nombre al dios Tritón de la mitología griega. Está desfigurado por violentas erupciones volcánicas y su superficie se ha congelado y fundido repetidamente, quedando así surcada de una red de enormes grietas.

Tritón fue descubierto por William Lassell el 10 de octubre de 1846, sólo 17 días después de que el planeta Neptuno (planeta que orbita Tritón) hubiera sido descubierto. Lassell también creyó haber visto un anillo en Neptuno.
Poco se sabía sobre lo que tendría Tritón para desvelar y en la primera fotografía que fue hecha, aparecía con un color rosa-amarillento.
Con la aproximación del Voyager 2 a Neptuno el 25 de agosto de 1989, se decidió que la sonda iría a sobrevolar Tritón de cerca, aunque eso afectara a su trayectoria. Y, la mayoría de lo que sabemos hoy se debe a esta sonda, que ya que fue la única que exploró este mundo recóndito y helado.El área total de la superficie corresponde a un 15,5% del área emergida en la Tierra, o un 4,5% del área total). La dimensión de Tritón sugiere que deberían existir regiones de densidades diferentes, variando entre 2,07 y 2,3 gramos por centímetro cúbico. Existen áreas que tienen exposiciones rocosas, y son áreas resbaladizas, debido a las sustancias heladas, especialmente metano helado, que cubre parte de la superficie.La temperatura en la superficie es de cerca de -235 grados Celsius, aún más baja que la temperatura media de Plutón (cerca de -229° C), es la más baja temperatura jamás medida en el sistema solar. A 800 km de la superficie, la temperatura es de -180° C.

Larisa.

Es un pequeño satélite natural del planeta Neptuno. Su nombre procede de Larisa, heroína argiva, hija de Píaso, amante de idón(Neptuno en la mitología romana).PoseSu diámetro es irregular, de 216×204×168 km.
Larisa presenta un aspecto notablemente irregular y no muestra signos de actividad geológica; su superficie muestra una gran densidad de cráteres.

Nereida.

Es un satélite natural de Neptuno. Fue descubierto el 1 de mayo de 1949 por el astrónomo estadounidense de origen holandés Gerard Kuiper. Recibe su nombre de las nereidas, las ninfas del mar en la mitología griega.
Durante un tiempo se creyó que era el más exterior de los satélites de Neptuno, hasta que fue descubierto Psámata (antes nombrado como S/2003 N 1). Es también el tercero en tamaño con un diámetro de 340 km. Su órbita media alrededor de Neptuno tiene 5.513.400 km de radio, pero es muy excéntrica, y varía de 1.353.600 a 9.623.700 kilómetros, lo que la convierte en la más excentrica de los satélites conocidos del Sistema Solar. Esta órbita inusual podría indicar bien que se trata de un asteroide proveniente del cinturón de Kuiper capturado por la gravedad del planeta, o bien que se vio perturbada en el momento en que fue capturada Tritón, la mayor luna de Neptuno. La superficie de Nereida se encuentra recubierta por una capa de metano sólido.

Despina.

Es el tercer satélite de Neptuno más cercano a su superficie.

Fue descubierta a fines de julio de 1989 gracias a las imágenes tomadas por la sonda Voyager 2. Se le otorgó la denominación temporaria de S/1989 N 3. El hallazgo fue comunicado (IAUC 4824) el 2 de agosto de 1989, pero el texto habla de "10 imágenes tomadas 5 días atrás", por lo que el descubrimiento habría sido antes del 28 de julio. El satélite fue bautizado el 16 de septiembre de 1991.
Despina posee una forma irregular y no muestra signos de actividad geológica. Se cree que se originó a raíz de fragmentos de los satélites primitivos de Neptuno que fueron perturbados con la captura de Tritón, cuya órbita inicial era sumamente excéntrica. Su órbita se encuentra cerca pero fuera de la órbita de Talasa y dentro del anillo de Le Verrier. Se encuentra bajo y su órbita está describiendo una suave espiral debido a una desaceleración y podría llegar a impactar contra la atmósfera de Neptuno (como se cree lo harán Fobos y Deimos contra Marte) o romperse y generar un anillo al pasar el Límite de Roche.

SATÉLITES DE NEPTUNO.

Proteo.

Es el segundo satélite más grande de Neptuno. Fue descubierto en 1989 por Stephen Synnott gracias a las imágenes tomadas por la sonda espacial Voyager 2.
Es uno de los cuerpos más oscuros del Sistema Solar ya que solo refleja el 6% de la luz solar que recibe.Proteo con un diametro de 400 Km es el cuerpo irregular mas grande del Sistema solar . Se cree que fue un resto de un cuerpo que se habia formado en la Orbita en la cual esta Triton.

Ariel.

Es uno de los grandes satélites del planeta Urano. Descubierto en 1851, es el 4º mayor por tamaño, con más de 1000km de diámetro.

La órbita de Ariel es casi circular (excentricidad = 0,0012) y de muy baja inclinación respecto al ecuador de Urano (0,260°). el radio de su órbita es de unos 190.000km, por lo que es el satélite más próximo a Urano de los cuatro mayores satélites. Concretamente se encuentra a unos 165.000km de su superficie.
Ariel tiene una rotación síncrona, es decir, tarda lo mismo en girar sobre sí mismo que alrededor de Urano, empleando en ambos movimientos 2,52 días terrestres. Debido a ello, presenta siempre la misma cara a Urano, al igual que lo hace la Luna con la Tierra. Por lo tanto existirá un hemisferio de Ariel desde el que se pueda ver siempre a Urano y otro hemisferio desde el que no. Es un objecto quasi-esférico de 1.158 km de diámetro medio, sólo un poco más pequeño que Umbriel. Pero mientras Umbriel es el más oscuro de los grandes satélites, Ariel es el más brillante, con un albedo de en torno al 40%.La superficie de Ariel es una de las más jóvenes y menos craterizada del sistema de Urano. Posee cráteres de entre 5 y 10 km de diámetro pero carece de grandes cráteres.La composición de Ariel es similar a los otros grandes satélites de Urano: 50% hielo de agua, 30% de silicatos y 20% de metano congelado.Según el modelo aceptado para la evolución de Ariel, durante el bombardeo heliocéntrico, ya empezó el vulcanismo a cubrir los grandes cráteres, bien por la acción de la lava o bien porque la corteza estaba caliente y blanda y derrumbó sus paredes. La irradiación del calor interior enfrió al satélite desde fuera hacia el interior del satélite. El agua se congeló en su interior, aumentó su tamaño y la superficie entera del satélite tuvo que dilatarse, causando en la superficie una red de fallas de expansión.

Umbriel.

Es el tercer satélite más grande de Urano y el más oscuro de sus satélites mayores. Fue descubierto por William Lassell en 1851.Umbriel es un cuerpo de forma esférica que mide 1.169 km de diámetro.

A diferencia de las otras lunas de Urano, los cráteres de Umbriel son oscuros, haciendo que la superficie solo refleje un 16% de la luz incidente, siendo por tanto la luna de Urano con menor albedo.Se trata de una superficie muy vieja. La única diferencia con Oberón es la ausencia de rayos brillantes. Los rayos brillantes se forman en satélites helados cuando el impacto de la formación del cráter expulsa al exterior hielo límpio que antes estaba enterrado. Esta ausencia que acentúa la uniformidad del satélite puede deberse a:
Que los micrometeoritos han mezclado la materia de los rayos con la adyacente muy oscura.
Que los rayos contuvieran metano oscurecido luego por radiaciones de alta energía.
Que el satélite tenga una capa profunda de material oscuro y los impactos que formaron los cráteres no hayan podido formar rayos brillantes. Se han observado rayos oscuros en Ganimedes una luna de Júpiter.
Está compuesto mayoritariamente por hielo de agua con partes de roca de carbono y metano congelado. La mayor parte de este metano se encuentra en la superficie. No parece que haya tenido actividad geológica desde hace mucho tiempo.
La característica más destacable de Umbriel es Wunda, una zona blanca brillante con forma de anillo situada cerca del ecuador del satélite. Tiene 140 km de diámetro y no se sabe con seguridad qué es pero probablemente sea un cráter cubierto con algún tipo de hielo. También se conoce otro cráter llamado Skind, con un brillante pico central. Esto significa que la capa oscura no es muy profunda pues el material adyacente es blanco.

Miranda.

Es el más pequeño e interior de los principales satélites naturales de Urano. Fue descubierto por el astrónomo americano de origen holandés Gerard Kuiper en 1948.La inclinación de la órbita de Miranda (4,22º) es muy alta para un cuerpo tan próximo a su planeta. Es posible que en algún momento estuviese en resonancia orbital 3:1 con Umbriel. La fricción provocada por las fuerzas de marea podría haber causado un calentamiento al interior del satélite y ser el origen de la actividad geológica.

Es un cuerpo cuasi-esférico de 472 km de diámetro.

La superficie está atravesada por grandes cañones de hasta 20 km de profundidad con regiones de terreno resquebrajado indicando una muy intensa actividad geológica en el pasado. Se piensa que esta actividad geológica podría estar relacionada con efectos de marea producidos por Urano. Sin embargo, es más aceptada la teoría de que en el pasado Miranda sufrió un fuerte impacto que estuvo a punto de destruir la luna. Otra teoría, que ahora ya no se considera tan válida, dice que en el pasado Miranda sufrió un fuerte impacto que la partió en trozos. Con el tiempo, los fragmentos se volvieron a juntar dando el aspecto de cuerpo remendado que tiene actualmente.

Oberón.

Es el satélite natural más exterior de las lunas mayores del planeta Urano. Fue descubierto por William Herschel el 11 de enero de 1787.
Oberón recibe su nombre del rey de los duendes en la obra de teatro de William Shakespeare El sueño de una noche de verano. Los cráteres de Oberón reciben en su mayoría los nombres de personajes masculinos de las obras de Shakespeare.Es muy parecido a la luna Titania tanto en tamaño, como en composición de la superficie y albedo que está entre 0,25 y 0,3 siendo su aspecto gris y bastante uniforme a excepción de algunos brillantes rayos que emergen de algunos cráteres. Los rayos brillantes se forman en satélites helados cuando el impacto de la formación del cráter expulsa al exterior hielo límpio que antes estaba enterrado. No obstante sus similitudes hay diferencias fundamentales en la evolución de estas dos lunas gemelas.
Oberón tiene un diámetro de 1.523 kilómetros, no tiene atmósfera y su densidad media es de 1,6 g/cm³. Su periodo orbital es de 13,5 días, siendo el satélites más exterior de Urano. Está compuesto en un 50% de hielos de agua, 30% de rocas silicatadas y es un 20% compuestos de carbono y nitrógeno relacionados con el metano.Posee una superficie helada vieja con gran densidad de impactos de tamaño entre 12 km. (que es el límite de la resolución de las imágenes del Voyager 2 y los 100 km. La superficie no muestra signos de actividad interna de ningún tipo excepto en algunas áreas más oscuras que cubren la base de algunos cráteres, depósitos que se cree causados por erupciones volcánicas posteriores a los impactos que provocaron los cráteres. Sus manchas oscuras en el fondo de los cráteres puede ser debido a que los ríos volcánicos mezcla de hielo y rocas carbonatadas contenían metano que se oscureció al llegar a la superficie.

Satélites de Urano.

Titania.

Es la mayor de las lunas de Urano. Titania fue descubierta el 11 de enero de 1787 por William Herschel. Recibe su nombre del personaje Titani, la reina de las hadas en la obra El sueño de una noche de verano de William Shakespeare. Los satélites de Urano reciben sus nombres de personajes de ficción creados por William Shakespeare o Alexander Pope.

Titania es muy parecida a la luna Oberón, tanto en tamaño como en composición de la superficie y albedo que está entre 0,25 y 0,3, siendo su aspecto gris y bastante uniforme, a excepción de algunos brillantes rayos que emergen de algunos cráteres. Los rayos brillantes se forman en satélites helados cuando el impacto de la formación del cráter expulsa al exterior hielo limpio que antes estaba enterrado. No obstante sus similitudes, hay diferencias fundamentales en la evolución de estas dos lunas gemelas.
Posee un diámetro de 1578 km y no tiene atmósfera. Su densidad media es de 1,72 g/cm³ indicando una composición química de hielos con algunas componentes de rocas y silicatos. Debido a su proximidad con Urano su periodo de rotación es de 8,7 días, igual que su periodo orbital, estando gravitacionalmente acoplado al planeta central, es decir, presentando siempre la misma cara a Urano.
La lejanía de esta luna ha impedido estudiar su superficie con gran detalle ya que tan solo la sonda Voyager 2 ha podido aproximarse lo bastante para obtener imágenes de calidad.
Aunque su superficie, al igual que Oberón, tuvo que sufrir el impacto de cuerpos remanentes de la formación del Sistema Solar, y de ello son testigos algunos grandes cráteres, al contrario de Oberón, y por estar más cerca del planeta, sufrió de manera significativa el bombardeo con los restos de formación del sistema de satélites de Urano que fue posterior y que en el caso de Titania borró los grandes cráteres y causó, dada la irregularidad del segundo bombardeo, la existencia de llanuras.
La superficie de Titania presenta pruebas de tectónica global con estrechos valles limitados por fallas de estiramiento. Según el modelo aceptado para la evolución de Titania, durante el bombardeo heliocéntrico, ya empezó el vulcanismo a cubrir los grandes cráteres, bien por la acción de la lava, o bien porque la corteza estaba caliente y blanda y derrumbó sus paredes. La irradiación del calor interior enfrió al satélite desde fuera hacia su interior. El agua se congeló en su interior, aumentó su tamaño y la superficie entera del satélite tuvo que dilatarse, causando en la superficie una red de fallas de expansión, quizá acompañada de emisión de fluidos que causaron las llanuras actuales. Finalmente, y hace unos 3.000 millones de años, el bombardeo planetario terminó.

Febe.

Es el satelite irregular mas grande de Saturno. Fue descubierta por el astrónomo estadounidense William Henry Pickering en 1898. Tiene un diámetro de 220 km. Su distancia sobre Saturno es de 12 954 000 km y su masa es de 4.0e+18 kg. Posee una inclinación de su órbita de 175.3º. Refleja sólo el 6% de la luz solar que recibe. Tarda nueve horas en completar una rotación sobre su eje.
Orbita sobre Saturno en unos 18 meses (550,4 días) en dirección contraria a la de los otros satélites, en un plano más cercano al eclíptico que el plano ecuatorial de Saturno.Posiblemente, la superficie de Febe esta formada de hielo, bióxido de carbono, hidratos, silicatos y productos químicos orgánicos. Su composición de hielo y roca, es similar a la de Plutón y Tritón.
Su superficie es muy fría, -163 ºC / -261 ºF de temperatura media (unos 110 ºC por encima del cero absoluto) y se encuentra salpicada de multitud de cráteres, (cientos de impactos que conforman un paisaje escarpado y siniestro, deformado y accidentado). Posee un gran cráter de 50 km, fruto del cual pudieron producirse eyecciones a causa del enorme impacto, lo cual explicaría el origen del resto de lunas pequeñas que orbitan alrededor de Saturno.
Febe está contenida dentro de un gran anillo según se ha descubierto mediante el telescopio Spitzer

Febe se formó hace 4.500 millones de años en la zona más alejada del Sistema Solar. En una Nebulosa , (inmensa nube de gas y polvo a partir de la cual comenzarían a formarse todos los planetas). En los extremos exteriores de sistema solar, Febe fijó su posición inicial, en el Cinturón de Kuiper, (conjunto objetos trans-neptunianos que orbitan el Sol a una distancia entre 30 UA y 50 UA).
Febe es un fósil congelado o resto antiguo. Un Centauro que migró hacia el interior del Sistema Solar. Al vagar errante, fue capturado por la fuerte atracción del gigante Saturno en sus primeros años de formación.

Jápeto.

Jápeto (Iapetus) es uno de los satélites más raros del planeta Saturno; es el octavo más distante al planeta y el tercero en tamaño, con un diámetro de alrededor de 1.500 km, después de los satélites más grandes Titán y Rea. Fue descubierto por Giovanni Cassini en 1671.
Tarda en completar una vuelta alrededor de Saturno 79,33 días, a una distancia media de 3.561.300 km.
Uno de los hemisferios del satélite es mucho más oscuro que el otro, peculiar característica que se podría deber a la una composición distinta del material de la superficie, proveniente del interior de la propia luna o bien de materia de otros satélites o anillos: no se conoce con certeza el motivo real.La órbita de Jápeto es poco corriente. Por ejemplo, la distancia media a Saturno es mucho mayor que la de los otros satélites grandes (alrededor del triple que Titán, que es el más cercano a Jápeto). Otra característica notable aún no explicada es su inclinación orbital (15º), notablemente mayor que el del resto de las lunas mayores de Saturno.
Estas dos características (su inclinación orbital y la considerable distancia al planeta) convierten a Jápeto en la única luna grande de Saturno desde la cual se podrían observar plenamente los anillos de Saturno.La baja densidad de Jápeto indica que su principal componente es el hielo, acompañado de una pequeña cantidad de materiales rocosos. A lo largo de toda su superficie, exhibe una amplia cantidad de cráteres; en la región oscura la sonda Cassini/Huygens ha desvelado varios cráteres de gigantescas proporciones, tres de los cuales exceden los 350 kilómetros de diámetro. El más grande de ellos tiene unos 500 km de ancho y un borde con pendientes de más de 15 kilómetros extremadamente empinadas.
La forma del satélite no es esférica o elipsoide, como puede esperarse de una luna de gran tamaño, sino que es irregular, con partes achatadas y una cordillera ecuatorial tan alta que distorsiona la forma de Jápeto, incluso observada desde gran distancia. Por este motivo y debido a que la sonda Cassini no ha fotografiado la totalidad de su superficie, no existe un consenso sobre cuál es exactamente la figura de este cuerpo.

Hiperión.

Es un satélite de Saturno, el séptimo satélite clásico en orden de distancia desde el planeta.
Está en órbita a una distancia media de 1.481.000 km, realizando una vuelta en poco más de veintiún días y seis horas. De forma relativamente irregular, tiene un diámetro de alrededor de 300 km y una masa mil veces inferior a la de nuestra Luna. Su densidad es extraordinariamente baja, por lo que en su mayor parte debe estar lleno de cavidades.
Hiperión fue descubierto en 1848 por los astrónomos William C. Bond y su hijo George P. Bond, e independientemente por William Lassel.
Probablemente está formado en su mayoría por hielo de agua.

Hiperión es uno de los cuerpos con forma irregular más grandes del sistema solar. El mayor cráter de impacto tiene aproximadamente 120 km de diámetro y 10 km de profundidad. Una posible explicación de su forma irregular es que Hiperión es un fragmento de un previo satélite más grande que fue parcialmente destruido por un gran impacto hace ya mucho tiempo atrás, un evento que se ha relacionado con el oscurecimiento parcial de Jápeto.

Como las otras lunas de Saturno, la baja densidad de Hiperión indica que esta compuesto en su mayoría de agua congelada, con una pequeña fracción de roca. Los astrónomos piensan que Hiperión puede estar compuesto de una débil asociación gravitatoria de pedazos de rocas, lo cual seria evidencia de un pasado violento (una destrucción parcial por un impacto cometario, por ejemplo). De hecho, su densidad es tan baja (0,5 g/cm³) que se piensa que este cuerpo este lleno de porosidades y cavernas internas.Hiperión es la siguiente luna 'clásica' de Saturno después de Titán. Una de las características mas peculiares de la órbita de Hiperión es que se encuentra en una resonancia orbital 4:3 con respecto a Titán, lo que significa que este último orbita exactamente cuatro veces alrededor de Saturno por cada 3 vueltas de Hiperión.

Tetiis.

Tetis es el quinto satélite más grande de Saturno, con un diámetro de 1.060 km, y también conocido como Saturno III. Está situado a una distancia de 294.619 km del planeta y su periodo orbital es de 1,888 días, el mismo que su rotación. Fue descubierto en 1684 por Giovanni Domenico Cassini (1625-1712).Tetis es un satélite helado de tamaño mediano similar a Dione y Rea. Está densamente cubierto de cráteres y tiene una densidad de 1.21 g/cm³, la cual es próxima a la del agua, por lo que se piensa que está compuesto principalmente de ella. Su superficie contiene numerosas hendiduras causadas por fallas en la superficie congelada. La temperatura de su superfice es de -187°C.
Existen dos tipos diferentes de superficies en Tetis: la primera se compone de regiones de alta densidad de craterización, y la segunda consiste de un 'anillo' difuso con pocos cráteres y de un color ligeramente oscuro que se extiende por esta luna. El bajo nivel de craterización de esta segunda región indica que Tetis estuvo geológicamente activo alguna vez: material interno cubrió las regiones más viejas (las cuales tenían muchos cráteres).

Encélado.

Encélado es un satélite de Saturno, descubierto en 1789 por William Herschel. A pesar de su pequeño tamaño, tiene una gran variedad de características superficiales como, por ejemplo, superficies viejas y craterizadas, como también superficies jóvenes y muy lisas. Dada su posición en el anillo E, la joven apariencia de parte de su superficie y el descubrimiento reciente de una tenue atmósfera, es muy probable que esté geológicamente activo. Encélado se encuentra en una resonancia orbital 2:1 con Dione, situación similar al caso de Io y Europa, lo cual pudiera proveer la energía necesaria para calentar levemente este satélite, aunque la causa (o causas) del calentamiento de Encélado es actualmente un tema de investigación.

En agosto de 1981 la nave Voyager 2 pudo obtener imágenes con las cuales se podía estudiar la geología del satélite. La foto superior muestra la imagen de mejor resolución obtenida por la nave Voyager 2, donde se pueden apreciar diferentes tipos de superficies como regiones craterizadas, y regiones lisas y jóvenes. Dado de que existen pocos cráteres en la regiones lisas, se piensa que estas son más o menos jóvenes (menos de 100 millones de años). Esto sugiere que Encélado debe haber estado activo geológicamente muy recientemente, quizás con criovolcanismo u otro proceso que renueve su superficie. El hielo fresco que cubre su superficie hace que tenga el albedo más alto del Sistema Solar (0.99), lo que redunda en una baja temperatura promedio de -193°C.

SATÉLITES DE SATURNO.

Mimas.

Mimas es un satélite de Saturno descubierto en 1789 por William Herschel y denominada en aquel momento como Saturno I por ser el Satélite más interno (gira alrededor de Saturno en ~ 22,5 horas) de los descubiertos por Herschel. El nombre posterior, Mimas, proviene de la mitología griega, siendo Mimas uno de los Gigante , hijo de Gea.

Mimas es un cuerpo helado de baja densidad, 1,19 g/cm³, por lo que está posiblemente constituido en su mayor parte por hielo de agua con una pequeña concentración de materiales más densos. Tiene un diámetro de unos 397 kilómetros y su superficie, altamente craterizada, presenta un enorme cráter de impacto de 130 km de diámetro llamado Herschel. El impacto que produjo este cráter fue tan violento que produjo fracturas visibles en el lado opuesto de este satélite. Posiblemente un impacto ligeramente más energético podría destruir un cuerpo del tamaño de Mimas. Se estima que Herschel fue el resultado de un impacto (31 km/s) de un cometa de ~5 km de diámetro.
Este satélite no es un cuerpo esférico al ser deformado por las fuertes fuerzas de marea producidas por Saturno. Las fuerzas de marea retienen a Mimas en rotación síncrona, es decir, su periodo de rotación es igual que su periodo orbital alrededor de Saturno. Esta órbita tiene un semieje mayor de tan sólo 185.520 km, unas tres veces el radio del planeta, contribuyendo a la intensidad de las fuerzas de marea. Mimas es el responsable principal de limpiar de partículas la división de Cassini, la cual separa los anillos A y B.

Sinope.

Sinope (Σινώπη griego) es un satélite retrógrado irregular de Júpiter descubierto por Seth Barnes Nicholson en el Observatorio Lick en 1914, y lleva el nombre de Sinope de la mitología griega.
Sinope no recibió su nombre actual hasta 1975; antes de esa fecha, era simplemente conocido como Júpiter IX. A veces era llamado "Hades", entre 1955 y 1975.
Sinope era el satélite más ultraperiférico conocido de Júpiter, hasta el descubrimiento de Megaclite en 2000.

Sinope orbita a Júpiter con una alta excentricidad y alta inclinación retrógrada. Los elementos orbitales son los de enero de 2000. Están cambiando continuamente debido a las perturbaciones solares y planetarias. A menudo se cree que pertenecen al grupo Pasiphaë. Sin embargo, dada su inclinación media y color diferente, Sinope podría ser también un objeto independiente, capturado, no relacionado con la colisión y la disolución en el origen del grupo. El diagrama ilustra los elementos orbitales de Sinope en relación con los otros satélites del grupo.
Sinope es también conocido por ser secular en resonancia con Júpiter, de forma similar a Pasiphae. Sin embargo, Sinope puede abandonar de esta convocatoria y de los dos períodos resonante y no resonante en escalas de tiempo de 107 años.

Pasifae

Pasifae (griego: Πασιφάη) es un satélite irregular de Júpiter. Fue descubierto en 1908 por la Philibert Jacques Melotte
Fue descubierto en una placa tomada en la Observatorio Real de Greenwich en la noche del 28 de febrero de 1908. Inspección de placas de la entidad que se encuentra ya el 27 de enero. Recibió la designación provisional 1908 CJ ya que no estaba claro si se trataba de un asteroide o una luna de Júpiter. El reconocimiento de este último caso entró el 10 de abril.
Pasifae no recibió su nombre actual hasta el 1975; antes de esa fecha, es simplemente conocido como Júpiter VIII . A veces fue llamado "Poseidon" entre 1955 y 1975.

Con un diámetro estimado en 58 kilometros Pasifae es el más grande y el tercer mayor de los satélites retrógrados e irregulares después de Himalia y Elara.
Mediciones especteoscópicas en infrarrojo indican que Pasifae tiena rasgos de asteroide. Pasiphaë que se cree que es un fragmento de una captura asteroidal junto con otros satélites del grupo.
En el espectro visual del satélite aparece un índice de color gris BV = 0,74, RV = 0,38) similar a los asteroides del tipo C.

Ananke.
Ananké (en griego antiguo Ἀνάγκη Ananke o Αναγκαιη Anankaie) o Jupiter XII es un satélite irregular y retrógrado de Júpiter. Fue descubierto por Seth Barnes Nicholson en el observatorio Mount Wilson en 1951. Su nombre proviene de Ananké, la madre de Adrastea junto con Zeus.
Nicholson evitaba el nombrar los satélites nuevos que descubría de una forma distinta a la notación galileana para los satélites, como ya hiciera Edward Emerson Barnard al descubrir Júpiter V (Amaltea). Esta notación consiste en asignarle un número romano a los satélites, según su orden de descubrimiento, precedido del nombre (a veces la inicial) del planeta al que orbita. De esta manera a Ananké se le denominó Jupiter XII hasta que recibió su nombre definitivo en 1974. Fue llamada a veces "Adrastea" entre 1955 y 1974.Adrastea es ahora el nombre de otro satélite de Júpiter.
Ananké da nombre al grupo de Ananké, lunas retrógradas e irregulares que orbitan a Júpiter entre 19,3 y 22,7 millones de km, con inclinaciones cercanas a los 150°.
En el espectro visible, Ananké aparece neutral a la luz roja, sus índices de color son B-V=0,90 V-R=0,38.
Mientras que su espectro infrarrojo es similar al de los asteroides de tipo-P pero con una posible indicación de agua.

Elara.

Elara es un satélite natural de Júpiter. Fue descubierto por Charles Dillon Perrine desde el observatorio de Lick, en California, en 1905 y se la nombró así por la madre del gigante Tityus, cuyo padre era Zeus.
Elara recibió su nombre de manera oficial en 1975; previamente se la conocía simplemente como Jupiter VII. A veces se la llamaba "Hera".
Pertenece al grupo de Himalia, cinco satélites con órbitas progradas similares, todas con una inclinación de alrededor de 27.5°.

Lisitea.

Lisitea es un satélite de Júpiter. Fue descubierto por Seth Barnes Nicholson en 1938 desde el Observatorio de Mount Wilson, y se la nombró así por Lisitea, hija de de Oceanus, y una de las amantes de Zeus.
Lisitea recibió su nombre en 1975; antes de la conocía solo como Jupiter X. A veces se la llamaba "Demeter".
Pertenece al grupo de Himalia, cinco lunas con órbitas progradas similares, todas con una inclinación alrededor de 27.5°.

Himalia.

Con un diámetro medio de 170 km, Himalia es el satélite irregular más grande del planeta Júpiter, y es también el miembro principal del grupo del mismo nombre. Fue descubierto por C. D. Perrine en 1904 desde el observatorio de Lick

Antes de 1975, a Himalia se lo conocía simplemente como Jupiter VI. Himalia gira alrededor de Júpiter en una lejana órbita prograda, la cual tiene un período de aproximadamente 248 días.
El 19 de diciembre de 2000, la misión Cassini/Huygens estaba en rumbo hacia el planeta Saturno cuando obtuvo la imagen de baja resolución de Himalia (la que aparece en la ficha).

Dado que su órbita es similar a la de otros satélites, se piensa que Himalia es el miembro mayor de una familia de satélites progrados e irregulares de Júpiter (Grupo de Himalia). Los otros satélites miembros serían Leda (15 km), Elara (75 km), Lisitea (35 km), y S2000/J11 (4 km). Se especula que en los albores de la formación del planeta Júpiter pudiese haber existido un número mucho mayor de objetos en órbitas similares, los cuales han ido desapareciendo al chocar y ser destruidos por Himalia.
Con magnitud 14,6 durante las oposiciones, es el único satélite no galileano que puede ser capturado por los aficionados con sus equipos: para ello es preciso disponer de cámaras CCD y posiciones precisas, que pueden ser obtenidas en cualquier Anuario astronómico

Leda.

Leda es un pequeño satélite irregular de Júpiter, y orbita alrededor de este en una órbita prógrada en casi 239 días. Fue descubierto por Charles T. Kowal desde el observatorio de Monte Palomar (California) el 14 de setiembre de 1974 después de tres noches de observaciones fotográficas (de 11 a 13 de septiembre; Leda aparece en todas las placas fotográficas). También es conocido como Jupiter XIII. Se nombró Leda a esta luna en honor a la reina de Esparta que fue madre de Cástor, Pólux, Clitemnestra y Helena de Troya.
Leda pertenece al grupo de Himalia, cinco lunas que orbitan Júpiter entre 11×106 y 13×106 kilómetros a una inclinación aproximada de 27.5°.

Calisto.

Es el tercer satélite más grande del Sistema Solar y el segundo del sistema joviano, después de Ganímedes. Calisto tiene aproximadamente el 99% del diámetro del planeta Mercurio, pero sólo un tercio de su masa. Es el cuarto satélite galileano en cuanto a distancia a Júpiter, con un radio orbital de 1.880.000 kilómetros No está influido por la resonancia orbital que afecta a los tres satélites galileanos interiores: Ío, Europa y Ganímedes; por lo que no sufre un calentamiento apreciable por fuerzas de marea, como sí ocurre en los otros tres. Calisto tiene una rotación síncrona, es decir, su período de rotación concuerda con su período orbital, de manera que, igual que la Luna con la Tierra, siempre "muestra" la misma cara a Júpiter. La superficie de Calisto no está tan influida por la magnetosfera de Júpiter como la de los otros satélites interiores ya que su órbita es más lejanaEste satélite está compuesto aproximadamente por partes iguales de roca y hielo, con una densidad media de unos 1,83 g/cm3. Los componentes detectados mediante la firma espectral de la superficie incluyen hielo, dióxido de carbono, silicatos, y compuesto orgánicos. La investigación de la sonda espacial Galileo reveló que Calisto tiene un núcleo, compuesto principalmente de silicatos, y además, la posibilidad de un océano interno de agua líquida a una profundidad superior a 100 kilómetros.
La superficie de Calisto está repleta de cráteres y es muy antigua. No presenta señales de actividad tectónica y se piensa que su evolución se ha producido predominantemente bajo la influencia de los impactos de numerosos meteoritos a lo largo de su existencia.Calisto está rodeado por una atmósfera extremadamente fina, compuesta de dióxido de carbono y probablemente de oxígeno molecular,además de una ionosfera relativamente fuerte.Se piensa que el segundo satélite mayor de Júpiter se formó por una "lenta" acreción del remolino de materia que rodeó Júpiter después de su formación. Esta lentitud y la falta de fuerzas de marea evitaron una rápida diferenciación planetaria. La también lenta convección en el interior de Calisto, que empezó poco después de su formación, ha producido una diferenciación planetaria parcial y aporta la posibilidad de un océano interior a una profundidad de 100 a 150 kilómetros, así como un pequeño núcleo rocoso.Calisto es el satélite galileano más lejano de Júpiter. Orbita a una distancia de aproximadamente 1.880.000 km (26,3 veces el radio de Júpiter, 71.398 km). Esta es significativamente superior a la del siguiente satélite galileano, Ganímedes, con un radio orbital de sólo 1.070.000 km. El resultado de esta distancia relativamente grande es que Calisto no está afectado por la resonancia orbital que afecta a los otros tres satélites galileanos; además, es probable que nunca le haya afectado.La densidad media de Calisto de 1,83 g/cm3 sugiere que presenta una composición de aproximadamente la misma cantidad de material rocoso y agua helada junto con algunos hielos volátiles, como amoniaco. La fracción de las masas de hielo (de diferentes materiales) está entre el 49% y el 55%. La composición exacta de la parte rocosas de Calisto es desconocida, pero probablemente está formada por rocas ordinarias de condrita (rocas meteóricas) de tipos LL, que se caracterizan por su bajo contenido en hierro e hierro metálico y una relativa abundancia de óxido de hierro.
Igual que para muchos otros satélites planetarios, la rotación de Calisto es síncrona, es decir, su período orbital es igual a su período de rotación. La duración del día calistiano, idéntica a su período orbital, es de unos 16,7 días terrestres. Tiene una órbita muy poco excéntrica y poco inclinada respeto al ecuador joviano.

Ganímedes.

Es el satélite más grande de Júpiter, así como también el más grande del Sistema Solar. De hecho es mayor que el planeta Mercurio aunque sólo tiene la mitad de su masa. También tiene un campo magnético propio, por lo que se c El nombre de Ganímedes proviene del escanciador mitológico de los dioses griegos. Este nombre sólo fue popularizado a partir de la mitad del siglo XX.ree que su núcleo puede contener metales.está compuesto de silicatos y hielo, con una corteza de hielo que flota encima de un fangoso manto que puede contener una capa de agua líquida.La superficie de Ganímedes es una mezcla aproximadamente igual de dos tipos de terreno: uno muy viejo, muy craterizado y las regiones oscuras y algo más jóvenes (aunque todavía viejas) marcadas con una serie extensa de ranuras y anillos de origen claramente tectónica.
La corteza de Ganímedes parece estar dividida en placas tectónicas, como la Tierra. Las placas tectónicas puede moverse independientemente y actuar a lo largo de zonas de la fractura que producen las cordilleras. Muchos cráteres de impacto se ve en ambos tipos de terreno. La densidad de craterización indica una edad de 3 a 3,5 mil millones de años, similar a los de la Luna. También hay cráteres relativamente jóvenes que tienen rayos de eyección. Al contrario de en la Luna, sin embargo, los cráteres de Ganímedes son bastante llanos, faltando las montañas del anillo y las depresiones centrales común a los cráteres en la Luna y Mercurio. Esto es probablemente debido a la naturaleza relativamente débil de la helada corteza de Ganímedes que puede fluir durante mucho tiempo geológico y por eso desaparecen.
El rasgo más grande en Ganímedes es una llanura oscura llamada Galileo Regio, así como una serie de anillos concéntricos que son remanentes de un cráter de impacto antiguo aunque se encuentra muy borrado por la actividad geológica subsecuente.

Europa.

La composición de Europa es parecida a la de los planetas interiores, estando compuesta principalmente por rocas silíceas. Tiene una capa externa de agua de unos 100 km de espesor (parte como hielo en la corteza, parte en forma de océano líquido bajo el hielo). Puede que también tenga un pequeño núcleo metálico de hierro.La superficie de Europa es muy lisa. Se han observado pocos accidentes geográficos de mHay pocos cráteres en Europa, solo tres cráteres mayores de 5 km de diámetro: Pwyll, de 39 km de diámetro, es el más conocido. El albedo de Europa es uno de los mayores de todas las lunas. Esto podría indicar una superficie joven y activa; basándose en estimaciones sobre la frecuencia del bombardeo de cometas que probablemente soporta Europa, su superficie no puede tener más de 30 millones de añosás de unos cientos de metros de altura.La temperatura de la superficie de Europa es de 110 K (-160° C) en el ecuador y de solo 50 K (-210° C) en los polos. Los mayores cráteres parecen estar rellenos de hielo nuevo y plano; basándose en esto y en la cantidad de calor generado en Europa por las fuerzas de marea, se estima que la corteza de hielo sólido tiene un espesor aproximado entre 10-30 km, lo que puede significar que el océano líquido pueda tener una profundidad de 90 km.La característica más llamativa de la superficie de Europa son una serie de vetas oscuras que se entrecruzan por toda la superficie de la luna. Estas vetas se asemejan a las grietas del hielo marino en la Tierra; un examen detallado muestra que las orillas de la corteza de Europa a cada lado de las grietas están desplazadas de su posición original. Otra característica presente en la superficie de Europa son las "pecas" o superficies lenticulares, circulares o elípticas. Muchas son bóvedas, otras hoyos y otras manchas oscuras lisas; otras tienen unas textura desigual. La superficie de las cúpulas parece trozos de las llanuras más antiguas que los rodean que hubiesen sido empujados hacia arriba. Se piensa que se formaron a partir de bloques de hielo más calientes que ascendieron respecto al hielo más frío de la corteza, de forma similar a lo que ocurre con las cámaras de magma en la corteza terrestre.Las manchas oscuras lisas pueden haberse formado por agua líquida que ha escapado del interior cuando se fractura la superficie de hielo. Y las pecas irregulares (llamadas regiones de "caos", por ejemplo Conamara) parecen haberse formado a partir de muchos pequeños fragmentos de corteza sobre manchas oscuras lisas, como icebergs en un mar congelado.

Io.

Fue descubierta por Galileo Galilei en 1610 y recibió inicialmente el nombre de Jupiter I como primer satélite de Júpiter.

Con más de 400 volcanes activos, es el objeto más activo geológicamente del Sistema Solar. Esta actividad tan elevada se debe al calentamiento por marea, que es la respuesta a la disipación de enormes cantidades de energía proveniente de la fricción provocada en el interior del satélite. Varios volcanes producen plumas de sulfuro y dióxido de sulfuro, que se elevan hasta los 500 km. Su superficie también posee más de 100 montañas que han sido levantadas por la extrema compresión en la base de la corteza de silicato del satélite. Algunas de estas montañas son más altas que el Monte Everest.
A diferencia de la mayoría de los satélites externos del Sistema Solar, que se encuentran cubiertos de gruesas capas de hielo, Ío está compuesto principalmente de roca de silicato rodeando un núcleo de hierro derretido.Ío podría tener una composición química similar a la de los planetas telúricos, principalmente compuestos de rocas de silicatos.Estudios en el infrarrojo desde la superficie terrestre muestran que algunas de las regiones más calientes del satélite, cubiertas por flujos de lava, alcanzan temperaturas de hasta 2.000 K (aunque las temperaturas medias son mucho más frías, cercanas más bien a los 130 K).podría tener una fina atmósfera compuesta de dióxido de azufre y algunos otros gases. A diferencia de los demás satélites galileanos, carece casi por completo de agua.En las profundidades de Ío se encuentra probablemente un núcleo compuesto de elementos metálicos más pesados tales como el hierro. Este núcleo es el que da lugar a la magnetosfera de esta luna.

Tebe.

Es un luna de Júpiter, el cuarto más próximo del planeta y el más externo del grupo de Amaltea.

Amaltea.

Es el tercer satélite de Júpiter en orden de distancia, y el miembro principal del Grupo de Amaltea.Describe una órbita casi circular muy cercana a Júpiter, y forma parte del anillo de Amalthea, constituido principalmente por material de su propia superficie. Desde la superficie de Amaltea, Júpiter abarcaría una gran fracción del cielo, siendo unas 92 veces mayor que la Luna vista desde la Tierra.
Tiene una forma irregular, es de color rojizo, y probablemente está formado por hielo de agua, junto con una cantidad desconocida de otros materiales. El relieve de su superficie está plagado de cráteres y montañas enormes.es el objeto celeste más rojizo del Sistema Solar, todavía más que Marte. Este color se debe a partículas de azufre y otros materiales provenientes del satélite Ío. A veces, en los principales desniveles del satélite, aparecen puntos brillantes de luz verde, aunque el origen de estos destellos es incierto. La superficie de Amaltea es ligeramente más brillante que las del resto de satélites interiores de Júpiter. Existe una importante asimetría entre ambos hemisferios, uno de ellos es unas 1,3 veces más brillante que el otro. Dicha asimetría podría deberse a la alta frecuencia y velocidad de los impactos de objetos externos en este segundo hemisferio, los cuales ocultan el material brillante de la superficie, normalmente hielo, en el interior del satélite. Amaltea tiene una figura irregular, con dimensiones de 250x146x128 km, y con el eje mayor apuntando siempre hacia Júpiter; es decir, que el satélite se encuentra en un estado de rotación síncrona.Su superficie está plagada de cráteres, algunos de ellos de un tamaño gigantesco comparado con el tamaño de la luna: Pan, el cráter más extenso, mide 100 km de diámetro y tiene 8 kilómetros de profundidad. El segundo cráter en extensión, Gaea, tiene un diámetro de 80 kilómetros, y es probablemente el doble de profundo que Pan. Amaltea también se caracteriza por sus altas y numerosas montañas, dos de ellas, Mons Lyctas y Mons Ida, alcanzan los 20 kilómetros de altura.
El gran tamaño y la forma irregular de Amaltea, llevó a la conclusión de que se trataba de un cuerpo bastante fuerte y muy rígido, pues se alegó que un cuerpo compuesto mayoritariamente de hielo u otros materiales similares, deberían de formar una esfera debido a la acción de su propia gravedad.

Adrastea.

Es el segundo satélite de Júpiter en orden de distancia al planeta y es el más pequeño de los cuatro satélites interiores. Fue descubierto en las fotografías tomadas por la sonda espacial Voyager 2 en 1979, y posteriormente, en 1983, tomó oficialmente el nombre de la mítica Adrastea, hija de Júpiter y de Ananké.
Este satélite pertenece al Grupo de Amaltea de pequeñas lunas jovianas y se encuentra dentro del anillo planetario de Júpiter. Su órbita se encuentra dentro de la distancia orbital síncrona del planeta, por lo que las fuerzas de marea causan un lento descenso en su altura orbital.

Adrastea tiene una forma irregular con unas medidas de 20×16×14 km. Esto hace que Adrastea sea el más pequeño de los cuatro satélites interiores. La composición y masa de Adrastea no son conocidos, pero asumiendo que su densidad media es como la de Amaltea,(alrededor de 0,86 g/cm³ ) su masa puede ser estimada en cerca de 2×1015 kg. La densidad de Amaltea implica que el satélite está compuesto de agua en forma de hielo con una porosidad de un 10 a 15 por ciento, y Adrastea puede ser muy similar.
No hay detalles de la superficie conocidos, dada la baja resolución de las imágenes disponibles.Es el segundo satélite más cercano a Júpiter y el menor de los cuatro satélites interiores que componen el grupo de Amaltea. Orbita a Júpiter en un radio cercano a 129.000 km (1,806 radios de Júpiter) en el lado exterior del anillo principal. Adrastea es sólo uno de los tres satélites en el sistema solar conocido por orbitar su planeta en menos tiempo que lo que dura el día del planeta, los otros dos, son Metis, y Fobos satélite de Marte. La órbita tiene una pequeña excentricidad de 0.0018 y una inclinación de aproximadamente 0.03°.La inclinación es relativa al ecuador de Júpiter.

Satélites de júpiter.

Metis.

Es el satélite de Júpiter más cercano a su superficie. Se encuadra dentro del Grupo de Amaltea de las pequeñas lunas de Júpiter.
Esta luna fue descubierta en 1979 en imágenes enviadas por la sonda espacial Voyager 1 y fue designada temporalmente como S/1979 J3. En 1983 tomó oficialmente el nombre de Metis, la Titánide que fue primera esposa de Zeus y madre de Atenea.
Metis se encuentra dentro del principal anillo planetario de Júpiter, y puede ser la fuente del material que lo compone.
Todavía se tiene poca información sobre este satélite.
No debe confundirese con el asteroide 9 Metis. Metis posee una forma irregular y mide aproximadamente 60×40×34 km . Su masa y la composición de su núcleo son desconocidos. Su superficie posee muchos cráteres. Su albedo es bajo, especialmente en el hemisferio frontal, que es 1,3 veces más brillante que el trasero. Su coloración es rojiza.
Su órbita es prácticamente circular y sin inclinación. Las fuerzas de marea hacen que rote sincronizadamente con Júpiter, mostrándole siempre la misma cara y con el eje más alargado apuntando hacia él. Se encuentra dentro del rádio de órbita sincrónica del planeta, y por lo tanto las fuerzas de marea están causando un lento descenso en su altura orbital.
La órbita de Metis se encuentra a unos 1000 km al interior del anillo principal de Júpiter. Su órbita se encuentra en un hueco de los anillos de unos 500 km de anchura. La relación es por tanto evidente, aunque no bien definida. Se sabe que su superficie nutre de polvo al Anillo Principal a partir del material eyectado en las colisiones con meteoritos, al igual que lo hacen los demás satélites del Grupo de Amaltea.

Deimos

Es la más pequeña y externa de las dos lunas de Marte. llamada así por Deimos de la mitología griega. Es provablemente un asteroide, cuya órbita fue perturbada por la graveda de Júpiter, siendo capturado por Marte.

Posee una forma muy irreguar, se compone de roca rica en carbono e hielo, muy similar a los asteroides del tipo c, pero su superficie es más lisa que la de Fobos. Al contrario que Fobos que orbita rápidamente que de hecho sale por el oeste y se pone por el este, Deimos sale por el este y se pone por el oeste. Sin embargo el periodo órbital de Deimos excede el dia solar marciano por tan poco tiempo que pasan 2,7 dias desde la salida hasta la puesta, para un observador ecuatorial.

Su órbita es relativamente cercana a Marte y con sólo una pequeña inclinación respecto al ecuador marciano, Deimops no pude ser observado desde latitudes marcinas superiores a 83,7° .