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.