La asignación oficial de los nombre de los satélites naturales es responsabilidad, desde 1973, de la Unión Astronómica Internacional (en inglés International Astronomical Union ), en concreto, de un comité para la nomenclatura del sistema planetario.
Se denomina satélite natural a cualquier cuerpo celeste que orbita alrededor de un planeta. Generalmente el satélite es mucho más pequeño y acompaña al planeta en su traslación alrededor de la estrella que orbita
el Sistema Solar está compuesto por muchos más cuerpos celestes. Alrededor de la mayoría de los planetas giran satélites, de manera similar a la Luna en torno de la Tierra. En Astronomía, el término satélite se aplica en general a aquellos objetos en rotación alrededor de un astro, este último es de mayor dimensión que el primero; ambos cuerpos están vinculados entre sí por fuerzas de gravedad recíproca.
En general, a los satélites de los planetas principales se les llama lunas,por asociación con el nombre del satélite natural de la Tierra, supuestamente, las lunas se formaron casi todas a partir de un mismo fenómeno, el colapso de disco protoplanetario que dio lugar a una luna primaria. Sin embargo, se conocen muchas excepciones y variaciones a este modelo. Varias de las lunas del sistema pudieron ser atraídas por objetos con grandes fuerzas gravitatorias o incluso ser fragmentos de las grandes lunas destrozadas por impactos con otros astros. Como la mayoría de las lunas se conocen sólo a través de algunas observaciones distantes a través de sondas y telescopios, la mayoría de las teorías acerca de ellas son todavía inciertas.
La gran mayoría de las lunas del sistema solar están fuertemente fijadas a sus primarias, con excepción de la luna de Saturno Hiperión, que gira caóticamente, debido a una variedad de influencias externas que la fuerza gravitatoria del planeta no puede controlar. Además, existen lunas que tiene sus propios satélites orbitando a su alrededor, pero los efectos gravitatorios de sus primarios hacen que sus movimientos sean inestables. Incluso se han descubierto recientemente lunas como Ida Dactyl, que confirma que algunos asteroides poseen sus propios satélites.
Los satélites naturales pueden tener diferentes formas, pese a que la Luna de la Tierra se vea perfectamente redonda. Los planetas no tienen una forma perfecta, su figura es ovalada, y la parte más ancha es la parte ecuatorial, esto, además de la fuerza que ejerce el sol hace que el movimiento de traslación de los satélites sea más complicado.
Los diferentes planetas poseen distinta cantidad de lunas. El número total en el Sistema Solar es alto y aún se considera incompleto, ya que se continúa encontrándose nuevas lunas. No se conocen lunas en Mercurio ni en Venus y tampoco ningún satélite que posea una luna.
Los planetas y sus lunas
MARTE
MARTE
JUPITER
Las observaciones realizadas por las sondas que se han acercado a Júpiter han permitido localizar otros muchos perqueños satélites de Júpiter. Hasta un total de 67 se habían descubierto en 2011 y, desde entonces, su número sigue en aumento.
| Satélites principales | Radio (km) | Distancia (km) |
| Metis | 20 | 127,969 |
| Adrastea | 12´5 x 10 x7´5 | 128,971 |
| Amaltea | 135 x 84 x 75 | 181,300 |
| Tebe | 55 x 45 | 221,895 |
| Io | 1.815 | 421,600 |
| Europa | 1.569 | 670,900 |
| Ganimedes | 2.631 | 1,070,000 |
| Calisto | 2.400 | 1,883,000 |
| Leda | 8 | 11,094,000 |
| Himalia | 93 | 11,480,000 |
| Lisitea | 18 | 11,720,000 |
| Elara | 38 | 11,737,000 |
| Ananke | 15 | 21,200,000 |
| Carm | 20 | 22,600,000 |
| Pasifae | 25 | 23,500,000 |
Sinope | 18 | 23,700,000 |
Ganímedes: Es el satélite más grande de Júpiter y también del Sistema Solar, con 5.262 Km. de diámetro, mayor que Plutón y que Mercurio. Gira a unos 1.070.000 Km. del planeta en poco más de siete días.
Parece que tiene un núcleo rocoso, un manto de agua helada y una corteza de roca y hielo, con montañas, valles, cráteres y rios de lava.
Calisto: Tiene un diámetro de 4.800 km., casi igual que Mercurio, y gira a 1.883.000 Km. de Júpiter, cada 17 días. Es el satélite con más cráteres del Sistema Solar.
Está formado, a partes iguales, por roca y agua helada. El océano helado disimula los cráteres. Es el que tiene la densidad más baja de los cuatro satélites de Jupiter.
Io: tiene 3.630 Km. de diámetro y gira a 421.000 Km, de Júpiter en poco más de un día y medio. Su órbita se ve afectada por el campo magnético de Júpiter y por la proximidad de Europa y Ganímedes, es rocoso, con mucha actividad volcánica. Su temperatura global es de -143ºC, pero hay una zona, un lago de lava, con 17ºC.
Se cree que Europa puede tener mas cantidad de agua aunque sea salada que en la Tierra, ya que despues de su manto elado de varios kilometros puede tener un nucleo de agua de cientos de kilometros de profundidad.
SATURNO
El planeta Saturno tiene un gran número de satélites, unos 200, con órbitas seguras, el mayor de los cuales, Titán, es el único satélite del Sistema Solar con una atmósfera importante. El sistema de satélites de Saturno ofrece varios ejemplos interesantes de dinámica orbital, tales como satélites coorbitales, satélites troyanos y satélites pastores. Algunos satélites también se encuentran en resonancia entre sí.
Los satélites mas grandes son, Mimas, Encélado, Tetis, Dione, Rea, Titán, Hiperión, Jápeto y Febe. En el año 2004 fueron detectados 12 nuevos satélites, cuyas órbitas sugieren que son fragmentos de objetos mayores capturados por Saturno, y cuya existencia ha sido confirmada por la misión Cassini-Huygens; esta misión también ha descubierto varios satélites nuevos.
Satélites medianos helados. Son satélites de tamaño mediano, todos estos descubiertos a través de observaciones telescópicas: Mimas, Encélado, Tetis, Dione, Rea, Hiperión y Jápeto. Todos tienen superficies compuestas por hielos, y están altamente craterizados.
Satélites de anillo: Pequeños satélites que orbitan dentro de los anillos de Saturno, creando regiones aparentemente limpias de material. El ejemplo más conocido es Pan, que ayuda a crear la división de Encke. Otro pequeño satélite, Dafne, es responsable de la división de Keeler.
Satélites troyanos: Los satélites troyanos orbitan a la misma distancia de Saturno, pero a 60 o delante o detrás de alguno de los satélites mayores. Por ejemplo, Telesto y Calipso son troyanos de Tetis, y Helena y Pollux, recientemente descubierto por la misión Cassini-Huygens, son troyanos de Dione.
Satélites coorbitales: Son satélites que comparten la misma órbita, por ejemplo Jano y Epimeteo, ello produjo confusión en su descubrimiento pues siempre se pensó en un sólo satélite, además presentan en su dinámica orbital un curioso caso de intercambio evitando el choque mutuo.
Satélites irregulares. Es el grupo más numeroso, cuyo miembro más grande es Febe; el resto consiste de pequeños satélites orbitando a grandes distancias de Saturno. A su vez, este grupo se puede dividir aún más en familias tales como el grupo Inuit, el grupo Norse y el grupo Gallic.
Titán: Esta luna es el mayor de los satélites de Saturno y el segundo de todo el Sistema Solar, con un diámetro de 5.150 Km., de tamaño planetario mayor que Mercurio.
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Los satélites mas grandes son, Mimas, Encélado, Tetis, Dione, Rea, Titán, Hiperión, Jápeto y Febe. En el año 2004 fueron detectados 12 nuevos satélites, cuyas órbitas sugieren que son fragmentos de objetos mayores capturados por Saturno, y cuya existencia ha sido confirmada por la misión Cassini-Huygens; esta misión también ha descubierto varios satélites nuevos.
Satélites medianos helados. Son satélites de tamaño mediano, todos estos descubiertos a través de observaciones telescópicas: Mimas, Encélado, Tetis, Dione, Rea, Hiperión y Jápeto. Todos tienen superficies compuestas por hielos, y están altamente craterizados.
Satélites de anillo: Pequeños satélites que orbitan dentro de los anillos de Saturno, creando regiones aparentemente limpias de material. El ejemplo más conocido es Pan, que ayuda a crear la división de Encke. Otro pequeño satélite, Dafne, es responsable de la división de Keeler.
Satélites troyanos: Los satélites troyanos orbitan a la misma distancia de Saturno, pero a 60 o delante o detrás de alguno de los satélites mayores. Por ejemplo, Telesto y Calipso son troyanos de Tetis, y Helena y Pollux, recientemente descubierto por la misión Cassini-Huygens, son troyanos de Dione.
Satélites coorbitales: Son satélites que comparten la misma órbita, por ejemplo Jano y Epimeteo, ello produjo confusión en su descubrimiento pues siempre se pensó en un sólo satélite, además presentan en su dinámica orbital un curioso caso de intercambio evitando el choque mutuo.
Satélites irregulares. Es el grupo más numeroso, cuyo miembro más grande es Febe; el resto consiste de pequeños satélites orbitando a grandes distancias de Saturno. A su vez, este grupo se puede dividir aún más en familias tales como el grupo Inuit, el grupo Norse y el grupo Gallic.
Titán: Esta luna es el mayor de los satélites de Saturno y el segundo de todo el Sistema Solar, con un diámetro de 5.150 Km., de tamaño planetario mayor que Mercurio.
| Satélites principales | Radio (km) | Distancia (km) |
| Pan | 9.655 | 133,583 |
| Atlas | 20x15 | 137,640 |
| Prometeo | 72.5x42.5x32.5 | 139,350 |
| Pandora | 57x42x31 | 141,700 |
| Epimeteo | 72x54x49 | 151,422 |
| Jano | 98x96x75 | 151,472 |
| Mimas | 196 | 185,520 |
| Encélado | 250 | 238,020 |
| Tetis | 530 | 294,660 |
| Telesto | 17x14x13 | 294,660 |
| Calipso | 17x11x11 | 294,660 |
| Dione | 560 | 377,400 |
| Helena | 18x16x15 | 377,400 |
| Rea | 765 | 527,040 |
| Titán | 2,575 | 1,221,850 |
| Hiperión | 205x130x110 | 1,481,000 |
| Japeto | 730 | 3,561,300 |
| Febe | 110 | 12,952,000 |
Titán: Esta luna es el mayor de los satélites de Saturno y el segundo de todo el Sistema Solar, con un diámetro de 5.150 Km.
Titán tiene una atmósfera más densa que la de La Tierra, formada por nitrógeno e hidrocarburos que le dan un color naranja. Gira alrededor de Saturno a 1.222.000 Km., en poco menos de 16 días.
Mimas descubierto en 1789 por William Herschel y denominado 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 lamitología griega, siendo Mimas uno de los gigantes, hijo de Gea en la mitología griega.
Encélado, descubierto en 1789 por William Herschel. A pesar de su pequeño tamaño, 504 km de diametro, tiene una gran variedad de características superficiales como, por ejemplo, superficies viejas y craterizadas, y 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.
Como los satélites más grandes de Saturno, Encélado rota sincrónicamente junto con su periodo orbital, dejando una cara siempre apuntando hacia Saturno. A diferencia de la Luna, Encélado no parece librar sobre su eje de rotación. Sin embargo, análisis de la forma de Encélado sugieren que en algún momento estuvo en una secundaria y forzada espín-órbita 1:4 de libración. Esta libración, como la resonancia con Dione, podría haber proporcionado a Encélado una fuente de calor adicional.
Las primeras imágenes de Encélado de la era espacial fueron obtenidas por las dos sondas Voyager. Voyager 1 pasó muy lejos, pero Voyager 2 pasó cerca y obtuvo imágenes de alta resolución en agosto de 1981, revelando la joven superficie de este satélite.
Tetis es el quinto satélite más grande, 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.
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.
Una característica física prominente de Tetis es un enorme valle llamado Ithaca Chasma, de 100 km de ancho y de 3 a 5 km de profundidad. Tiene una longitud de 2000 km, lo cual es aproximadamente 3/4 de la circunferencia de Tetis. Se piensa que Ithaca Chasma se formó cuando el agua líquida dentro de Tetis se solidificó, provocando la expansión de esta luna y la consiguiente fracturización de la superficie congelada.
Como los satélites más grandes de Saturno, Encélado rota sincrónicamente junto con su periodo orbital, dejando una cara siempre apuntando hacia Saturno. A diferencia de la Luna, Encélado no parece librar sobre su eje de rotación. Sin embargo, análisis de la forma de Encélado sugieren que en algún momento estuvo en una secundaria y forzada espín-órbita 1:4 de libración. Esta libración, como la resonancia con Dione, podría haber proporcionado a Encélado una fuente de calor adicional.
Las primeras imágenes de Encélado de la era espacial fueron obtenidas por las dos sondas Voyager. Voyager 1 pasó muy lejos, pero Voyager 2 pasó cerca y obtuvo imágenes de alta resolución en agosto de 1981, revelando la joven superficie de este satélite.
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.
Una característica física prominente de Tetis es un enorme valle llamado Ithaca Chasma, de 100 km de ancho y de 3 a 5 km de profundidad. Tiene una longitud de 2000 km, lo cual es aproximadamente 3/4 de la circunferencia de Tetis. Se piensa que Ithaca Chasma se formó cuando el agua líquida dentro de Tetis se solidificó, provocando la expansión de esta luna y la consiguiente fracturización de la superficie congelada.
Dione de 1128 km de diametro, descubierto en 1684 por Giovanni Cassini; el nombre proviene de la mitología griega. Los astrónomos de la época adoptaron la convención de nombrar a los satélites con números romanos, y Dione también se conoce como Saturno IV.Dione esta compuesto principalmente de agua congelada. Sin embargo, dado que Dione es la luna más densa de Saturno aparte de Titán, cuya densidad es mayor por compresión gravitacional, seguramente debe tener materiales más densos en su interior, como por ejemplo rocas de silicio.
Rea es un satélite del planeta Saturno. Con 1529 km de diámetro, aproximadamente la mitad que la Luna, es el segundo satélite más grande del planeta después de Titán, y seguido de cerca por Jápeto. El satélite ocupa la decimocuarta posición en cercanía al planeta, orbitando a una distancia de unos 527.000 km. Su órbita es casi circular y está ligeramente inclinada con respecto al ecuador de Saturno, y el satélite tarda unos 4,5 días terrestres en completarla.
Rea es una luna helada con una densidad de aproximadamente 1.24 g/cm³ Esta densidad indica que Rea probablemente tenga un núcleo rocoso que constituye un tercio de su masa, siendo el resto una combinación de agua-hielo.
La superficie de Rea está altamente craterizada, y presenta marcas lineales, brillantes y difusas; en un principio se pensó que estas líneas fueron producidas por material eyectado durante la formación de grandes cráteres, como el Tirawa, de 375 km de diámetro, pero después imágenes de alta resolución han mostrado que en realidad son sistemas de fallas similares a las existentes en Dione.
Hiperión es uno de los cuerpos celestes más fascinantes del Sistema Solar.Tiene un tamaño de 360.2 X 205.4 km. Este satélite ha sido visitado por dos sondas espaciales, la Voyager II y más recientemente la Cassini, revelando características asombrosas. Para empezar, tiene una forma extremadamente irregular, parecida a una patata, y su superficie parece la de una esponja, debido a los cráteres.
De hecho, la densidad de Hiperión es muy baja, por lo que con toda probabilidad todo el satélite tiene una estructura llena de huecos. Es uno de los cuerpos irregulares más grandes del Sistema Solar, y está compuesto de agua helada y una pequeña proporción de roca.
Pero lo más curioso de Hiperión es su órbita. Para empezar está en resonancia con la de Titán, otra luna de Saturno, en un complejo sistema en el que se aceleran y frenan para, al final, provocar que Titán de cuatro vueltas exactas a Saturno por cada tres de Hiperión. Debido a la fuerte interacción gravitoria que mantiene con Saturno y Titán, la órbita de Hiperión es caótica, es decir, aunque presente regularidad, realmente es del todo impredecible: puede cambiar de cualquier manera en cualquier momento.
Jápeto es uno de los satélites más raros del planeta Saturno; es el octavo más distante al planeta y el tercero en tamaño con 1492 Kms de diametro, 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.
La órbita de Jápeto es poco corriente. Por ejemplo, la distancia media a Saturno es mucho mayor que la de los otros satélites grandes. Otra característica notable aún no explicada es su inclinación orbital (15º), notablemente mayor que la 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; desde las demás, éstos se ven prácticamente de canto debido a su poca o nula inclinación orbital.
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 develado 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.
Febe, es el satélite irregular más grande de Saturno. Fue descubierto 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 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 está 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 °C de temperatura 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 las lunas pequeñas que órbitan alrededor de Saturno.
Febe está contenida dentro de un gran anillo según se ha descubierto mediante el telescopio Spitzer.
A continuación lista de casi todos los nombres de los satelites (Lunas) de Saturno.
Pan, Dafne, Atlas, Prometeo, Pandora, Epimeteo, Jano, Egeón, Mimas, Metone, Anthe, Palene,
Encélado, Tetis, Telesto, Calipso, Dione, Helena, Pollux, Rea, Titán, Hiperión, Jápeto, Kiviuq, Ijiraq,
Febe, Paaliaq, Skadi, Albiorix, S/2007 S 2, Bebhionn, Skoll, Erriapo,Tarqeq, S/2004 S 13, Greip, Hyrokkin, Siarnaq, Tarvos, Jarnsaxa, Narvi, Mundilfari, S/2006 S 1, S/2004 S 17,
Bergelmir, Suttungr, Hati, S/2004 S 12, Farbauti, Thrymr, Aegir, S/2007 S 3, Bestla, S/2004 S 7,
S/2006 S 3, Fenrir, Surtur, Kari, Ymir, Loge, Fornjot, S/2009 S 1.
NEPTUNO
Tritón se encuentra a 4.500 millones de kilómetros de la Tierra. Es uno de los astros más fríos del Sistema Solar (-235 °C). Descubierto por William Lassell el 10 de octubre de 1846,1 sólo 17 días después del propio descubrimiento del planeta. Con un diámetro de 2707 km, Tritón es el satélite más grande de Neptuno y el séptimo del Sistema Solar, además de ser la única luna de gran tamaño que posee una órbita retrógrada, es decir, una órbita cuya dirección es contraria a la rotación del planeta, algo excepcional en un cuerpo de semejante tamaño. A causa de esta órbita retrógrada y a su composición, similar a la de Plutón, se considera que Tritón fue capturado del Cinturón de Kuiper por la fuerza gravitacional de Neptuno.
Rea es una luna helada con una densidad de aproximadamente 1.24 g/cm³ Esta densidad indica que Rea probablemente tenga un núcleo rocoso que constituye un tercio de su masa, siendo el resto una combinación de agua-hielo.
La superficie de Rea está altamente craterizada, y presenta marcas lineales, brillantes y difusas; en un principio se pensó que estas líneas fueron producidas por material eyectado durante la formación de grandes cráteres, como el Tirawa, de 375 km de diámetro, pero después imágenes de alta resolución han mostrado que en realidad son sistemas de fallas similares a las existentes en Dione.
De hecho, la densidad de Hiperión es muy baja, por lo que con toda probabilidad todo el satélite tiene una estructura llena de huecos. Es uno de los cuerpos irregulares más grandes del Sistema Solar, y está compuesto de agua helada y una pequeña proporción de roca.
Pero lo más curioso de Hiperión es su órbita. Para empezar está en resonancia con la de Titán, otra luna de Saturno, en un complejo sistema en el que se aceleran y frenan para, al final, provocar que Titán de cuatro vueltas exactas a Saturno por cada tres de Hiperión. Debido a la fuerte interacción gravitoria que mantiene con Saturno y Titán, la órbita de Hiperión es caótica, es decir, aunque presente regularidad, realmente es del todo impredecible: puede cambiar de cualquier manera en cualquier momento.
Jápeto es uno de los satélites más raros del planeta Saturno; es el octavo más distante al planeta y el tercero en tamaño con 1492 Kms de diametro, 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.
La órbita de Jápeto es poco corriente. Por ejemplo, la distancia media a Saturno es mucho mayor que la de los otros satélites grandes. Otra característica notable aún no explicada es su inclinación orbital (15º), notablemente mayor que la 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; desde las demás, éstos se ven prácticamente de canto debido a su poca o nula inclinación orbital.
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 develado 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.
Orbita sobre Saturno en unos 18 meses 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 está 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 °C de temperatura 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 las lunas pequeñas que órbitan alrededor de Saturno.
Febe está contenida dentro de un gran anillo según se ha descubierto mediante el telescopio Spitzer.
A continuación lista de casi todos los nombres de los satelites (Lunas) de Saturno.
Pan, Dafne, Atlas, Prometeo, Pandora, Epimeteo, Jano, Egeón, Mimas, Metone, Anthe, Palene,
Encélado, Tetis, Telesto, Calipso, Dione, Helena, Pollux, Rea, Titán, Hiperión, Jápeto, Kiviuq, Ijiraq,
Febe, Paaliaq, Skadi, Albiorix, S/2007 S 2, Bebhionn, Skoll, Erriapo,Tarqeq, S/2004 S 13, Greip, Hyrokkin, Siarnaq, Tarvos, Jarnsaxa, Narvi, Mundilfari, S/2006 S 1, S/2004 S 17,
Bergelmir, Suttungr, Hati, S/2004 S 12, Farbauti, Thrymr, Aegir, S/2007 S 3, Bestla, S/2004 S 7,
S/2006 S 3, Fenrir, Surtur, Kari, Ymir, Loge, Fornjot, S/2009 S 1.
NEPTUNO
El planeta Neptuno tiene 14 satélites conocidos. El más grande es Tritón con mucha diferencia Sus 2707 km de diámetro son comparables pero inferiores al de nuestra Luna (3474 km). Proteo, el segundo satélite por tamaño, tan solo mide 420 km de diámetro medio y no fue descubierto hasta la visita de la sonda Voyager 2 en 1989. El tercero en volumen es Nereida (340 km), descubierto en 1949. Este satélite destaca por tener una órbita muy excéntrica.
El resto de satélites de Neptuno se pueden clasificar en dos grupos: los interiores y los exteriores. Los cinco satélites más interiores, descubiertos por la Voyager 2, poseen diámetros de entre 50 km y 250 km y se hallan a una distancia de menos de 50.000 km de Neptuno. Los cinco satélites más exteriores, descubiertos ya en el siglo XXI, tienen unos tamaños que oscilan entre los 30 km y los 70 km de diámetro y se sitúan a más de 10 millones de kilómetros de Neptuno. El más lejano, Neso, llega a alejarse hasta más de 50 millones de km, similar a la tercera parte de la distancia de la Tierra al Sol. Esto le supone ser el satélite más lejano que se haya conocido.
Todos los satélites de Neptuno tienen una forma irregular, salvo Tritón, que debido a las fuerzas hidrostáticas se solidificó formando una esfera.
El resto de satélites de Neptuno se pueden clasificar en dos grupos: los interiores y los exteriores. Los cinco satélites más interiores, descubiertos por la Voyager 2, poseen diámetros de entre 50 km y 250 km y se hallan a una distancia de menos de 50.000 km de Neptuno. Los cinco satélites más exteriores, descubiertos ya en el siglo XXI, tienen unos tamaños que oscilan entre los 30 km y los 70 km de diámetro y se sitúan a más de 10 millones de kilómetros de Neptuno. El más lejano, Neso, llega a alejarse hasta más de 50 millones de km, similar a la tercera parte de la distancia de la Tierra al Sol. Esto le supone ser el satélite más lejano que se haya conocido.
Todos los satélites de Neptuno tienen una forma irregular, salvo Tritón, que debido a las fuerzas hidrostáticas se solidificó formando una esfera.
Satélites de Neptuno
|
Radio (km)
|
Distancia (km)
|
Náyade
|
29
|
48,000
|
Thalassa
|
40
|
50,000
|
Despina
|
74
|
52.500
|
Galatea
|
79
|
62.000
|
Larisa
|
104x89
|
73.600
|
Proteo
|
200
|
117.600
|
Tritón
|
1,350
|
354,800
|
Nereida
|
170
|
5.513.400
|
Halímedes
|
31
|
15.686.000
|
Sao
|
22
|
22.500.000
|
Laomedeia
|
21
|
23.571.000
|
Psámate
|
14
|
46.645.000
|
Neso
S/2004 N 1 |
48.000.000
92.000 |
URANO
Urano tiene 27 satélites conocidos y todos tienen nombre definitivo. Los más importantes son del más grande al más pequeño: Titania, Oberón, Umbriel, Ariel y Miranda. Estas son las llamadas «lunas clásicas» y eran las únicas conocidas antes de la Era espacial. Ninguno de los satélites de Urano tiene atmósfera.
A diferencia de la mayoría de cuerpos del Sistema Solar, que toman sus nombres de la mitología greco-romana, los nombres de los satélites de Urano proceden de los personajes de las obras de William Shakespeare y Alexander Pope, especialmente de sus protagonistas femeninas.
Titania y Oberón son los dos satélites más grandes y los primeros que fueron descubiertos, en el año 1787 por William Herschel. Sus nombres son los de la reina y el rey de las hadas (respectivamente) en la obra El sueño de una noche de verano de Shakespeare. Son bastante similares en tamaño y albedo, presentando Titania una mayor actividad geológica.
Los siguientes son Umbriel y Ariel, descubiertos por William Lassell en 1851. Casi un siglo más tarde, en 1948, Gerard Kuiper descubrió Miranda.
A diferencia de la mayoría de cuerpos del Sistema Solar, que toman sus nombres de la mitología greco-romana, los nombres de los satélites de Urano proceden de los personajes de las obras de William Shakespeare y Alexander Pope, especialmente de sus protagonistas femeninas.
Titania y Oberón son los dos satélites más grandes y los primeros que fueron descubiertos, en el año 1787 por William Herschel. Sus nombres son los de la reina y el rey de las hadas (respectivamente) en la obra El sueño de una noche de verano de Shakespeare. Son bastante similares en tamaño y albedo, presentando Titania una mayor actividad geológica.
Los siguientes son Umbriel y Ariel, descubiertos por William Lassell en 1851. Casi un siglo más tarde, en 1948, Gerard Kuiper descubrió Miranda.
| Satélites de Urano | Radio (km) | Distancia (km) |
| Cordelia | 13 | 49,750 |
| Ofelia | 16 | 53,760 |
| Bianca | 22 | 59,160 |
| Crésida | 33 | 61,770 |
| Desdémona | 29 | 62,660 |
| Julieta | 42 | 64,360V |
| Porcia | 55 | 66,100 |
| Rosalinda | 27 | 69,930 |
| Belinda | 34 | 75,260 |
| Puck | 77 | 86,010 |
| Miranda | 235.8 | 129,780 |
| Ariel | 578.9 | 191,240 |
| Umbriel | 584.7 | 265,970 |
| Titania | 788.9 | 435,840 |
| Oberón | 761.4 | 582,600 |
Titania es la luna más grande de Urano, con 1.580 Km. de diámetro. Está cubierta por pequeños cráteres y rocas muy rugosas, con fallas que indican que las fuerzas internas han moldeado su superficie.Su órbita pasa a 436.000 Km. del centro de Urano. Da una vuelta al planeta cada 8 días y 17 horas.
Oberón, también designado como Urano V, es el más exterior de los satélites del planeta Urano. El segundo más grande y más masivo de los satélites de Urano y el noveno más masivo del Sistema Solar. Descubierto por William Herschel el 11 de enero de 1787.
Oberón está compuesto de partes aproximadamente iguales de hielo y roca que están probablemente diferenciados en un núcleo rocoso y un manto de hielo. Una capa de agua líquida puede que esté presente en el límite entre el núcleo y el manto. La superficie de Oberón, que es oscura y de color ligeramente rojizo, parece que ha sido modelada por el impacto de asteroides y cometas. Está cubierta por numerosos cráteres de impacto que alcanzan un diámetro de 210 km. Oberón posee un sistema de cañones y escarpes formados por la expansión de su interior en una fase temprana de su evolución. Este satélite se formó probablemente a partir del disco de acreción que rodeaba Urano justo después de la formación del planeta.Oberón orbita Urano a una distancia de aproximadamente 584000 km, siendo el más alejado del planeta de sus cinco principales satélites. La órbita de Oberón tiene una baja excentricidad e inclinación respecto del ecuador de Urano.1 Su periodo orbital es alrededor de 13,5 días coincidente con su periodo de rotación sobre su eje, es decir, una cara de Oberón siempre apunta a Urano, como en el caso de la Luna respecto de la Tierra, por efecto del acoplamiento de mareas.
Umbriel, también designado como Urano III, es el tercero en tamaño de los cinco satélites principales de Urano.
Es un cuerpo de forma esférica que mide 1169 km de diámetro, aproximadamente la misma medida que Ariel, otro de los satélites de Urano. A diferencia de los otros satélites de Urano, los cráteres de impacto de Umbriel son oscuros, haciendo que la superficie solo refleje un 16% de la luz incidente, siendo por tanto el satélite de Urano con menor albedo. 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.
Ariel es uno de los grandes satélites del planeta Urano. Descubierto en 1851, es el 4.º mayor por tamaño, con más de 1000 km de diámetro.La órbita es casi circular y de muy baja inclinación respecto al ecuador de Urano (0,260°). El radio de su órbita es de unos 190.000 km, por lo que es el satélite más próximo a Urano de los cuatro mayores satélites. Concretamente se encuentra a unos 165.000 km de su superficie.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.Su superficie, al igual que la de Oberón y Titania, tuvo que sufrir el impacto de cuerpos remanentes de la formación del Sistema Solar. Pero la historia geológica de Ariel debe ser más parecida a la de Titania pues 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 Ariel, borró casi totalmente los grandes cráteres. La diferencia con Titania reside en que la actividad geológica en Ariel fue más intensa y prolongada.
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.
Miranda, también designado como Urano I, es el menor de los cinco satélites principales del planeta Urano y último en ser descubierto, hasta el sobrevuelo de Urano por la sonda espacial Voyager 2. Descubierto por Gerard Kuiper el 16 de febrero de 1948.Miranda es un cuerpo cuasi-esférico de 472 km de diámetro. Todo parece indicar que el nacimiento del satélite fue extremadamente violento, debido a la extraordinaria orografía. La superficie de Miranda está formada en su mayoría por hielo, estando el interior posiblemente formado por rocas silicatadas y compuestos ricos en metano.La densidad débil de Miranda indica que contiene silicatos y compuestos orgánicos derivados el metano, todo rodeado de hielo de agua.
La superficie está atravesada por todas partes por fallas y cañones gigantescos, a veces 20 km de profundidad, con al alcanzar montañas 24 km de altitud y valles de 16 km de profundidad. Esta geografía caótica indica que Miranda conoció actividad geológica intensa. Esta actividad podría provenir de fuerzas de marea de Urano o bien Miranda posiblemente ha sido quebrada por un objeto macizo luego se habría reconstituido.
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