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 火星的卫星火星目前已知拥有2颗卫星，分别是火卫一与火卫二，都是火星从小行星带中捕获的天体。这2颗卫星都是在1877年由美国天文学家阿萨夫·霍尔所发现的，后来分别以希腊神话神祇福波斯及得摩斯，它们都是战神阿瑞斯之子。除了上述两颗卫星外，火星可能还有直径小于50-100米的卫星，以及一个位于火卫一与火卫二之间的行星环。但是，上述天体还没有被发现。 历史 美国天文学家阿萨夫·霍尔在1877年经过长期的研究后确认火卫一与火卫二的存在，虽然在这之前已经有天文学家猜测火星卫星的存在。 早期的推测 天文学家长久以来就推测过火星卫星是确实存在的，德国天文学家约翰内斯·开普勒甚至曾经成功预测火卫的数目，虽然根据的是错误的逻辑推论：他认为木星拥有4颗卫星，而地球则有1颗，所以火星应该有2颗卫星存在。 也许是受到开普勒的启发，乔纳森·斯威夫特的著名讽刺文学作品《格理弗游记》在第3章拉普达之旅中就提出火星拥有2颗卫星的想法，认为拉普达人已经发现2颗卫星环绕火星，距离3倍与5倍火星直径，公转周期为10及21.5个小时。实际上火卫一与火卫二距离火星为1.4倍与3.5倍火星直径，公转周期为7.6及30.3个小时，与小说所描述的并不会相差很多。法国文学家伏尔泰1750年创作的短篇故事《微型巨人》（Micromégas）描述火星人造访地球，并提到火星拥有2颗卫星，所以伏尔泰很可能受到斯威夫特的影响。在火星卫星被确认之后，2个位于火卫二的坑洞被命名为斯威夫特及伏尔泰。 发现 阿萨夫·霍尔分别在1877年8月12日协调世界时07:48及8月18日格林尼治标准时间09:14（这里使用1925年之前的天文惯例，分别相当于华盛顿标准时间8月11日14:40及8月17日16:06）发现火卫二与火卫一，当时他正在华盛顿特区美国海军天文台使用望远镜来搜寻火星卫星，因为他在8月10日曾经隐约观测到它们，不过受到坏天气的干扰。 在伊顿公学亨利·马当的建议下，火卫一与火卫二原本被拼成Phobus及Deimus，是根据古希腊叙事史诗《伊里亚德》第15章而来的。 用于发现的望远镜是位于吉博特姆的一支口径为26英寸（66厘米）的折射望远镜。于1893年，折射望远镜的镜头获重新安装，被放在一个新的圆屋下，并一直被天文学家所使用，直到21世纪。 近来的探测活动 天文学家已经借由许多探测器研究过这2颗火星卫星。斯格特·谢柏德（Scott S. Sheppard）及大卫·朱维特（David C. Jewitt）在最近对于这些不规则卫星的希尔球进行研究。这次研究范围几乎涵盖希尔球全部的地区，不过火星散发出的零散光芒则影响火卫一及火卫二所在区域的一部分。目前天文学家并未发现任何视星等达到23.5等的新卫星，它的在反射率0.07的情况下半径为0.09公里。 特性 火星的卫星是太阳系中最小的卫星之一。火卫一稍大于火卫二，并且仅在火星地表的6,000公里（3,700英里）上空公转。至今还没有任何卫星的轨道比火卫一要接近行星的地表。 如果观测者站在靠近火星赤道的地表上观测夜空，他将会看见火卫一的盘面可以达到满月时的3分之1。它角直径在升起时为8'，而在天顶时可以达到12'。如果观测者距离赤道越远，火卫一将会逐渐缩小，从火星的冰帽极地是无法看见它的，因为它终年位于地平线下方。而火卫二看起来更像是一颗行星或明亮的恒星，只比地球上看见的金星稍微大一点而已，角直径约2'。而太阳在火星夜空的角直径为21'。虽然火星上不会出现日全食，因为卫星太小而且距离过远无法完全遮掩太阳。不过火卫一的月全食则是相当频繁，几乎每天晚上都会发生。 火卫一及火卫二的运动与月球的运动非常不同。移动快速的火卫一从西方升起，东方落下，并且在11个小时后再度上升。而刚好位于同步轨道外侧的火卫二，则会以非常缓慢的速度从东边升起。虽然火卫二的公转周期超过30小时，但是它仍然会花费2.7天的时间才在西边落下。 火卫一及火卫二都遭到潮汐锁定，所以它们总是以同一个面朝着火星。因为火卫一移动的速度大于火星的自转速度，所以它们之间的潮汐力正逐渐稳定地缩小公转轨道，每100年将火卫一拉近火星1.8米。这意味着火卫一将会在50万年内越过洛希极限，遭到潮汐力的撕裂。几个火星表面的环形坑洞显示过去可能曾经有其他小型卫星已经经历这样的过程，并导致火星表面的风貌完全改观。而火卫二的距离够远，所以它与火星之间的距离逐渐缓慢的增加，与月球一样。 火星环 火星的两个卫星一直被认为可能产生一个环绕火星的环系统，由卫星受小陨星撞击后飞溅的细小岩屑组成，稀薄黯淡不易观察。经模拟显示两卫星会各产生一个环，这环并非平面，而是呈环体（toroid），且形状会受太阳风影响而变形。1989年火卫一2号横越火卫一轨道时、观测到等离子与磁场异常的“火卫一事件”（Phobos events）常被拿来探究环的存在与否。 卫星的来源 关于火星卫星的来源，至今仍然存在争议。火卫一和火卫二的很多特质均与碳质C-型小行星相似，这些特质包括它们的电磁波谱、反照率和密度。基于它们的相似性，其中一种说法指出火星两个卫星均来自主小行星带。这两颗卫星均拥有近圆形的轨道，几乎等于火星的天球赤道，并因此需要透过潮汐环化才能让原本并不圆的轨道变得那么圆。潮汐环化是透过大气阻力和潮汐力才能进行的，但现在仍然不清楚火卫二成为火星卫星的时间是不是足以让潮汐环化将其轨道变圆。另外，捕获卫星也需要耗散一定的能量，而当前火星的大气太薄，薄到不足以透过大气阻力捕捉火卫一大小的天体。为此，杰弗里·兰迪斯指出，火卫一和火卫二可能是双小行星系统，所以火星能够捕获它们。 火卫一可能是太阳系第二代形成的卫星，因为它是在火星形成后才成为火星的卫星，而非伴随着火星形成。 另一种说法则指出火星本身有很多火卫一和火卫二大小的天体，而这些天体可能是火星与微行星撞击后产生的。火卫一内部的孔隙率很高（根据火卫一的密度：1.88 g/cm3，火卫一内部可能有约25%至35%体积是空洞的），与小行星的特质不一致。天文学家透过热红外观察火卫一，发现其成分主要为在火星上常见的层状硅酸盐。火卫一的光谱也与所有类别的球粒陨石相异，显示火卫一并非小行星。此说法与解释月球成因的大碰撞说一致。 数据  木星的卫星木星拥有69颗已确认的天然卫星，是太阳系内拥有最大卫星系统的行星。当中最大的4颗，统称伽利略卫星，由伽利略于1610年发现，这是首次（除了月球）发现不是围绕太阳的天体。19世纪末起，越来越多更小型的木星卫星被发现，并命名为罗马神话中的诸神之王朱庇特（或同等的宙斯）的各位情人、倾慕者和女儿。 木星的卫星之中有8颗属于规则卫星，它们沿几乎呈正圆的顺行轨道公转，轨道相对木星的赤道面倾斜度近乎零。4颗伽利略卫星的质量最大，足以形成近球体形状。其余4颗规则卫星的体积则小得多，轨道更接近木星，是木星环尘埃的主要来源。剩余的卫星都属于不规则卫星，它们分别有顺行和逆行轨道，距离木星较远，轨道倾角和离心率都非常高。这类卫星都很可能曾经围绕太阳公转，之后被木星所捕获的天体。自2003年以来，共有17颗已发现但未命名的不规则卫星。 特性 木星卫星的物理和轨道特性差异颇大。四颗伽利略卫星直径超过3000公里，而木卫三甚至是太阳系中除了太阳和八大行星以外最大的天体。其余卫星直径都低于250公里，最小的只仅仅超过5公里。就算是伽利略卫星中最小的木卫二，也足足有其他卫星（不包括伽利略卫星）加起来的5000倍。轨道形状的变化也极大：从近正圆到高离心率不等。另外，有的轨道方向和木星的自转方向相反（逆行）。公转周期也介乎7个小时（比木星自转周期还短）到长达3年左右。 形成和发展 人们认为木星的规则卫星形成于环行星盘——类似于原行星盘的气体及固体碎片环。这些物质可能是一颗在木星历史早期形成的、质量与伽利略卫星相约的卫星的残余物。 模拟显示，环行星盘在任何时候都有着相对低的质量，每隔一段时间，从太阳星云捕捉来的木星质量的一小部分就会经过环行星盘。然而，现有的卫星只需要木星质量百分之二的环行星盘质量便可解释。这表示在木星的早期历史中，可能经过了几代与伽利略卫星质量相约的卫星。每一代卫星都因为环行星盘的阻力而渐渐堕入木星，而从捕捉来的太阳星云碎片则再形成新一代的卫星。当今天这一代（可能为第五代）形成的时候，环行星盘已经稀薄到不能对卫星的轨道造成很大的影响。现在的伽利略卫星仍然受到影响，并正在靠近木星。只有木卫一、木卫二和木卫三受到轨道共振的保护。而木卫三较大的质量表示它会比木卫一和木卫二更快靠近木星。 人们认为，外圈的不规则卫星是被捕获的路过的小行星。那时原卫星环的质量仍然足够吸收小行星的动力并使其进入轨道。当中许多被突然的减速撕裂，有的之后被其他卫星撞散，从而形成今天我们见到的各个族群。 发现 第一个声称观测到木星卫星的人是中国天文学家甘德于公元前364年。但两千年之后1609年由伽利略·伽利莱作出的发现才是被世界公认肯定的。1610年三月，他以一具30倍放大率望远镜观测到了四颗大型伽利略卫星：木卫三、木卫四、木卫一和木卫二。直到1892年爱德华·爱默生·巴纳德才发现木卫五。旅行者号于1979年到达木星的时候，已经有13颗卫星被发现。木卫十八于1975年发现，但由于缺乏观测数据而丢失了，直到2000年才寻回。1979年，发现者号任务发现了3颗新的内圈卫星：木卫十六、木卫十五和木卫十四。 之后二十年都没有新发现的卫星，但1999年十月和2003年二月期间，研究者们使用敏感的地面感应器发现了32颗。它们都是小型卫星，大多有着长、高离心率、逆行的轨道，直径平均为3 km（1.9 mi），其最大者也只有9 km（5.6 mi）。相信这些卫星都是捕捉来的小行星或彗星，并有可能是某星体的碎片。可是我们真正对他们的认识还是很少。其后人们又发现了14颗卫星，但还未被确认。观测到的木星卫星数目达到63颗。截至2008年，这个数目在太阳系各行星中居冠，然而额外可能存在着小卫星。 命名 木星的伽利略卫星在1610年发现后不久便由西门·马里乌斯命名为艾奥（木卫一）、欧罗巴（木卫二）、盖尼米德（木卫三）和卡里斯托（木卫四）。20世纪之前，这些名称并不受欢迎，取而代之的为“木卫一”、“木卫二”，或“木星的第一颗卫星”等诸如此类的称号。这些名称要到20世纪才被广泛使用，而其余新发现的卫星则仍待命名，并称以其罗马数字编号V（5）至XII（12）。1892年发现的木卫五，被法国天文学家佛林马利安首度称为阿曼尔提亚，非官方，但很流行。 直到1970年代，天文文学都直接使用卫星的罗马数字编号。1975年，国际天文联合会（IAU）为木卫五至十三起名，并为日后发现的卫星提供正式的命名程序。规则是：新发现卫星的名称须为神祇朱庇特（宙斯）的爱人和喜欢的人。而自2004年，命名规则扩大到以上人物的后代。木卫三十四之后的卫星都以朱庇特或宙斯的女儿命名。 有些小行星和木星卫星有相同的名称：小行星9、小行星38、小行星52、小行星85、小行星113和小行星239。国际天文联合会将两颗小行星（小行星1036和小行星204）永久改名以避免冲突。 卫星群 规则卫星 分作两群： 内圈卫星群或阿曼尔提亚卫星群：非常接近木星，包括木卫十六、木卫十五、木卫五和木卫十四。前两者轨道公转周期短于一个木星日，而后两者分别为木星系中第五和第七大的卫星。观测显示，至少其最大成员木卫五，并不是在现有的轨道上形成的，而是在更远的轨道上形成，或是被吸引过来的太阳系天体。这些卫星连同一些未发现的内圈小卫星维持着木星暗淡的环系统。木卫十六和木卫十五维持其主环，而木卫五和木卫十四维持稍暗的外环。 主卫星群或伽利略卫星：四颗大型卫星：木卫三、木卫四、木卫一和木卫二。它们的半径比起任何矮行星都要长，而且论质量是太阳系中除太阳和八大行星之外最大的天体。木卫一至四分别为太阳系中第4、第6、第1和第3大的天然卫星。他们占木星卫星总质量的99.999%。木星的质量大约是伽利略卫星的5000倍。伽利略卫星连同木星内圈卫星群有着1:2:4的轨道共振。模型显示它们源自木星形成之后低密度的气体及尘埃盘中的慢速吸积，如木卫四的形成便经过了1千万年。 不规则卫星 木星的不规则卫星基本上是较小的天体，并拥有较远、倾角较大的的轨道。它们聚集成群，各群内的卫星均有相似的物理数据（半长轴、轨道倾角和离心率）和成分。相信有一部分是较大的小天体被木星吸引过来的小行星撞击碎裂形成的。这些卫星群以其最大成员命名。它们的鉴别并不明确，以下列出较典型的卫星群： 顺行卫星： 木卫十八是不规则卫星中最靠近木星的一颗，并不属于任何一个已知卫星群。 希玛利亚群的半长轴跨越1.4 亿米，轨道倾角跨越1.6°（27.5 ± 0.8°），离心率介乎0.11至0.25。有人提出它们是小行星带天体碎裂的残骸。 木卫四十六是顺行卫星中最远离木星的一颗，并不属于任何一个已知卫星群。 逆行卫星： S/2003 J 12是逆行卫星中最靠近木星的一颗，并不属于任何一个已知卫星群。 加尔尼群的半长轴只跨越1.2亿米，轨道倾角跨越1.6°（165.7 ± 0.8°），离心率介乎0.23至0.27。其成员的颜色十分一致（浅红），相信源自D-型小行星，可能是一颗木星的特洛依卫星。 阿南刻群范围较广，半长轴跨越2.4亿米，轨道倾角跨越8.1°（145.7°至154.8°），离心率介乎0.02至0.28。大部分成员呈灰色，相信是被捕获的小行星的碎片。 帕西法尔群分布较散，半长轴跨越超过1.3亿米，轨道倾角为144.5°至158.3°，离心率介乎0.25和0.43。其成员的颜色也有明显的差异（从红到灰），很可能是多重撞击的结果。木卫九常被归于此类，呈红色，若考虑它较突出的轨道倾角，它可能是独立被引力捕获的。木卫八和木卫九位于与木星的长期共振区域内。 S/2003 J 2是最外围的木星卫星，并不属于任何已知的卫星群。 土星的卫星土星拥有62颗已确定轨道的天然卫星，其中52颗已被命名，大部分体积都很小。另外还有几百颗已知的“小卫星”，位于土星环内。有7颗卫星的质量足够大，其重力使其坍缩成近球体形状（因此若它们是直接环绕太阳公转，则会被归为矮行星）。土星不但拥有复杂的环系统，其卫星系统也是太阳系中最多种多样的。特别值得一提的有土卫六，它是太阳系第二大卫星，而且有着类似于地球的大气层、液态碳氢化合物的湖泊、河流和降雨；另有土卫二，它的南极地区底下很可能有液态水存在。 土星卫星之中有23颗为“规则卫星”，它们顺行的轨道和土星赤道平面的倾斜度并不高。当中有7颗大卫星、4颗与较大卫星共有轨道的特洛依卫星和一对共轨卫星。最后，两颗卫星的轨道是在土星环缝中。这些规则卫星都以泰坦巨人族或其他与农神萨图尔努斯相关的神祇之名来命名。 其余的38颗较小卫星均为“不规则卫星”，它们的轨道距离土星更远，轨道倾角更高，包括顺行及逆行卫星。它们很可能是引力捕捉来的微型行星，或是微型行星分裂后的残余物，形成各个撞击卫星群。这些不规则卫星根据轨道特性分为：因纽特卫星群、诺尔斯卫星群、高卢卫星群，其名称选自相关神话。 土星环由冰体组成，体积从显微镜程度到几百米不等，各自有着自己围绕土星的轨道。土星并没有一个确切的卫星数目，因为在组成环系统的小物体和被标志为卫星的大物体之间并没有明确的界限标准。根据量度对邻近物质的干扰，至少有150颗位于环以内的“小卫星”被发现，但人们相信这只是总数的一小部分。 一颗确认的卫星会被国际天文联会赋予一个永久命名，包括一个名称和一个罗马数字。1900年之前发现的9颗卫星（土卫九是唯一一颗不规则卫星）以其距离土星的距离编号，而其余的以其得到永久命名的顺序编号。 特性 土星的卫星系统有一边倒的情况：土卫六占绕土星物质总质量的百分之96。6颗近球体卫星占百分之4，其余54颗加土星环只占百分之0.01。 许多土星卫星，如土卫十八及土卫三十五，轨道位于土星环系统内，公转周期仅比土星自转周期略长一点。然而一些最远的不规则卫星，特别是诺尔斯卫星群，轨道半径数百万英里，公转周期长达几年。诺尔斯群卫星的轨道甚至几乎垂直于土星的赤道。高卢卫星群和因纽特卫星群的轨道倾角为30至50度不等。最靠近土星的卫星和多数规则卫星的轨道倾角则只有不到一度至约1.5度。土卫八例外，其轨道倾角为7.57度。 发现 天文摄影术出现之前，8颗土星卫星纯粹由直接天文望远镜观测发现。最大的卫星土卫六，由克里斯蒂安·惠更斯于1655年发现。土卫三、土卫四、土卫五和土卫八（路易之星）在1671年至1684年间由乔凡尼·多美尼科·卡西尼发现。威廉·赫歇尔于1789年发现了土卫一和土卫二。土卫七于1848年由威廉·邦德、乔治·邦德和威廉·拉塞尔发现。 长时间曝光底片的使用使更多的卫星被发现。土卫九于1966年由威廉·亨利·皮克林首次用这种方法发现。同年，土卫十和土卫十一被观测到，但未被确认，也没人发现其实是一对共轨卫星。 太空船的发现 自从使用了无人太空探测器，人们对外行星的研究发生了巨大的根本性变化。航海家号于1980年到达土星，发现了7颗新卫星，使总数达到17颗。土卫十一被肯定和土卫十是两颗不同的卫星。1990年，土卫十八在航海家号的存档照片中被发现。 卡西尼-惠更斯号于2004年夏到达土星，发现了在土星系内圈的3颗小卫星（土卫三十三、土卫三十四、土卫三十五）和位于F环内的3颗未确认的卫星。2004年11月16日，卡西尼号科学家公布了土星环的结构，表示环内存在更多的卫星，但只有土卫三十五被证实观测到（2005年5月6日确认）。2007年7月18日，土卫四十九的发现被公布。2008年3月6日，相关人员公布卡西尼号观测到土卫五旁土星磁圈中高能电子的削减，可能是土卫五拥有一个稀疏环系统的证据。2009年3月3日，G环内的一颗小卫星Aegaeon被公布。 地面的发现 对土星卫星的研究也随着望远镜的进步而越来越方便。整个20世纪，土卫九是唯一一颗已知的不规则卫星。2000年起，人们使用地面天文望远镜发现了30多颗卫星。2000年末开始的一项全面研究发现了13颗新卫星(—包括2003年发现的土卫三十一)，它们绕土星的轨道十分遥远，显示它们是土星引力捕获的较大物体的碎片。2005年5月3日，毛纳基山天文台的天文学家们公布了12颗小型外圈卫星。2006年6月30日，天文学家们公布了他们使用昴星团望远镜发现的9颗小型外圈卫星。2007年4月13日，土卫五十二被公布。2007年5月1日，S/2007 S 2和S/2007 S 3被公布。 命名备注 有些小行星和土星的卫星有着相同的名称：小行星55（Pandora）、小行星106（Dione）、小行星577（Rhea）、小行星1809（Prometheus）、小行星1810（Epimetheus）和小行星4450（Pan）。 卫星群 界限可能很含糊，土星的卫星被分作10群。 内轨光环和小型规则卫星 A环及F环小卫星 2006年，4颗“小卫星”在卡西尼号拍摄的照片中被找到。两颗较大的卫星在之前已被发现，位于A环内：土卫十三和土卫三十五。它们足够大，能清除土星环的物质，形成环缝。对比之下，“小卫星”只能够清除极为接近的部分物质，形成不完全的环缝。这条尾随小卫星的痕迹形似飞机螺旋桨，横跨约只有10公里。这些小卫星体积很小，直径40至500米不等，以致不能被直接观测得到。2007年，150颗小卫星被发现，显示小卫星的轨道是受限于3条细带上（各宽1000米，不到土星环宽度的百分之一），全位于A环内，距离土星中心约130,000公里，免受强密度波的干扰，除了两颗在恩克环缝外的小卫星之外。（然而，其他不受密度波干扰的A环区域却明显不存在小卫星。）这显示它们是大物体碎裂后的碎片。经估计，A环拥有几千个类似的碎片。 相信F环有类似的小卫星。有可能邻近卫星土卫十六造成了这些小卫星和F环核心的撞击，并因此形成“喷射”出的物质。F环小卫星中最大的一颗可能是待确认的S/2004 S 6。 F 环还包含瞬态的扇形，被认为是直径大约1 公里，轨道接近 F 环核心，更小的小卫星所导致的。 牧羊人卫星 牧羊人卫星是行星环以外或以内公转的卫星。它们有为环塑形的作用：修齐边缘，并制造出环缝。土星的牧羊人卫星有：土卫十八、土卫三十五、土卫十五、土卫十六、土卫十七、土卫五十三和未确认的S/2004 S 4、S/2004 S 6和S/2004 S 3。 共轨卫星 土卫十和土卫十一是一对共轨卫星。它们体积相当，轨道直径相差只有几公里。若两者企图掠过对方，其接近程度足以使两者相撞。然而，它们并没有相撞，而是因引力而每四年一次交换轨道。 土卫五十三及G环 大卫星区域 土星系大卫星未能彻底清除轨道区域，这是太阳系各个卫星系中唯一的：E环弥散在大卫星区域内， 阿尔库俄尼得斯卫星群和土卫七穿行其间，两对特洛依卫星与大卫星共轨，等等。其它卫星系总是大卫星独占中段轨道，规则小卫星和光环在内圈，不规则小卫星在外围，彻底分开。 内部大卫星及阿尔库俄尼得斯卫星群 最靠近土星的大卫星的轨道位于E环以内。它们包括： E环 土卫一：赫歇尔陨石坑是其直径的三分之一，做出“死星”般的外形。土卫一有着显著的椭球形，南北直径较赤道直径短，这是由于土星的引力效应。它是内部大卫星中最轻的一颗，但其引力已足以偏离土卫三十二的轨道。土卫一并没有已知的地质活动。 阿尔库俄尼得斯卫星群：这三颗卫星运行于土卫一和土卫二之间：土卫三十二、土卫四十九和土卫三十三。它们是土星系中最小的卫星之一。土卫三十二和土卫四十九都拥有很暗淡的光弧。土卫三十三的轨道里也发现了一个很暗的环。 土卫二是土星内圈卫星中地质活动最激烈的一颗。其南极充满了一条条的裂痕，称为“虎斑”，部分虎斑射出物质，填充E环。它是如今还有地质活动的太阳系天体中最小的一颗，并在南极地区表面下可能存在着液态水。 土卫三是内圈卫星中第三大的。其最突出的地形便是一个名为奥地修斯的大陨石坑，和一个名为伊萨卡的大型峡谷系统。土卫三现在无任何地质活动。 土卫四是内圈卫星中第二大的。其密度比最大的内圈卫星土卫五要高。土卫四表面覆盖着一条条亮裂痕。它可能有地质活动，但其规模会比土卫二上的冰冻火山要小得多。 特洛依卫星：特洛依卫星是土星系特有的。它们在大许多的天体的拉格朗日点上运行，如一颗大卫星或行星。土卫三有两颗特洛依卫星：土卫十三和土卫十四；土卫四也有两颗：土卫十二、土卫三十四。土卫十二是已知最大的特洛依卫星，而土卫三十四有着最不规则的轨道。 土卫五是土星内圈卫星中最大的。虽然它并没有已知的地质活动，但是它很可能有着一个昏暗的环系统。卡西尼号于2005年掠过的时候，曾在土卫五的希尔球旁探测到电子削减，这可能是因为那里存在着灰尘大小的物质颗粒。土卫五的环系统几乎不可观测，但其密度已足够偏离受土星磁场影响的电子。若此，它将是太阳系中唯一一颗已知拥有环系统的卫星。土卫五的表面布满了撞击坑，还有几条大型土卫四型裂痕，和赤道上可能由稀薄的环造成的暗线。它拥有一个与大的陨石坑，比周边地区要光亮，并可能是土星内圈卫星中观测到的最年轻的陨石坑。 外圈大卫星 以下卫星运行于E环以外： 土卫六：直径5150公里，是太阳系中第二大的卫星。太阳系所有大型卫星之中，它是唯一一颗拥有稠密大气层的。它也是唯一在表面有大量液体的卫星，其甲烷以液态方式存于北极和南极地区的湖内。土卫六也可能有弱磁场。像木卫二和木卫三般，它也相信存在着地底甲烷和水混合的海洋。土卫六的异步轨道（不是时时刻刻以同一面向着主星）可以解释其地底海洋。 土卫七是土卫六最邻近的卫星。它小于土卫一，是已知最大的非球体天体之一。土卫七有着怪异的像海绵和褐色表面。它也是唯一有不规则自转的卫星，这表示它没有固定的极点或赤道。 土卫八是土星卫星中第三大的。它是距离土星较远、轨道倾角最高的大卫星，轨道半径为3,561,300公里，倾角7.5度。土卫八一直以其“阴阳脸”闻名，其前导半球乌黑，后随半球几乎白如冰雪。近30年人们才发现，一个名“赤道脊”的大型山脉正落于较黑区域内，几乎跨越整条赤道。有别于其他大卫星，土卫八运行于土星的磁场外，因此暴露在太阳风中。尽管2007年9月卡西尼号与其距离极近，但其阴阳脸的成因仍然成迷。卡西尼号不被允许在春秋分或冬夏至任务时接近土卫八。 外轨不规则卫星 不规则卫星是经行星引力捕获的小卫星，拥有大半径、高倾角的轨道，有些逆行公转。它们常被归于撞击群内。目前土星最大的不规则卫星是土卫九，它的数据也是当中最详尽的。 因纽特卫星群 因纽特卫星群包括5颗顺行外圈卫星，有着接近的轨道半径和倾角，能被归为一群。成员为：土卫二十二、土卫二十四、土卫二十、土卫二十九和土卫五十二。 诺尔斯卫星群 诺尔斯卫星群包括29颗逆行外圈卫星，与土星距离相当，可被归为一群。成员为：土卫三十六、土卫三十八、土卫三十九、土卫四十、土卫四十一、土卫四十二、土卫五十一、土卫四十三、土卫四十四、土卫五十、土卫四十五、土卫四十六、土卫二十五、土卫三十一、土卫九、土卫二十七、土卫四十七、土卫四十八、土卫二十三、土卫三十、土卫十九、S/2004 S 7、S/2004 S 12、S/2004 S 13, S/2004 S 17、S/2006 S 1、S/2006 S 3、S/2007 S 2和S/2007 S 3。 高卢卫星群 高卢卫星群包括4颗顺行外圈卫星，轨道半径和倾角接近，能被归为一群。成员为：土卫二十六、土卫三十七、土卫二十八和土卫二十一。 未确认卫星 以下天体（由卡西尼号观测到）仍未被正式确认。人们还不清楚它们究竟是真的卫星还是F环中的大块聚集成堆的物质。 顺序 名称 直径（公里） 半长轴（公里） 公转周期（日） 位置 发现年份 * S/2004 S 6 ≈ 3-5 140 130 +0.618 01 F环附近的不确定物体 2004 * S/2004 S 3/S 4 ≈ 3−5 ≈140 300 ≈+0.619 F环附近的不确定物体 2004 理论卫星 以下两颗卫星由两位天文学家分别声称发现，但之后从未被观测到。两者都被称运行于土卫六和土卫七之间，因此有可能它们是同一个物体，而更可能的是，两者根本事实并不存在。 Chiron据称于1861年由赫尔曼·迈尔·萨洛蒙·戈尔德施密特观测到，但无人再次找到这颗卫星。 Themis据称于1905年由威廉·亨利·皮克林观测到，但无人再次找到这颗卫星。直到1960年代，此星仍被列入众多年鉴和天文学书籍中。 天王星的卫星天王星是太阳系的第7颗行星，截至2014年7月，人类一共发现27颗天王星的卫星，所有卫星均以威廉·莎士比亚或亚历山大·蒲柏著作中的角色命名。威廉·赫歇尔于1787年发现了天卫三和天卫四两颗卫星，另外3颗近球体卫星中的天卫一和天卫二是于1851年由威廉·拉塞尔发现，天卫五则是在1948年由杰拉德·柯伊伯发现。这5颗卫星都拥有行星质量，一旦脱离天王星轨道，直接围绕太阳运行，就可以归类成矮行星。其它22颗卫星都是在1985年以后发现的，部分来自旅行者2号的发现，还有部分是先进地面望远镜的功劳。 天王星的卫星可以分成三类：13个内卫星，5颗主群卫星和9颗不规则卫星。内卫星是暗黑色的小天体，与天王星环的性质和源起相同。5颗主群卫星的质量都大到足以实现流体静力平衡，其中4颗卫星的地表有迹象显示内部有驱动形成峡谷和火山喷发等的地质活动。5颗主群卫星中最大的是天卫三，其直径有1578公里，是太阳系的第8大卫星，质量相当于月球的5%。天王星的不规则卫星大部分都以逆行轨道运行，轨道的离心率和倾角都很高，距离天王星很远。 发现 发现天王星6年后，威廉·赫歇尔爵士于1787年1月11日发现了天卫三和天卫四，这也是人类最早发现的天王星卫星。之后，赫歇尔认为自己已经发现了多达6颗卫星，还有可能发现了一个行星环。在近50年的时间里，只有他的仪器能够观测到这些卫星。到了19世纪40年代，观测仪器的改进以及天王星在天空中更佳的观测位置使得人类得以偶尔发现除天卫三和天卫四外其它天王星卫星的踪影。1851年，威廉·拉塞尔发现了天卫一和天卫二。在相当长的一段时间里，天王星卫星的罗马数字编号方案都没能稳定下来，赫歇尔把天卫三和天卫四分别以罗马数字II和IV编号，而拉塞尔则将这两颗卫星分别编号为I和II，人们在究竟采用谁的方案上犹豫不决。一直到天卫一和天卫二的存在确定，拉塞尔将4颗卫星根据与天王星的距离从近到远按I到IV编号，这个问题才得到了解决。1852年，赫歇尔爵士的儿子约翰·赫歇尔为当时已知的这4颗卫星起了名。 之后近一个世纪的时间里，人类都没能发现天王星拥有其它卫星。1948年，杰拉德·柯伊伯在麦克唐纳天文台发现了天卫五，这也是五大主群卫星中发现时间最晚、并且质量最小的一颗。数十年后，旅行者2号太空探测器于1986年1月从天王星侧面飞过，发现了另外10颗内卫星。此外还有一颗天卫二十五则要到1999年人类重新对旅行者2号拍摄的老照片进行研究后才被发现。 天王星在很长一段时间里都是最后一颗没有任何已知不规则卫星的气体巨行星，这种情况一直持续到1997年，人类用地面望远镜发现9颗距离遥远的不规则卫星时止。2003年，人类通过哈勃空间望远镜发现了另外两颗内卫星，分别是天卫二十七和天卫二十六。天卫二十三是截至2012年人类发现的最后一颗天王星卫星，其详细信息于2003年10月公布。 不存在的卫星 1787年发现天卫三和天卫四后，赫歇尔认为自己又发现了另外4颗卫星，其中1790年1月18日和2月9日各发现一颗，1794年2月28日和3月26日各发现一颗。人们由此在之后几十年的时间里普遍认为天王星拥有6颗卫星组成的卫星系统，但之后发现的这4颗卫星始终未能得到其他天文学家的确认。拉塞尔于1851年发现了天卫一和天卫二，但这仍然无法证实赫歇尔的发现，因为天卫一和天卫二的轨道特性与赫歇尔记录的4颗卫星都存在差异，并且赫歇尔当年如果能在天卫三和天卫四旁边发现其他任何卫星的话，他也一定会发现天卫一和天卫二。赫歇尔声称发现的4颗卫星的轨道周期分别是5.89天（在天卫三以内）、10.96天（位于天卫三和天卫四之间）、38.08天和107.69天（处在天卫四以外）。由此天文学界达成共识，赫歇尔之后声称发现的4颗卫星并不存在，估计他是把天王星附近光芒黯淡的恒星误以为是卫星，因此发现天卫一和天卫二就属于拉塞尔的功劳。 命名 1851年，已经发现的天王星卫星达到4颗，这4颗均在1852年获得命名。作为天王星发现者的儿子，约翰·赫歇尔获得了为这些卫星命名的荣誉。约翰并没有像其他行星的命名方式那样采用希腊神话中的名称，而是选择了英语文学里的魔法角色：天卫三的名字“Titania”和天卫四的名字“Oberon”都是来自威廉·莎士比亚喜剧《仲夏夜之梦》中的仙女，天卫一的“Ariel”和天卫二的“Umbriel”则源于亚历山大·蒲柏的《夺发记》（The Rape of the Lock），并且“Ariel”还是莎士比亚剧作《暴风雨》中的精灵。用这些精灵来命名可能是出于对天王星（Uranus）作为天空和空气之神的考量，其周围理应有天上精灵和仙女的守护。 之后发现的卫星没有继续按天空中的精灵这一趋势来命名，只有天卫十五（Puck）和天卫二十六（Mab）例外。1949年，第5颗卫星天卫五是由发现人杰拉德·柯伊伯命名，他选择的是《暴风雨》中的凡人角色“米兰达”（Miranda）。目前，国际天文联会在给天王星卫星命名时的实际做法是选择莎士比亚戏剧和《夺发记》中的人名。起初，所有外圈卫星的名字都是源于《暴风雨》，一直到为天卫二十三命名时止，其名称“玛格丽特”（Margaret）源于《无事生非》。 《夺发记》（亚历山大·蒲柏）： 天卫一（Ariel）、天卫二（Umbriel）、天卫十四（Belinda） 威廉·莎士比亚戏剧： 《仲夏夜之梦》：天卫三（Titania）、天卫四（Oberon）、天卫十五（Puck） 《暴风雨》：天卫一（Ariel）、天卫五（Miranda）、天卫十六（Caliban）、天卫十七（Sycorax）、天卫十八（Prospero）、天卫十九（Setebos）、天卫二十（Stephano）、天卫二十一（Trinculo）、天卫二十二（Francisco）、天卫二十四（Ferdinand） 《李尔王》：天卫六（Cordelia） 《哈姆雷特》：天卫七（Ophelia） 《驯悍记》：天卫八（Bianca） 《特洛伊罗斯与克瑞西达》：天卫九（Cressida） 《奥赛罗》：天卫十（Desdemona） 《罗密欧与朱丽叶》：天卫十一（Juliet）、天卫二十六（Mab） 《威尼斯商人》：天卫十二（Portia） 《皆大欢喜》：天卫十三（Rosalind） 《无事生非》：天卫二十三（Margaret） 《冬天的故事》：天卫二十五（Perdita） 《雅典的泰门》：天卫二十七（Cupid） 有一些小行星的名称和天王星的卫星相同：小行星171（Ophelia）、歌女星（Bianca）、小行星593（Titania）、小行星666（Desdemona）、丘比特（Cupido）和小行星2758（Cordelia）。 特征和卫星群 天王星的卫星系统在所有气体巨行星中是质量最小的一个，5颗最大卫星的质量总和也不到海卫一的一半，而海卫一的质量在太阳系所有卫星中也只能排到第7位。天王星最大的卫星是天卫三，半径约为788.9公里，不到月球的一半，但略大于土星第二大卫星土卫五，因此天卫三也就成为太阳系中的第八大卫星。天王星的质量则相当于其所有卫星总和的1万倍。 内卫星 截至2013年，天王星已知拥有13颗内卫星，这些卫星的轨道都位于天卫五的内侧。所有内卫星都和天王星环有紧密联系，这个环本身可能就是由一或多个内层卫星的碎片组成。天卫六和天卫七是最靠近天王星的两颗卫星，并且也是天王星环中ε环的牧羊人卫星，而天卫二十六则是最外侧μ环的来源。 天卫十五的直径有162公里，是天王星最大的内卫星，也是唯一一个由旅行者2号拍下清晰照片的内卫星。天卫十五和天卫二十六是距离天王星最远的内卫星。所有的内卫星都是暗天体，其几何反照率不超过10%。这些卫星是由沾染有黑暗物质的冰组成，这些黑暗物质有可能是经受过辐射的有机物。 质量较小的内卫星之间经常会出现摄动，整个卫星系统情况混乱，并且显然很不稳定。模拟结果表明，这些卫星可能会因彼此间的摄动引起轨道交叉，最终导致卫星相撞。未来1亿年内，天卫十有可能会与天卫九或天卫十一相撞。 主群卫星 天王星拥有5颗主群卫星，按与天王星的距离从近到远排列分别是：天卫五、天卫一、天卫二、天卫三和天卫四。其中天卫五直径最小，为472千米，天卫三最大，有1578公里。这5颗卫星相对而言都是暗天体，其几何反照率范围在30%至50%之间，而邦德反照率则在10%到23%之间。天卫二是其中最黑暗的一颗卫星，天卫一则是最亮的一颗。5颗卫星的质量中也是天卫五最小，为6.7 × 1019千克，天卫三则以3.5 × 1021千克再度领跑，作为参照，月亮的质量约为7.5 × 1022千克。现代科学对于天王星五大主群卫星的形成有两种不同看法，一种是在吸积盘中形成，这个吸积盘形成后还在天王星周围存在了一段时间；另一种可能则是天王星存在早期受到过强烈的冲撞，进而形成了这5颗卫星。 天卫五主要由冰构成，另外4颗主群卫星中的岩石和冰含量基本相同。冰的成分有可能包括氨和二氧化碳。所有主群卫星的表面都布满了陨石坑，并且除天卫二以外的4颗卫星都表现出因内部力量导致表面地形重塑的迹象，例如天卫五的表面就存在卵形的冕状物结构。这些冕状物很可能是因地表以下的热物质上涌而形成。天卫一表面的陨石坑最少，看起来最为年轻，天卫二上的陨石坑最多。天卫五和天卫二之间存在3:1的轨道共振，天卫一和天卫三之间也有4:1的轨道共振，科学家估计正是这些共振导致天卫五和天卫一的热活动频繁，进而产生大量内源性地质活动。天卫五距离天王星的距离非常近，但其轨道倾角却异常之高，有4.34°，这有可能正是因过去存在的轨道共振导致。天王星最大的卫星内部可能存在差异，其核心可能是由岩石构成，周围由冰质地幔环绕。天卫三和天卫四的核心和地幔边界处可能存在液态水构成的海洋。天王星的主群卫星都是没有空气的天体，例如天卫三所拥有的大气层气压就不超过10至20纳巴。 天王星及其主群卫星夏至时（指相应星球上的夏至日）太阳在天空中的移动路径与太阳系内其他大部分行星和卫星存在很大不同。主群卫星的转轴倾角几乎和天王星完全相同。太阳将在天空中以圆形路径围绕天王星的天级移动，最近时距天极的位置还差7度。接近赤道时，太阳的位置近于正北或正南（视季节而定）。如果所处位置纬度高于7°，那么太阳将在天空中以直径接近15度的圆形轨迹移动，并且永远都不会出现日落。 不规则卫星 天王星已知拥有9颗不规则卫星，这些卫星距行星的距离要远大于天卫四。所有的不规则卫星都很可能是在天王星形成后不久捕获的天体。左侧的图表标明了已发现不规则卫星的轨道。X轴上方是顺行卫星，下方是逆行卫星。天王星的希尔球约为7300万千米。 天王星的不规则卫星中最小的是天卫二十一，直径仅18千米，最大的天卫十七则有150千米。与木星的不规则卫星不同，天王星不规则卫星的自转轴线和轨道倾角之间没有关联。这些逆行卫星可以根据自转轴或轨道离心率分成两组。比较接近天王星的一组（a<0.15rH）分别是天卫二十二、天卫十六、天卫二十和天卫二十一，其轨道离心率约在中等水平（约为0.2）。另一组距天王星距离更远（a>0.15rH），轨道离心率也更大（约0.5），分别是天卫十七、天卫十八、天卫十九和天卫二十四。 由于古在机制的影响，60°到140°的中等轨道倾角范围内没有已知卫星的存在。在这个不稳定的区域里，卫星到达远心点时会受太阳摄动的影响形成离心率很大的轨道，导致同其它卫星相撞或是被抛出天王星系。这个区域内如果存在卫星，其寿命大概会在1千万至10亿年之间。 天卫二十三是天王星已知的唯一一颗不规则顺行卫星，目前这颗卫星的轨道离心率之高超过太阳系的其它任何卫星，不过海王星的卫星海卫二拥有更高的平均轨道离心率。2008年时，天卫二十三的轨道离心率为0.7979。 海王星的卫星截至2014年6月，海王星已知拥有14颗天然卫星，这些卫星都是以希腊和罗马神话中的水神命名。其中最大的一颗仍然是威廉·拉塞尔在发现海王星之后仅17天，于1846年10月10日发现的海卫一；第二颗卫星海卫二（勒德）则在超过一世纪后才发现。 海卫一是唯一拥有行星质量的不规则卫星，也就是说它的轨道与海王星的自转方向相反，轨道相对于赤道也是倾斜的。这显示它不是与海王星同时形成，而是被海王星的引力捕获的。太阳系第二大的不规则卫星是土卫九（费比），但它的质量仅有海卫一的万分之三。海卫一的捕获，可能发生在海王星与它的卫星系统形成一段时间之后，对海王星原始的卫星系统而言是一场毁灭性的灾难。扰乱了它们原有的轨道，所以它们相互撞击形成碎石砾的盘面。海卫一的质量够大，可以达到流体静力平衡的状态，并能够保留稀薄的大气层，可以形成云层和雾霭。 海卫一的轨道内侧还有7颗规则卫星，其运行轨道与海王星相同，并且靠近海王星的赤道面；在海王星环内也有一些卫星，这些卫星中最大的是海卫八（普罗秋斯），它们都是在海王星捕获海卫一，并且在海卫一的轨道变圆后从之前的碎石砾盘面中重生的。在海卫一的外层，海王星还拥有6颗不规则卫星，海卫二也是其中之一，其运行轨道距离海王星要远得多，并且倾角也很大：其中有3颗卫星拥有顺行轨道，其余几颗则是逆行轨道。从不规则卫星的角度来说，海卫二的轨道很不寻常，它的离心率异常之大，距海王星最近的点也异常之近，表明它很可能曾是规则卫星，但其运行轨道在海王星捕获海卫一之际发生了根本性的变化。海卫十 （普萨玛忒）和海卫十三 （Neso）是海王星最外层的两颗不规则卫星，其运行轨道也是迄今在太阳系中所有卫星里最大的。 发现和命名 发现 1846年10月10日，威廉·拉塞尔发现了海卫一，这时距海王星的发现还只过了17天。过了一个多世纪后，杰拉德·柯伊伯于1949年发现了海卫二。1981年5月24日，哈罗德·J·雷西玛（Harold J. Reitsema）、威廉·B·哈勃德（William B. Hubbard）、拉里·A·勒博夫斯坦（Larry A. Lebofsky）和戴维·J·托连（David J. Tholen）发现了第三颗卫星，这颗卫星之后命名为海卫七（拉里萨）。这几位天文学家当时在观测一颗恒星靠近海王星的现象，类似于4年前找到天王星环的观测。如果有环存在，那么恒星的光度会在到达最接近海王星之前略微下降。但实际上恒星的光度只出现了几秒钟的衰减，这表明该位置并没有行星环，而较可能有一颗卫星。 1989年，旅行者2号飞过海王星，除再次发现海卫七外，还发现了5颗内圈卫星：海卫三、海卫四、海卫五、海卫六和海卫八。2001年，人类两次采用大型地面望远镜一共发现了5颗外层卫星，海王星的卫星总数由此上升到13颗。并且2002和2003年分别进行的两次跟进调查都确认了这5颗外层卫星的存在，分别是海卫九、海卫十一、海卫十、海卫十二和海卫十三。2002年的观测中还发现了第六颗可能的卫星，但此后再也没能重新发现，有可能这并不是卫星，而是一颗半人马小行星，但由于这颗星体与海王星的相对位置在超过一个月的时间里都没有大幅变化，所以还是有可能是一颗卫星。根据估计，人类观测到这颗星体时，其直径约为33公里，距海王星的距离约为2510万公里。 2013年7月15日，SETI协会以马克·R·肖沃尔特（Mark R. Showalter）领头的一群天文学家向《天空与望远镜杂志》透露，他们从2004到2009年哈勃太空望远镜拍摄的照片中找到了之前未知的第14颗海王星卫星，这颗卫星直径约在16到20公里之间，目前称为S/2004 N 1，尚未正式命名。 命名 海卫一直到20世纪才拥有正式的名称，卡米伊·弗拉马利翁在1880年出版的著作《大众天文学》中建议以“Triton”一词为其命名，不过这个名称至少要到20世纪30年代才获得普遍接受。这以前，人们通常会直接把海卫一称为“海王星的卫星”。海王星的其它卫星有些是以罗马水神命名，以呼应海王星尼普顿作为海神的地位；还有些是源于希腊神话，通常是海神波塞冬儿女的名字（海卫一、海卫八、海卫五和海卫四都是如此），还包括希腊神话中的低级水神（那伊阿得斯代表海卫三，涅瑞伊得斯代表海卫二）和某位海仙女（海卫九、海卫六、海卫十三、海卫十一、海卫十二、海卫十一）。有两颗小行星的名称与海王星的卫星相同，分别是巫女星（与海卫六相同）和小行星1162（与海卫七相同）。 特征 海王星的卫星可以分成规则卫星和不规则卫星两类。距离海王星比较近的7颗卫星属规则卫星，其在轨道上的前进方向与自转方向相同，并与行星的赤道面接近。包括海卫一在内的另外7颗卫星则都是不规则卫星，拥有逆行或偏向于逆行的轨道，轨道距离海王星非常远，在轨道上的前进方向与自转方向相反。这其中只有海卫一例外，虽然其轨道仍属逆行，但距离海王星比较近并且基本呈圆形。 规则卫星 根据与海王星的距离从近到远排列，该行星的所有规则卫星分别是：海卫三、海卫四、海卫五、海卫六、海卫七、S/2004 N 1和海卫八。距行星最近的海卫三在所有内层卫星中只比S/2004 N 1大，而海卫八则是海王星最大的规则卫星和第二大卫星。这些内圈卫星与海王星环密切相关。海卫三和海卫四这两颗距行星最近的卫星轨道位于伽勒环和勒威耶环之间。不过这两颗卫星也可以视为勒威耶环的一部分，因为其轨道正处于该环以内。 海卫六的轨道位于海王星最显眼的亚当斯环以内。这个环非常狭窄，宽度不超过50公里，内嵌有5条光亮的环弧。海卫六的引力使得亚当斯环的粒子处在径向方向上的一片有限范围内，整个环的宽度因此较为狭窄。环内粒子和海卫六之间的多种共振也能起到维持环弧稳定性的作用。 海王星的所有规则卫星中，只有最大的两颗已经拍摄有分辨率足以识别其形状和表面特征的照片。海卫七的直径约为200公里，属长条状；海卫八的拉长程度不大，但也不完全是球形，类型于不规则多面体，拥有多个平面和略向内凹的面，直径在150到250公里之间。海卫八的直径有约400公里，比土星的卫星土卫一要大，但土卫一却完全是椭圆形。这种差异可能是因海卫八过去受到的碰撞破坏导致。海卫八的表面坑坑洼洼，还显示有多条线状特征。其上最大的坑直径超过150公里。 海王星的所有内层卫星都是暗天体，其几何反照率只有7%到10%。光谱分析结果表明，这些卫星都是由冰和一些非常暗的物质（可能是复杂的有机化合物）组成。从这个角度上来说，这些卫星与天王星的内层卫星类似。 不规则卫星 根据与海王星的距离从近到远排列，该行星的所有不规则卫星分别是：海卫一、海卫二、海卫九、海卫十一、海卫十二、海卫十三和海卫十，这其中既有顺行卫星，又有逆行卫星。最外层的5颗卫星与其他气体巨行星的不规则卫星类似，并且很可能是由海王星的引力捕获，相比之下，规则卫星大多是原生的。 海卫一和海卫二是两颗不同寻常的不规则卫星，另外5颗则与其它外行星的外层不规则卫星类似。首先，海卫一和海卫二是太阳系中已经发现的最大两颗不规则卫星，其中海卫一甚至比其他所有已知的不规则卫星要大上一个数量级；其次，两卫星的半长轴都异常之小，其中海卫一的半长轴比其他所有已知的不规则卫星都要小一个数量级；第三，两卫星的轨道离心率都很不寻常：海卫二的轨道离心率在所有已知不规则卫星中处于最高之列，而海卫一的轨道却近乎是正圆形；最后，海卫二的轨道倾角也是所有已知不规则卫星中最小的。 海卫一 海卫一的轨道为逆行且基本呈圆形，科学家认为这是一颗经引力捕获的卫星。海卫一是太阳系中发现的第二颗拥有实质性大气层的卫星，其中大部分是氮，还有少量的甲烷和一氧化碳，卫星表面气压约为14微巴。1989年，旅行者2号在这片薄薄的大气层中观测到了类似云和雾的形态。海卫一是太阳系中最寒冷的天体之一，表面温度仅有约零下235.2°C，覆盖有氮气、甲烷、二氧化碳和挥发性的冰，几何反照率很高，超过70%；邦德反照率更高，达90%。海卫一的表面有大规模的南极冠，有地堑和陡坎纵横穿插的古老陨石坑平原，以及类似于冰火山内生过程形成的年代较近的地表特征。旅行者2号的观测发现，受到太阳加热的极冠中存在多处活动的间歇泉，其喷出的水柱有8迈克尔。海卫一的密度相对较高，约为每立方厘米2克，表明其质量中岩石约占三分之二，剩下的三分之一则是冰。海卫一的地下深处可能有液态水层，形成地下海洋。 海卫二 海卫二的质量在海王星的所有卫星中排第三。其轨道虽为顺行，但离心率非常高，科学家认为这本是颗规则卫星，但在海王星捕获海卫一期间经引力相互作用转移到现有轨道。经光谱分析表明，海卫二的表面有冰存在。卫星表面存在大规模且不规则的变化，这可能是因为其形状细长、表面存在亮点和暗点，并且旋转过程混乱或是被迫进动导致。 其它不规则卫星 海卫十一和海卫十二拥有顺行轨道，海卫九、海卫十和海卫十三拥有逆行轨道。海卫十和海卫十三的轨道非常接近，这表明两者很有可能是由另一颗更大的卫星分裂而来。载至2014年6月，海卫十和海卫十三的轨道仍是太阳系中已发现的所有行星中最大的，绕行海王星需要25年时间，平均相当于地球到月球距离的125倍。海王星的希尔球也是太阳系中最大的，这主要是因为它离太阳很远，所以可以控制如此遥远的卫星。不过，木星卫星S/2003 J 2的轨道在木星希尔球中所占平均比例是太阳系所有行星中最高的，而加尔尼群和帕西法尔群中的木星卫星在木星希尔球中所占平均比例都比海卫十和海卫十三要大。 构成 在太阳系所有气体巨行星的卫星中，海王星的卫星质量分布最不平衡。海卫一的质量占到所有卫星质量的99%以上，其它所有卫星加起来还只有0.33%。这有可能是因为海卫一是在海王星原有的卫星系统形成后再捕获的，大部分原有卫星都在这一捕获过程中被摧毁。 被海王星捕获后，海卫一的轨道离心率一直很高，这会造成原有的内层海王星卫星轨道混乱，令其发生碰撞并形成碎石盘。这也意味着海王星如今的内层卫星很可能并非原本与海王星一起形成的天体。只有在海卫一的轨道基本稳定成环状后，才有一些碎石相互吸附形成如今的规则卫星。这一重大干扰也很可能是海王星的卫星系统没有像别的气体巨型星那样、行星和卫星的质量遵循10000比1比例的重要原因。 多年来，各种学说对海卫一的捕获原理提出了不同的理解。其中一种假说属于三体问题，认为海卫一之前可能是柯伊伯带一对双小行星天体的组成部分，这对双小行星一起遇到了海王星，海卫一得以幸存下来并从此被海王星捕获。 数值模拟表明，海卫九和海卫二有41%的可能曾在过去的某个时间里发生过碰撞。虽然无法确定是否的确有发生过这样一次碰撞，但两颗卫星的外观颜色很接近（都是灰色），这表明海卫九有可能是海卫二的一块碎片。 冥王星的卫星冥王星目前已知的卫星总共有五颗，冥卫一是其中最大的一颗，它与冥王星的相对大小比太阳系其他已知的行星或矮行星都还要大。相较之下，冥卫二、冥卫三、冥卫四和冥卫五的体积则小得多。 历史 位于内侧的冥卫一是美国天文学家詹姆斯·克里斯蒂在1978年6月22日使用美国海军天文台的望远镜所发现，当时距离冥王星被发现已经将近半个世纪。 冥卫二、冥卫三由哈伯太空望远镜于2005年5月15日所发现，后来天文学家也在2002年6月的照片中发现它们的存在。天文学家在确定它们的公转轨道之后给于它们正式的名称－尼克斯及许德拉。这个名称是根据新视野号任务的名称而来的。 哈伯太空望远镜在2006年2月及3月对这两个卫星进行进一步观测。灵敏的哈伯太空望远镜在冥王星的重力影响范围拍摄一系列照片，显示冥王星不会有大于12公里的其他卫星存在（反照率与冥卫一相似），如果它只有古柏带天体那样黑暗的话则不会大于40公里。 2011年6月，哈勃空间望远镜的冥王星伴星搜寻小组（Pluto Companion Search Team）发现了冥王星的第四颗卫星S/2011 P 1。 2006年发射的新视野号已在2015年7月14日飞越冥王星，并探测冥王星周围是否拥有由卫星碰撞而产生的行星环。 特征 冥王星系统高度的致密，四颗卫星的轨道位于前倾轨道（Prograde Orbit）可以稳定存在的内侧3%的地区。 冥王星及冥卫一也被称为双行星，因为它与冥王星的相对大小（超过冥王星直径的一半）比太阳系其他已知的行星或矮行星都还要大。事实上冥卫一的质量过于巨大，所以冥王星与冥卫一之间的质心位于冥王星的地表之外。而冥王星与冥卫一之间也出现潮汐锁定情况，所以它们总是以同样的一个面朝向对方来进行自转。 天文学家Buie及Grundy近年来根据过去的照片重新计算后，显示这些卫星公转轨道的倾角小于0.4°，而椭圆率则小于0.005。从地球的角度来看，这些冥王星卫星的轨道依照冥王星的位置会呈现椭圆形。 当天文学家发现冥卫二及冥卫三之后，观察到有时冥卫三比冥卫二更明亮，并因此推断冥卫三比冥卫二大了20%。不过后续的观测则显示冥卫二及冥卫三的大小大约是一样的。冥卫三光度曲线的变化可能是因为它的表面拥有反射率较高的未知地形或是冥卫三本身的不规则形状所造成的。天文学家可以根据反射率来估计它们的大小，目前认为他们的反射率为35%左右与冥卫一相似，但是如果它们的反射率低到与古柏带天体相当的4%，它们的直径可以达到130公里。然而目前得到的数据显示冥卫二及冥卫三的颜色及化学组成类似冥卫一，所以它们的反射率更可能与冥卫一相同，所以它们的大小应该会接近估计值的下限。 共振及结构 天文学家怀疑冥王星系统是一个碰撞星系，类似地球遭到撞击而产生月球的情况。在这种情况下，可以解释卫星拥有较高的角动量。冥卫二及冥卫三的近圆形的公转轨道则显示它们可能是在碰撞中产生的，而不是被冥王星捕捉到的古柏带天体。它们与冥卫一之间的轨道共振也显示这两颗卫星原本是在更接近冥王星的位置产生，后来才被冥卫一推挤到现在的位置上。 冥卫二及冥卫三的颜色类似冥卫一（类似月球的灰色），显示它们拥有相同的起源。它们与冥王星这颗太阳系最火红的天体相异，冥王星的颜色是因为表面的氮及甲烷受到阳光照射的影响所致。但是冥王星的卫星在经过一连串的撞击融合后，这些挥发性物质都已经逸失，所以它们的表面大部分是水冰。这样的撞击预计会产生更多其他天体（卫星），但是它们一定更为细小，所以哈伯太空望远镜无法发现它们的踪迹。冥王星周围可能存在其他不规则卫星，它们可能都是古柏带天体。 冥卫二及冥卫三与冥卫一及冥王星公转周期之间拥有非常接近1:4:6的轨道共振，冥卫二占2.7%，而冥卫三则占0.3%，虽然它们都不是精准的共振周期。 冥王星与冥卫一目前仍然具续制造强大的潮汐力，并随着外侧卫星的引力场而产生15%的波动。在冥卫二大小为估计值的下限时，它不应该拥有显著的进动，同时冥卫三则有15年的进动周期。然而当它们的质量处于估计值上限（假设反射率为4%）时，这两颗卫星彼此可能会有3:2的轨道共振，天平动周期则介于400至450日之间，虽然这些数据可能会受到冥卫一低偏心率的公转轨道所影响。天文学家可以利用精确的轨道数据来计算卫星的大小。 然而最近的计算显示冥卫一的轨道共振只会让冥卫二或冥卫三其中一个进入到目前的轨道上，不会同时对这两颗卫星造成影响。要让冥卫三进入到目前的轨道需要冥卫一的偏心率仅有0.024，而对冥卫二造成影响则是要在冥卫一偏心率处于0.05的情况之下。因此天文学家认为这两个卫星是被冥王星所捕捉的，后来逐渐往内侧移动才与冥卫一产生轨道共振。 妊神星的卫星位于外太阳系的矮行星妊神星拥有两颗已知自然卫星：妊卫一和妊卫二。这些小卫星在2005年利用位于夏威夷凯克天文台的大型望远镜观察妊神星时被发现。 妊神星的卫星在多方面都有不寻常之处。它们属于妊神星族，妊神星的碰撞家族，在数十亿年前一次破坏了妊神星冰幔的巨大撞击所产生的碎冰中形成。妊卫一是较大且较远的卫星，表面存在大量的水冰，这在柯伊伯带天体中甚为罕有。妊卫二的质量大约为妊卫一的十分之一，轨道倾角异常地高，其轨道也时常受较大的卫星所影响。 发现及命名 2005年，一个来自加州理工学院的团队使用凯克天文台观察妊神星（当时仍称为2003 EL61）时发现了两颗小卫星。妊卫一于2005年1月26日发现，临时编号为S/2005 (2003 EL61) 1。妊卫二则于2005年6月30日发现，临时编号为S/2005 (2003 EL61) 。2006年9月7日，两颗卫星都获得了小行星编号，并分别录入微型小行星目录，编号为(136108) 2003 EL61 I和(136108) 2003 EL61 II。 2008年9月17日，国际天文联合会宣布了2003 EL61及这两颗卫星的永久命名：(136108) Haumea I Hiʻiaka及(136108) Haumea II Namaka。两颗卫星均以主管生育和生殖的女神好婺妹阿（妊神星）的女儿命名。希亚卡（妊卫一）是舞蹈女神及夏威夷岛的守护神，而夏威夷岛是毛纳基山天文台所在之地。娜玛卡（妊卫二）则是海水之神，她曾将妹妹培嫘（火山之神）的岩浆通过海水冷却下来，并形成新的土地。 在夏威夷神话中，好婺妹阿的众多儿女来自她身体的各个部分。矮行星妊神星几乎完全由岩石组成，只有表面一层冰。一次猛烈地撞击不但把原来的冰幔几乎全部撞走，而且使妊神星达到现在的高自转速度。撞击后的碎片形成了目前柯伊伯带中的妊神星族天体，因此可能存在更远的，比妊卫二更小的卫星，但至今仍为发现。不过，哈勃空间望远镜的观察肯定了在妊神星引力影响范围（希尔球）的十分之一距离内（体积的0.1%）没有亮度大于妊神星0.25%的额外卫星。因此存在更多卫星的可能性非常低。 表面属性 妊卫一是较远、较大及较亮的卫星，直径大约为350公里。其红外线光谱中在1.5、1.65和2微米波长有强烈的吸收线，符合几乎完全由水冰晶体组成的卫星表面。这种奇特的光谱特性以及它和妊神星相似的吸收光谱，证明这个卫星系统并非是在柯伊伯带中捕获而来的，而是来自妊神星本身的碎片。 这两颗卫星大小的估算假设它们和妊神星有相同的红外线反照率，因为根据光谱，它们的表面组成物质是相同的。妊神星的反照率是由斯皮策空间望远镜量度的，由于其卫星太小并太接近妊神星，因此地面望远镜未能独立观测。根据这个假设，妊卫二（质量大约为妊卫一的十分之一）的直径约为170公里。 哈勃空间望远镜有足够高的角分辨率，因此能分辨妊神星与其卫星的光线。哈勃上的近红外线照相机和多目标分光仪对妊神星系统进行测光后，确认了位于1.6微米的光谱线证明卫星上水冰的量至少与妊神星的相似。 妊神星的两颗卫星太昏暗，因此任何小于2米光圈的望远镜都无法观测得到。妊神星本身的视星等却有17.5，使它成为柯伊伯带中在冥王星和鸟神星之后的第三亮天体，只要使用大型业余望远镜便能容易地观测得到。 轨道特性 妊卫一沿着几乎圆形的轨道每49天围绕妊神星一圈。妊卫二则沿着高度椭圆的密切轨道运行，每18天绕妊神星一圈。直至2008年，它的轨道和妊卫一的轨道呈13°倾角，且其轨道受妊卫一的摄动。由于形成妊神星卫星的撞击在太阳系历史的早期发生，因此经过接着的数十亿年内，其轨道应该已经通过潮汐阻尼成为较圆的轨道。目前的研究指出，妊卫二的轨道受到妊卫一轨道共振的影响，并多次进出这种共振关系。现在它们正处于或接近8:3轨道共振。这种关系使得妊卫二受到强大的摄动，也使其进动达到约20°。 目前，妊神星卫星系统的轨道平面与从地球的视线几乎平行，妊卫二有规律地掩食妊神星。人们通过观察这种掩食现象可以准确地量度出主星及其卫星的大小与形状，例如在1980年代末所发生在冥王星和冥卫一之间的掩食。掩食期间细小的亮度变化需要用到中等光圈的专业望远镜才能探测得到。妊卫一上一次掩食妊神星是发生在1999年，几年之后才被发现，而下一次掩食则要等到130年以后。 阋卫一阋卫一—迪丝诺美亚（Dysnomia），正式名称（136199）厄里斯 I 迪丝诺美亚（(136199) Eris I Dysnomia），是太阳系第二大矮行星阋神星的一颗卫星。它是被美国天文学家米高·布朗于2005年发现，其时这卫星的暂名为S/2005 (2003 UB313) 1。2006年9月，这颗天体被国际天文学联合会正式以希腊神话中不和女神厄里斯的其中一位女儿的名字命名为迪丝诺美亚（违法女神）。 发现 2005年间，夏威夷凯克望远镜调适光学小组使用了新置的激光导星调适光学系统对四颗最亮的柯伊伯带天体进行观测，分别为冥王星、2005 FY9、2003 EL61及2003 UB313（厄里斯）。在9月10日的观测结果中，他们发现有一颗卫星绕着2003 UB313运行，便把它编为“S/2005 (2003 UB313) 1”。因为当时2003 UB313的昵称为“齐娜”（Xena，一套美国电视剧《战士公主西娜》的女主角），所以这颗卫星亦随即被昵称为“加百利”（Gabrielle，剧中女主角西娜的助手）。 性质 阋卫一比阋神星暗4.43数量级 ，而估计其直径约为350-490千米，比阋神星小八倍。米高·布朗之前错误地计算出阋卫一比阋神星暗500倍，且错误估计其直径在100-250千米范围以内。阋卫一的K频带比阋神星暗60倍，而其V频带则比阋神星暗480倍。这个非常不同的，且相当偏红的频谱意味着阋卫一的表面相当黑暗。假设它的反照率比阋神星的低5倍，它的直径将会是685±50 km。 结合凯克和哈勃的观测，阋卫一和其公转参数能被用来确定阋神星的质量。它的公转周期为15.774±0.002 d。这些数据显示阋卫一有着一个圆形的轨道，其轨道半径为37,350±140 km。透过运用这些数据，科学家得出阋神星的质量是冥王星的1.27倍。 只凭一次的观测难以确定阋神星的质量，但阋卫一的公转周期仍被估算为约14日。只要能够确认到这颗卫星的公转周期以及其轨道之半主轴（现在估计值为36,000千米），整个系统的质量就能被计算出来。 形成 天文学家现在知道在四个最亮的柯伊伯带天体中，三个都有卫星；而柯伊伯带天体当中其他较暗的成员只有约十之分一有卫星。其中一个解释是在过去大型柯伊伯带天体（直径以千千米计）经常互相碰撞，以致大量物质被抛出，这些物质最后慢慢结合成为一颗卫星。这跟月球（地球的卫星）形成的其中一个理论大碰撞说中的机制十分相似。 名字 发现者米高·布朗选择以迪丝诺美亚（希腊文：Δυσνομια）来命名这颗卫星有数个原因。首先，在希腊神话中迪丝诺美亚是厄里斯的女儿。另外，Δυσνομια从字面上翻成英语就是“lawlessness”（没有法律、违法），这跟在《战士公主西娜》剧中饰演女主角的女演员名为“Lucy Lawless”语带双关。布朗亦参考了冥卫一发现者詹姆士·克里斯蒂以“Charon”命名冥卫一以纪念他的妻子Charlene的做法。布朗的妻子名为黛安（Diane），跟Dysnomia的首个音节相同，都是[dɪ]。因此，布朗指出名称的读法为“/daɪsˈnoʊmiə/”。 S/2015 (136472) 1S/2015 (136472) 1是柯依伯带矮行星鸟神星已知唯一的卫星，昵称MK 2，尚未正式命名，按照卫星命名习惯推定正式中文名称将为“鸟卫一”。2015年4月，研究人员用哈勃望远镜第三代广域照相机观测到这颗天体，经过数据分析之后，在2016年4月26日通过小行星中心正式宣布这一发现。这颗卫星的发现，使得所有位于海王星轨道外的矮行星都拥有至少一颗卫星。 轨道与特性 此卫星距离鸟神星约13,000英里（21,000千米），估计直径为100英里（160千米），其轨道形状尚不明确。已有的数据显示，若其围绕鸟神星公转轨道为圆形，则其环绕鸟神星一周至少需要12天。初步的观测表明它的反照率与木炭类似，是一颗极暗的星体，亮度比鸟神星暗1300倍。鸟神星亮度较高，是柯依伯带中第二亮的星体（仅次于冥王星）。研究人员对二者的亮度反差十分意外。一种理论认为卫星的引力太小，在被太阳照射时难以避免挥发性冰的流失，使得内部的黑暗物质露出。具体结论仍有待继续观测鸟神星及其卫星，以得知卫星的轨道状况，才能进一步了解该卫星的起源。研究人员认为，若其轨道呈圆形，则证明这颗卫星与鸟神星同时形成或是鸟神星被撞击形成；若轨道狭长则证明它是被鸟神星捕获的天体。观测团队指出，无论结论如何，这颗卫星应当在太阳系形成初期就已经形成。 观测 此前曾率团队发现过妊神星、鸟神星和阋神星的加州理工学院教授迈克尔·E·布朗一直试图寻找鸟神星的卫星，但没能发现。其他数个鸟神星观测团队也未能发现这颗卫星。美国西南研究院的马克·威廉·布伊率团队通过哈勃望远镜仔细观测后，于2015年4月发现鸟神星附近的一颗亮点，后来经过数据分析后证实为鸟神星的卫星。在西南研究院这项研究中主导图像数据分析团队的亚历克斯·帕克（Alex Parker）指出，卫星的轨道似乎以边缘对准地球。这使得它更难被侦测到，因为它经常会被鸟神星的光芒覆盖，再加上它的黑暗表面，使之前的观测都无法发现它。这颗卫星的发现对于鸟神星的研究有巨大帮助，证实鸟神星与冥王星的相似度高于之前的预期，研究人员可以因此了解鸟神星的密度等更多细节。 小行星卫星小行星卫星是指环绕另一颗小行星运行的小行星。而小行星所带的卫星和其大小相近时则会用另一个术语——双小行星。 小行星卫星如何形成目前尚不清楚，有各种可能存在。较为接受的理论是从主小行星受到撞击而剥离的碎块形成，也有可能是重力大的小行星掳获较小的小行星而形成。 第一颗确认的小行星卫星是环绕艾女星（243 Ida）运行的艾卫（Dactyl）。是在1993年由伽利略号探测船所发现。 1998年在香女星周围发现第二颗小行星卫星。截至2004年2月为止，以地球上的望远镜又另外发现了37颗小行星卫星。 目前已发现的小行星卫星所环绕运行的小行星分布在小行星带、特洛伊小行星群、近地小行星群及古柏带。 休神星则是双小行星的例子，为两个相等星体环绕共同重力中心运行。 林神星和两个较小且相似的双胞胎卫星林卫一（(87) Sylvia I Romulus）及林卫二（(87) Sylvia II Remus）则是第一组于2005年8月10日发布确认属于三元小行星（asteroid trio）的特殊例子。 2008年，阿雷西博电波望远镜发现近地小行星2001 SN263有两颗卫星。这颗小行星于2001年被发现，直径仅约2公里，被发现的两颗卫星各约1公里与300米，而且其轨道面相同，可能为数十亿年前同时生成而非捕获。过去也曾发现具有一颗卫星的近地小行星，这显示近地小行星为重星系统的概率并不低。重星系统可让天文学家精确计算出小行星的质量。 著名的双小行星  |
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