Satèl·lits de Saturn

De Viquipèdia
Dreceres ràpides: navegació, cerca

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

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

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

Grups orbitals[modifica | modifica el codi]

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

Satèl·lits dels anells[modifica | modifica el codi]

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

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

El 2007, s'havien observat 150 objectes d'aquest tipus. Tots situats dins les tres bandes estretes de l'anell A entre els 126750 km i els 132000 km del centre de Saturn. Cada banda té una amplada d'uns 1.000 km (menys d' 1% de l'amplada total dels anells). Aquestes regions són relativement lliures de pertorbacions lligades a resonàncies amb altres satèl·lits, tot i que altres regions amb poques pertorbacions no contenen satèl·lits.[5] Aquests satèl·lits són probablement residus de la dislocació d'un satèl·lit més gran.[5] S'estima que existeixen de 7.000 a 8.000 propellers de més de 800 m a l'anell A, i milions de més de 250m.[5]

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

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

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

Satèl·lits pastors[modifica | modifica el codi]

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

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

Satèl·lits coorbitals[modifica | modifica el codi]

Article principal: satèl·lit coorbital
Epimeteu davant de Tità.

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

Grans satèl·lits interiors[modifica | modifica el codi]

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

  • Mimas és el més petit i menys massiu dels satèl·lits interiors,[14] encara que té prou massa com per alterar l'òrbita de Metone.[15] Té una forma d'ovoide, lleugerament aplanada als pols i més ampla a l'equador (sobre els 20 km) per efecte de la gravetat de Saturn.[16] Mimas té un cràter d'impacte d'un terç del seu diàmetre, el cràter Herschel d'uns 130 km de diàmetre.[17] El satèl·lit no presenta evidència d'activitat geològica ni passa da ni present i la seva superfície està dominada per cràters d'impacte. L'única característica tectònica coneguda són uns quants canals lineals i arquejats, formats possiblement quan Mimas rebé l'impacte que produí el cràter Herschel.[17]
Imatge en colors falsos d'Encèlad presa per la sonda Cassini al 2005. Les « ratlles de tigre » estan situades a baix a la dreta.
  • Encèlad és el segon satèl·lit de forma esfèrica més petit de Saturn, té un diàmetre de 504 km. És l'object més petit geològicament actiu del Sistema Solar. La seva superfícia presenta zones amb molt crateritzades i d'altres amb un aspecte molt llis. El 2005, la sonda Cassini descobrí al pol sud d'Encèlad la presència de profundes fissures paral·leles, d'uns 130 km de llargada que s'han anomenat ratlles de tigre.[18][19] La temperatura al nivell de les ratlles arriba als 180 K, bastant més càlida que la resta del satèl·lit. La sonda també observà la presència de guèisers de partícules fines gelades, l'origen dels quals coincideix amb els punts més calents de les ratlles de tigre.[18][19] La matèria ejectada alimenta l'anell F, i és una font important, sinó dominant de la magnetosfera de Satrun.[20] La font d'energia d'aquesta activitat podria estar lligada a la ressonància orbital 2:1 amb Dione.[19] Encèlad podria contenir aigua líquida sota la superfície del pol sud.[18][19] La presència de gel pur a la superfície d'Encèlad el fa l'objecte conegut més brillant del Sistema Solar—el seu albedo geomètric és més del 140%.[19]
  • Tetis amb 1066 km de diàmetre és el ciquè satèl·lit de Satrun i el tercer en grandària dels interiors.[14] Una de les característiques més importants és un gran cràter d'impacte de 400 km de diàmetre anomenat Odysseus i un gran sistema de canyons anomenat Ithaca Chasma pràcticament concèntric amb el cràter i que s'estén 270º al voltant del satèl·lit.[17] Sembla que Tetis no presenta activitat geològica. La major part de la seva superfície està constituïda per un terreny muntanyós i crateritzat, excepte l'hemisferi oposat al cràter Odisseus que és més suau i aparentment més jove.[17] Hi ha un sistema de canals que sorgeixen del cràter Odisseus.[17] La densitat de Tetis (0.97 g/cm3) és menor que la de l'aigua, això indica que el satèl·lit està constituït principalment per aigua gelada amb petites fraccions rocoses.[16]
  • Dione és el segon satèl·lit interior de Saturn en grandària. Té una densitat major que Rea, el satèl·lit interior més gran, però menor que l'actiu Encèlad.[16] Tot i que la major part de la superfície de Díone està molt crateritzada amb terreny vell, la seva superfície està coberta d'una extensa xarxa de canals i alineaments, que indiquen una activitat tectònica global en el passat.[21] Els canals i els alineaments són prominents en l'hemisferi posterior, on alguns conjunts de fractures conformen el que s'anomena en anglès "wispy terrain" (terreny suau).[21] Les planes crateritzades presenten alguns grans cràters d'impacte que poden tenir 250 km de diàmetre.[17] També hi ha algunes planes suaus amb pocs impactes.[22] Probablement sorgides relativament tard en la història geològica de Dione. A S'han identificat unes estranyes depressions que semblen cràters d'impacte oblongs en dues zones dins aquestes planes suaus, totes dues amb en el centre d'una xarxa de fissures i canals radials;[22] és possible que d'origen criovolcànic. Les mesures de la sonda Cassini mostren que Dione és una font de plasma de la magnetosfera de Saturn la qual cosa indica que podria ser geològicament actiu en l'actualitat, tot i que en una escala molt inferior a Encèlad.[22]

Satèl·lits alciònides[modifica | modifica el codi]

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

Satèl·lits troians[modifica | modifica el codi]

Article principal: satèl·lit troià

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

Grans satèl·lits exteriors[modifica | modifica el codi]

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

  • Rea és la segona lluna més gran de Saturn.[16] el 2005 la sonda Cassini detectà una reducció d'electrons en el plasma de l'estela de Rea, que es forma quan el satèl·lit absorbeix el plasma corotant de la magnetosfera de Saturn.[24] Aquesta reducció s'ha suggerit que fos causada per la presència de partícules concentrades de la mida de la pols en uns pocs anells equatorials tènues.[24] Aquest tipus de sistema d'anells faria de Rea l'únic satèl·lit del Sistema Solar amb anells.[24] Això no obstant, observacions posteriors des de diferents angles dudes a terme per la soda Cassini no han trobat cap prova de la presència dels anells.[25] La superfície de Rea està força crateritzada,[17] amb l'excepció d'unes poques grans fractures semblants als Wispy terrains de Dione en l'hemisferi davanter[26] i una línia de material molt tènue a l'equador que podria haver estat dipositada per material desorbitat dels anells.[27] Rea també tenen dos grans plataformes d'impacte en el seu hemisferi anti-Saturn, que tenen uns 500 km de longitud.[26] El primer cràter, Tirawa, és aproximadament comparable a la plataforma del Odysseus de Tetis.[17] Tembé hi ha un cràter d'impacte anomenat Inktomi[28][nota 1] a 112° oest que és notori per l'extens sistema de raigs brillants,[29] No hi ha cap prova d'activitat endogènica a la superfície de Rea.[26]
Vista de Tità eclipsant el Sol
  • Tità, amb 5,151 km de diàmetre, és el segon satèl·lit més gran del Sistema Solar.[14] Tità és l'únic satèl·lit amb una densa i freda atmosfera (pressió superficial de 1.5 atm), constituïda principalment de nitrogen amb una petita porció de metà.[30] La densa atemosfera produeix freqüentment núvols convectius blancs i brillants, especialment sobre la regió polar.[30] La superfície de Tità, difícil d'observar a causa de la persistent boirina, mostra pocs cràter d'impacte i probablement és molt jove.[30] Conté un patró de regions fosques i clares, canals de flux i possiblement criovolcans.[30][31] Algunes regions fosques estan cobertes per camps de dunes longitudinals] d'aigua o hidrocarburs formats per vents de marea.[32] Tità és l'unic satèl·lit amb grans cossos de líquids en la seva superfície, en forma de llacs de età en les regions polars.[33] El llac més gran, el Kraken Mare, és més gran que el Mar Caspi.[34] De la mateixa manera que Europa i Ganímedes, es pensa que Tità té un oceà sota de la superfície format d'aigua barrejada amb amoníac, que pot erupcionar a la superfície del satèl·lit i conduir al criovolcanisme.[31]
  • Hiperió és el satèl·lit més proper a Tità en el sistema de Saturn. Els dos satèl·lits tenen ressonància orbital 4:3, la qual cosa significa que mentre Tità fa quatre voltes al voltant de Saturn, Hiperió en fa exactament tres.[14] Hiperió té un diàmetre d'uns 270 km, el que el fa més petit i lleuger que Mimas.[35] Té una forma extremadament irregular, i una coloració de la superfície gelada molt particular que fa que sembli una esponja, el que fa pensar que el seu interior també podria ser parcialment porós.[35] La densitat mitjana d'uns 0.55 g/cm3[35] indica que la porositat excedeix el 40% inclús assimint que la seva composició és purament gel. La superfície d'Hiperió està coberta per nombrosos cràters d'impacte—especialment abundants els de diàmetre emtre 2–10 km.[35] Es tracta de l'únic satèl·lit conegut amb una rotació caòtica, la qual cosa fa que no estiguin ben definits els pols ni l'equador. Mentre en escales de temps curtes els satèl·lits roten aproximadament al voltant del seu eix major a una ràtio de 72–75° per dia, en escales de temps majors l'eix de rotació (spin vector) es mou caòticament en el cel.[35] El que fa que el comportament de la rotació de Hiperió sigui pràcticament impredecible.[36]
La part del cos esfèric il·luminat des de sobre i darrere. El limb converx corre des de la part esquerra inferior al cantó dret superior. L'espai exterior negre és en el cantó esquerra superior. El terminador és a prop de la part inferior. La superfície del cos està coberta amb nombrosos cràters. Hi ha na gran cresta que travessa el centre de la part superior a la inferior.
Cresta equatorial a Jàpet
  • Jàpet és el tercer satèl·lit més gran de Saturn.[16] Orbita el planeta a 3,5 milions de km, és el satèl·lit més distant dels grans satèl·lits de Saturn, i també té la inclinació orbital més gran a 14,72 degrees.[37] Jàpet es coneix per la seva inusual superfície en dos tons; l'hemisferi davanter és negre com la peix i el cuer és quasi tan blanc com la neu.[38] Les fotografies de la sonda Cassini mostren que el material fosc està confinat en una gran àrea equatorial en l'hemisferi davanter anomenada Cassini Regio, la qual s'estén aproximadament entre els 40°N i els 40°S.[38] Les regions polars de Jàpet són tan brillants com el seu hemisferi davanter. La sonda Cassini també descobrí una cresta equatorial alta d'uns 20 km que s'estén per pràcticament tot l'equador.[38] Per altra part, les dues cares de Jàpet són velles i altament crateritzades. Les imatges de la sonda revelaren almenys quatre grans plataformes d'impacte amb diàmetres des dels 380 fins als 550 kmi nombrosos cràters d'impacte més petits.[38] No hi ha cap prova d'activitat endogènica.[38] El 2009 es trobà una possible prova de l'origen del material fosc que cobreix part de Jàpet, quan el telescopi espacial Spitzer de la Nasa descobrí un disc vast i pràcticament invisible al voltant de Satrun, just dins l'òrbita del satèl·lit Febe—l' anell de Febe.[39] Els científics pensen que el disc s'originà de la pols i les partícules de gel despreses pels impactes sobre Febe. Com les partícules del disc, com el propi Febe, orbiten en direcció oposada a Jàpet, Jàpet col·lideix amb elles i les deriva en direcció a Saturn, enfosquin el seu hemisferi davanter una mica.[39] Una vegada s'establí la diferència en albedo, i per tant en la temperatura mitjana, entre les dues regions de Jàpet, es produeix un procés d'escapament termal de sublimació des de les regions més càlides i un procés de deposició del vapor d'aigua en les regions més fredes. Jàpet presenta l'aparença de dos tons com a resultat del contrast entre la lluentor de les àrees cobertes de gel i les fosques amb el residu deixat després de la pèrdua de la superfície geladae.[40][41]

Satèl·lits irregulars[modifica | modifica el codi]

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

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

Satèl·lits del grup inuit[modifica | modifica el codi]

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

Satèl·lits del grup gal[modifica | modifica el codi]

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

Satèl·lits del grup nòrdic[modifica | modifica el codi]

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

  • Febe, és, de molt, el satèl·lit irregular més gran de Saturn amb 214 km de diàmetre.[42] Té una òrbita retrògrada i rota sobre el seu eix cada 9,3 hores.[44] Febe fou el primer satèl·lit de Saturn en ser estudiat en detall per la sonda Cassini, al juny de 2004; la sonda pogué mapejar quasi el 90% de la superfície del satèl·lit. Febe té una forma quasi esfèrica i una densitat relativament alta d'uns 1.6 g/cm3.[42] Les imatges de la sonda Cassini revelaren una superfície fosca amb nombrosos impactes—hi ha sobre els 130 cràters amb diàmetres que excedeixen els 10 km. Mesuraments espectroscòpics mostren que la superfície està composta d'aigua gelada, diòxid de carboni, fil·losilicats i minerals orgànics i possiblement amb contingut de ferro.[42] Es pensa que Febe podria ser un objecte capturat del cinturó de Kuiper o un centaure.[42] També serveix com a font de materials per a l'anell més gran conegut de Saturn, que enfosqueix l'hemisferi davanter de Jàpet.[39]

Taula de dades[modifica | modifica el codi]

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

Llegenda

Satèl·lits majors

Tità

Grup inuit

Grup gal

Grup nòrdic


Ordre
[nota 3]
Nombre
[nota 4]
Nom
Imatge Diàmetre (km)
[nota 5]
Massa (1018 kg)
[nota 6]
Semieix major (km)
[nota 7]
Període orbital (j)
[nota 7][nota 8]
Inclinació (°)
[nota 7][nota 9]
Excentricitat
[nota 7]
Posició Any de
descoberta

Descobridor
[47]
0 S/2009 S 1 S/2009 S 1 sobre l'anell B ≈ 0,3 < 0,0000001 ≈ 117 000 0,4715 ≈ 0° ≈ 0 Divisió de Cassini 2009 Cassini–Huygens
0 (petits satèl·lits) A noisy image showing a few bright dots marked by circles 0,04 a 0,4 <0,0000001 ≈ 130,000 ≈ 0.55 ≈ 0° ≈ 0 Tres bandes de 1000 km a l'anell A 2006 Cassini–Huygens
1 XVIII Pan Pan 28,4 ± 2,6
(35×32×21)
0,00495 ± 0,00075 133 583 +0,5750 0,0° 0,0000 Divisió d'Encke 1990 Mark Showalter
2 XXXV Dafne Dafne 7,8 ± 1,6
(9×8×6)
0,000084 ± 0,000012 136 500 +0,594 0.0° 0.000 Divisió de Keeler 2005 Cassini–Huygens
3 XV Atles Atles 30,2 ± 2,8
(42×36×18)
0,0066 ± 0,0006 137 670 +0,6019 0,003° 0,0012 Anell A (Pastor extern) 1980 Voyager 2
4 XVI Prometeu Prometeu 86,2 ± 5,4
(133×79×61)
0,1566 ± 0,0020 139 353 +0,6130 0,008° 0,0022 Anell F (Pastor intern) 1980 Voyager 2
5 XVII Pandora Pandora 80,6 ± 4,4
(103×80×64)
0,1356 ± 0,0023 141 700 +0,6285 0,050° 0,0042 Anell F (Pastor extern) 1980 Voyager 2
6a XI Epimeteu Epimeteu 113,4 ± 3,8
(116×117×106)
0,5307 ± 0,0014 151 410 +0,6942 0,351° 0,0098 Coorbital amb Janus 1977 J. Fountain and S. Larson
6b X Janus Janus 179,2 ± 4
(195×194×152)
1,8891 ± 0,005 151 460 +0,6945 0,163° 0,0068 Coorbital amb Epimeteu 1966 A. Dollfus
8 LIII Egeó Egeó ≈ 0,5 ~0,0000001 001675|167 500 +0,8081 0,001° 0,0002 Dans l'Anell G 2008 Cassini–Huygens
9 I Mimas Mimas 396,4 ± 1,0
(415×394×381)
37,493 ± 0,031 185 520 +0,9424218 1,53° 0,0202   1789 W. Herschel
10 XXXII Metone Metone 3,2 ± 1,2 ~0,00002 00194|194 440 +1,01 0,0072° 0,0001 Grup dels Alciònides 2004 Cassini–Huygens
11 XLIX Antea Antea ≈ 2 ~0,000005 00197|197 700 +1,04 0,1° 0,001 Grup dels Alciònides 2007 Cassini–Huygens
12 XXXIII Pal·lene Pal·lene 4,4 ± 0,6
(5×4×4)
~0,00006 00212|212 280 +1,14 0,1810° 0,0040 Grup dels Alciònides 2004 Cassini–Huygens
13 II Encèlad Encèlad 504,2 ± 0,4
(513×503×497)
108,022 ± 0,101 238 020 +1,370218 0,00° 0,0045 Anell E 1789 W. Herschel
14 III Tetis Tetis 1 066 ± 2,8
(1081×1062×1055)
617,449 ± 0,132 294 660 +1,887802 1,86° 0,0000   1684 G. Cassini
14a XIII Telest Telest 24,8 ± 0,8
(31×24×21)
~0,010 294 660 +1,8878 1,158° 0,001 Punt de Lagrange abans de Tetis 1980 B. Smith, H. Reitsema, S. Larson, and J. Fountain
14b XIV Calipso Calipso 21,2 ± 1,4
(30×23×14)
~0,0065 294 660 +1,8878 1,473° 0,001 Punt de Lagrange darrere de Tetis 1980 D. Pascu, P. Seidelmann, W. Baum, and D. Currie
17 IV Dione Dione 1 123,4 ± 1,8
(1128×1122×1121)
1 095,452 ± 0,168 377 400 +2,736915 0,02° 0,0022   1684 G. Cassini
17a XII Helena Helena 33 ± 1,2
(39×37×25)
~0,02446 377 400 +2,7369 0,0° 0,005 Punt de Lagrange abans de Dione 1980 P. Laques and J. Lecacheux
17b XXXIV Pòl·lux Pòl·lux 2,6 ± 0,8
(3×2×2)
~0,00001 377 200 +2,74 0,1774° 0,0192 Punt de Lagrange darrere de Dione 2004 Cassini–Huygens
20 V Rea Rea 1 528,6 ± 4,4
(1534×1525×1526)
2 306,518 ± 0,353 527 040 +4,517500 0,35° 0,0010   1672 G. Cassini
21 VI Tità Tità 5 151 ± 4 134 520 ± 20 1 221 830 +15,945421 0,33° 0,0292   1655 C. Huygens
22 VII Hiperió Hiperió 266 ± 16
(328×260×214)
5,584 ± 0,068 1 481 100 +21,276609 0,43° 0,1042 En ressonància orbital3:4 amb Tità 1848 W. Bond
G. Bond
W. Lassell
23 VIII Jàpet 1 471,2 ± 6,0 1 805,635 ± 0,375 3 561 300 +79,330183 14,72° 0,0283   1671 G. Cassini
24 XXIV Kiviuq ≈ 16 ~0,00279 11 110 000 +449 48,7° 0,334 Grup inuit 2000 B. Gladman, J. Kavelaars, et coll.
25 XXII Ijiraq ≈ 12 ~0,00118 11 120 000 +451 49,1° 0,316 Grup inuit 2000 B. Gladman, J. Kavelaars, et coll.
26 IX ♣†Febe Febe 214,4 ± 12,4
(230×220×210)
8,292 ± 0,010 12 944 000 −548 174,8° 0,164 Grup nòrdic 1899 W. Pickering
27 XX Paaliaq ≈ 22 ~0,00725 15 200 000 +687 47,2° 0,364 Grup inuit 2000 B. Gladman, J. Kavelaars, et coll.
28 XXVII Skathi ≈ 8 ~0,00035 15 540 000 −728 148,5° 0,270 Grup nòrdic 2000 B. Gladman, J. Kavelaars, et coll.
29 XXVI Albiorix ≈ 32 ~0,0223 16 180 000 +783 34,0° 0,469 Grup gal 2000 M. Holman
30 S/2007 S 2 ≈ 6 ~0,00015 16 730 000 −808 176,7° 0,218 Grup nòrdic 2007 S. Sheppard, D. Jewitt, J. Kleyna, B. Marsden
31 XXXVII Bebhionn ≈ 6 ~0,00015 17 120 000 +835 35,0° 0,469 Grup gal 2004 S. Sheppard, D. Jewitt, J. Kleyna
32 XXVIII Erriapus ≈ 10 ~0,00068 17 340 000 +871 34,6° 0,474 Grup gal 2000 B. Gladman, J. Kavelaars, et coll.
33 XXIX Siarnaq ≈ 40 ~0,0435 17 530 000 +896 45,6° 0,295 Grup inuit 2000 B. Gladman, J. Kavelaars, et coll.
34 XLVII Skoll ≈ 6 ~0,00015 17 670 000 −878 161,2° 0,464 Grup nòrdic 2006 S. Sheppard, D. Jewitt, J. Kleyna
35 XXI Tarvos ≈ 15 ~0,0023 17 980 000 +926 33,8° 0,531 Grup gal 2000 B. Gladman, J. Kavelaars, et coll.
36 LII Tarqeq ≈ 7 ~0,00023 18 010 000 +888 46,1° 0,160 Grup inuit 2007 S. Sheppard, D. Jewitt, J. Kleyna
37 LI Greip ≈ 6 ~0,00015 18 210 000 −921 179,8° 0,326 Grup nòrdic 2006 S. Sheppard, D. Jewitt, J. Kleyna
38 S/2004 S 13 ≈ 6 ~0,00015 18 400 000 −933 167,4° 0,273 Grup nòrdic 2004 S. Sheppard, D. Jewitt, J. Kleyna
39 XLIV Hyrrokkin ≈ 8 ~0,00035 18 440 000 −932 151,4° 0,333 Grup nòrdic 2006 S. Sheppard, D. Jewitt, J. Kleyna
40 XXV Mundilfari ≈ 7 ~0,00023 18 690 000 −953 169,4° 0,210 Grup nòrdic 2000 B. Gladman, J. Kavelaars, et coll.
41 L Jarnsaxa ≈ 6 ~0,00015 18 810 000 −965 163,3° 0,216 Grup nòrdic 2006 S. Sheppard, D. Jewitt, J. Kleyna
42 S/2006 S 1 ≈ 6 ~0,00015 18 980 000 −1015 154,2° 0,130 Grup nòrdic 2006 S. Sheppard, D.C. Jewitt, J. Kleyna
43 S/2007 S 3 ≈ 5 ~0,00009 18 980 000 −978 177,2° 0,130 Grup nòrdic 2007 S. Sheppard, D. Jewitt, J. Kleyna
44 XXXI Narvi ≈ 7 ~0,00023 19 010 000 −1 004 145,8° 0,431 Grup nòrdic 2003 S. Sheppard, D. Jewitt, J. Kleyna
45 XXXVIII Bergelmir ≈ 6 ~0,00015 19 340 000 −1006 158,5° 0,142 Grup nòrdic 2004 S. Sheppard, D. Jewitt, J. Kleyna
46 S/2004 S 17 ≈ 4 ~0,00005 19 450 000 −986 166,6° 0,259 Grup nòrdic 2004 S. Sheppard, D. Jewitt, J. Kleyna
47 XXIII Suttungr ≈ 7 ~0,00023 19 460 000 −1 017 175,8° 0,114 Grup nòrdic 2000 B. Gladman, J. Kavelaars, et coll.
48 XLIII Hati ≈ 6 ~0,00015 19 860 000 −1 039 165,8° 0,372 Grup nòrdic 2004 S. Sheppard, D. Jewitt, J. Kleyna
49 S/2004 S 12 ≈ 5 ~0,00009 19 890 000 −1 046 164,0° 0,401 Grup nòrdic 2004 S. Sheppard, D. Jewitt, J. Kleyna
50 XXXIX Bestla ≈ 7 ~0,00023 20 130 000 −1 084 145,2° 0,521 Grup nòrdic 2004 S. Sheppard, D. Jewitt, J. Kleyna
51 XL Farbauti ≈ 5 ~0,00009 20 390 000 −1 086 156,4° 0,206 Grup nòrdic 2004 S. Sheppard, D. Jewitt, J. Kleyna
52 XXX Thrymr ≈ 7 ~0,00023 20 470 000 −1 094 175,0° 0,470 Grup nòrdic 2000 B. Gladman, J. Kavelaars, et coll.
53 XXXVI Æegir ≈ 6 ~0,00015 20 740 000 −1 117 166,7° 0,252 Grup nòrdic 2004 S. Sheppard, D. Jewitt, J. Kleyna
54 S/2004 S 7 ≈ 6 ~0,00015 21 000 000 −1 140 165,1° 0,580 Grup nòrdic 2004 S. Sheppard, D. Jewitt, J. Kleyna
55 S/2006 S 3 ≈ 6 ~0,00015 22 100 000 −1 227 150,8° 0,471 Grup nòrdic 2006 S. Sheppard, D. Jewitt, J. Kleyna
56 XLV Kari ≈ 7 ~0,00023 22 120 000 −1 234 156,3° 0,478 Grup nòrdic 2006 S. Sheppard, D. Jewitt, J. Kleyna
57 XLI Fenrir ≈ 4 ~0,00005 22 450 000 −1 260 164,9° 0,136 Grup nòrdic 2004 S. Sheppard, D. Jewitt, J. Kleyna
58 XLVIII Surtur ≈ 6 ~0,00015 22 710 000 −1 298 177,5° 0,451 Grup nòrdic 2006 S. Sheppard, D. Jewitt, J. Kleyna
59 XIX Ymir ≈ 18 ~0,00397 23 040 000 −1 312 173,1° 0,335 Grup nòrdic 2000 B. Gladman, J. Kavelaars, et coll.
60 XLVI Loge ≈ 6 ~0,00015 23 070 000 −1 313 167,9° 0,187 Grup nòrdic 2006 S. Sheppard, D. Jewitt, J. Kleyna
61 XLII Fornjot ≈ 6 ~0,00015 25 110 000 −1 491 170,4° 0,206 Grup nòrdic 2004 S. Sheppard, D. Jewitt, J. Kleyna

No confirmats[modifica | modifica el codi]

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

Nom Imatge Diàmetre (km) Semieix major (km)[13] Període orbital (j)[13] Posició Any de descoberta
S/2004 S 6 S/2004 S 6 ≈ 3–5 ≈ 140 130 +0,61801 Presència incerta a l'Anell F 2004
S/2004 S 3/S 4 S/2004 S 3/S 4 ≈ 3−5 ≈ 140 300 ≈ +0,619 2004

Satèl·lits hipotètics[modifica | modifica el codi]

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

Aquests dos satèl·lits hipotètics són:

Nota sobre els noms[modifica | modifica el codi]

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

Notes[modifica | modifica el codi]

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

Referències[modifica | modifica el codi]

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

Enllaços externs (fonts)[modifica | modifica el codi]