Satürn ün doğal uyduları sadece onlarca metre çapındaki minik uydulardan Merkür gezegeninden daha büyük olan mu

Satürn'ün doğal uyduları, sadece onlarca metre çapındaki minik uydulardan, Merkür gezegeninden daha büyük olan muazzam Titan'a kadar çok sayıda ve çeşitlidir. Satürn, halkalarında gömülü olmayan ve yörüngeleri doğrulanmış 146 uyduya sahiptir (bunlardan sadece 13'ünün çapı 50 kilometreden fazladır) ve ayrıca milyonlarca gömülü küçük uydu ve daha küçük sayısız halka taneciklerini içeren yoğun halkaları vardır. Yedi Satürn uydusu, elips şekline sahip olabilecek kadar büyüktür, ancak bunlardan sadece Titan ve muhtemelen Rhea şu anda hidrostatik dengededir. Satürn'ün uyduları arasında özellikle dikkat çekici olanlar; azot bakımından zengin, Dünya benzeri bir atmosfere, kurumuş nehir ağları ve hidrokarbon göllerinden oluşan bir manzaraya sahip, Güneş Sistemi'ndeki (Jüpiter'in uydusu Ganymede'den sonra) ikinci en büyük uydu olan Titan, güney kutup bölgesinden gaz ve toz jetleri çıkan Enceladus ve tezat oluşturan siyah ve beyaz yarım küreleriyle İapetus'dur.

Satürn sisteminin fotoğrafik bir montajı.

Satürn'ün uyduları, yörüngeleri, boyut ve fiziksel özellikleri ve bu verilere göre tahmin edilebilecek oluşum mekanizmaları ve yaşam öyküleri açısından büyük bir çeşitlilik gösterirler. Satürn‘ün halkaları ve uyduları arasındaki karmaşık ilişki aydınlatılması gereken birçok ilginç noktayı barındırmaktadır.

Yörünge özellikleri

Satürn'ün uyduları, yarı büyük ekseni 134.000 ile 23 milyon km. arasında değişen çok geniş bir yörünge yelpazesine dağılmış durumdadırlar. Gezegene bilinen en yakın uydu 2,21 R_S (Satürn yarıçapı) uzaklıktaki yörüngedeki Metis'tir. Bilinen en uzak uydu ise, 383 R_S uzaklıktaki yörüngesi ile Ymir adlı küçük uydudur.

Satürn'ün tüm büyük uyduları ile halkalar arasında yer alan iç yörüngelerde bulunan birkaç küçük uydu, gezegenin ekvator düzlemine göre eğikliği yok denecek kadar az ve aynı şekilde dışmerkezlik oranı çok küçük olan yörüngeler çizmeleri nedeniyle 'düzenli uydular' olarak adlandırılır ve bu özellikleri uyduların Satürn'ün oluşumu sırasında meydana geldiklerini düşündürür. Yüksek eğiklik ve dışmerkezliğe sahip yörüngelerde ve bazıları da ters yönde hareket eden 'düzensiz uydular'ın ise kendi içlerinde benzer yörünge özelliklerine sahip birkaç grup içinde toplanmaları dikkati çeker. Bu uyduların içinde yer aldıkları gruplara göre değişen ortak ve büyük olasılıkla Satürn dışı kökenleri olduğu düşünülür. Satürn uydu sistemine özgü bir özellik 'eş-yörüngeli uydu' gruplarının varlığıdır.

Düzenli uydular:

İç yörüngeleri işgal eden uydular Satürn‘ün halkaları ile yoğun etkileşim halindedirler. Çekim etkileri ile halkaların dağılım ve yoğunluklarını belirledikleri, halkalar arasındaki boşluklara neden oldukları için bu uydulara 'çoban' takma adı verilmiştir. Bu uyduları halkalar sisteminin dinamik bileşenleri olarak kabul etmek gerekir. Pan adlı uydu 'nün, 2005 yılında Cassini sondası tarafından gönderilen görüntüler yardımıyla keşfedilen Daphnis ise 'nın açık kalmasından sorumludur ve bu boşluklar içinde yol alırlar. Atlas A halkasının dış sınırını belirler. Prometheus ve Pandora F halkasını iç ve dıştan aralarına alarak dar bir alana sıkıştırırlar.

Epimetheus ve Janus aynı yörüngeyi paylaşırlar. Bu yörünge boyunca belli aralıklarla hız değiştirerek birbirlerinin ilerisine ve gerisine geçmeleri Güneş Sistemi içinde başka örneğine rastlanmayan bir eş-yörünge ilişkisi oluşturur.

Mimas A ve B halkalarını ayıran varlığından sorumludur.

Enceladus, Dione ile 1:2 oranında bir rezonans içinde hareket eder.

Tethys ile aynı yörüngede, bu uydunun 60^o ilerisinde ve 60^o gerisinde yol alan iki 'Truvalı uydu' bulunur: Telesto ve Calypso. Aynı şekilde Dione ile aynı yörüngeyi paylaşan Truvalı uydular Helene ve Polydeuces'dir. Bunlar da değişik bir eş-yörünge ilişkisine örnektir.

Düzenli yörüngeye sahip uydulardan yalnızca dört tanesi halkaların dışında yer alır: Rhea, Titan, Hyperion ve İapetus.

İnuit düzensiz grubu, yörünge eğikliği 45^o - 46^o olan beş uyduyu içerir. Bu grubun üyeleri İnuit mitolojisi'nde adı geçen devlerin adlarını taşımaktadırlar.
İskandinav ters yörüngeli düzensiz grubu en kalabalık düzensiz uydu grubudur. En büyük üyesi Phoebe dir. Yeni üyeleri İskandinav mitolojisi'ndeki devlerden esinlenerek adlandırılan bu grup, ters yönde hareket eden, yörünge eğikliği ve dışmerkezlik açısından çeşitlilik gösteren ve bu nedenle bir kısmı Skathi benzerleri ve Narvi benzerleri şeklinde iki alt grupta toplanan çok sayıda küçük uydu içerir.
Galya düzensiz grubu, 'ndeki devlerin adları verilmiş olan, yörünge eğikliği 34^o civarında üç uydudan oluşmaktadır.

Hyperion dışındaki bütün düzenli uydular kendi eksenleri etrafındaki dönüşlerini Satürn çevresindeki dolanmalarına eş sürede tamamlarlar, yani gezegenle çekimsel olarak kilitlenmiş dönüş periyotları vardır. Bu nedenle Satürn'e hep aynı yüzleri dönük kalır. Hyperion'un ise kendi etrafında dönüş ekseni sürekli yer değiştirdiği için kaotik bir dönüş biçimi vardır. Bunda uydunun yörüngesinin Titan'ınki ile 3:4 rezonans içinde olmasının payı bulunabilir. Düzensiz yörüngeli uydular ise dışmerkezlik derecesi yüksek yörüngeler izledikleri ve bu nedenle yörünge boyunca sürekli değişen hızlarla ilerledikleri için dönüş periyotlarının dolanma periyotları ile kilitlenmesi mümkün olmamıştır.

Yeni keşfedilen ve henüz resmi ad almamış uyduların büyük çoğunluğu yeterli gözlem süresini geçirmedikleri için yörüngelerine ait bilgiler kesinleşmemiş durumdadır. Tabloda yer alan bu uydulara ait bilgilerin ve gruplandırmanın kesin olmadığını gözönünde tutmak gerekmektedir.

Fiziksel özellikler

Uyduların boyut ve biçimleri

Satürn'ün uyduları boyutları açısından da büyük bir çeşitlilik gösterirler. Güneş Sistemi'ndeki ikinci büyük uydu olan Titan, gezegenlerden Merkür ve Plüton'u çap açısından geride bırakır. Tethys, Dione, Rhea ve İapetus'un çapları 1000 km. yi aşar. Bu uydular büyük kütleleri ve kuvvetli yerçekimi nedeniyle tam bir küreye yakın biçimler almıştır. Güneş sistemi içinde bulunan çeşitli gök cisimleri üzerinde yapılan gözlemlerden öğrenildiği kadarıyla, 1000 km. civarında bir çap, bir gök cisminin oluşumu sırasında yoğunlaşan maddelerin açığa çıkardığı enerji nedeniyle ısınıp eriyerek tabakalar halinde farklılaşması ve kabaca küresel bir şekil ortaya çıkması için yeterli olmaktadır. Kuramsal hesaplamalar da buna yakın sonuçlar vermektedir. Ortalama çapı 100 km. -1000 km. arasında olan 7 uydu daha sayılabilir. Bunların arasında biçimi kusursuz bir küreye çok yakın olan Enceladus ile çok düzensiz bir görünüme sahip Phoebe, farklı köken ve yaşam öykülerinin uyduların fiziksel özelliklerine nasıl yansıdığına örnek oluştururlar.

Çapları 100 kilometreyi geçmeyen çok sayıda uydu, düzensiz şekillere sahip 'kaya' veya 'buz' parçaları olarak kabul edilir. Bugün için yeryüzünden gözlenebilirlik alt sınırı 3 km. kadar olduğundan, Satürn'ün henüz saptanamamış çok sayıda daha küçük uydusu olması mantıklı görünmektedir.

Dış görünüm ve yüzey özellikleri

Satürn sisteminin çeşitli üyelerinin kolaylıkla gözlenebilen temel özellikleri farklı köken ve geçmişlerini ele verir niteliktedir. Titan, gezegenlerle karşılaştırılabilecek büyüklüğünün yanı sıra, kendine özgü yüzey özelliklerini şekillendiren ve aynı zamanda gözlemlenmesini güçleştiren yoğun atmosferi ile kuşkusuz bu ailenin en ilginç ve sırlarla dolu üyesidir. Sürekli şekil değiştiren bulutlar ve yoğun bir pus tabakası yüzünden görünür tayfta gözlemler sınırlı bilgi sağlar. 0,22 düzeyinde bir yansıtabilirlik (albedo) derecesi ile uydu üzerine düşen güneş ışığının büyük kısmını soğuran bu atmosfer Titan yüzeyinde 95K civarında bir sıcaklık sağlar. Radar ve kızılötesi incelemelerde çarpma krateri olduğu düşünülen oluşumların seyrekliği, büyük yükselti farklarının bulunmayışı, Titan'ın hızla değişen dinamik bir yüzey yapısına sahip olduğu izlenimi verir. Tektonik etkinlik ve yanardağ etkinliği lehinde yorumlanabilecek özelliklerin yanında, sıvı aşındırması sonucunda ortaya çıktığı düşünülen yapılara rastlanmaktadır. Yoğunluğu yer atmosferinin 1,5 katı kadar olan ve yoğun bulutluluğu ile yüzey şekillerinin büyükçe bir kısmını gizleyen Titan atmosferinin uydu yüzeyine yağmur ya da kar şeklinde yağış düşmesine neden olduğu ve bu akışkanların açtığı nehir veya sel yatakları ve depolandığı göller bulunabileceği düşünülmektedir.

Bir atmosferi olduğu kanıtlanan ikinci Satürn uydusu Enceladus'tur. Sürekli bir atmosfer barındırmasına yeterli kütlesi olmadığı hesaplanan bu uyduda, düşük çekim gücü nedeniyle hızla uzaya kaçırılan gazların ancak güçlü bir yanardağ ya da gayzer etkinliği ile açıklanabilmesi olasıdır. Bu uydu gibi, diğer büyük uyduların tümünde de değişen derecelerde yüzey hareketliliğine ilişkin belirtiler gözlenmiştir: yüksek albedo dereceleri (Enceladus için 0,9; Tethys için 0,8; Rhea için 0,65; Dione için 0,55), krater yoğunluğunun değiştiği alanlar, kırıklar, sırtlar. İapetus iki yarıküresi arasında 10 katı aşan bir yansıtabilirlik farkı gösterir: uydunun hareketi yönündeki yarıküre için 0,04' e karşılık arka yarıkürede 0,5. Bunun yanı sıra, bu uyduyu ekvatoru boyunca çepeçevre dolanan en az10 km yüksekliğinde ve 20 km. eninde kemer şeklinde bir yükselti bulunmaktadır. Bu özelliklerin nedenleri aydınlatılamamıştır.

Phoebe ve düzensiz yörüngeye sahip diğer küçük uyduların çoğu oldukça düşük yansıtabilirlik derecelerine sahiptir. Bu özellikleri yörünge özellikleri ile birleştirildiğinde, bu uyduların Satürn sistemi dışı kökenli olabilecekleri görüşü güç kazanmaktadır.

İç yapılar

Satürn uydularının çeşitli uzay araçları tarafından elde edilen yüzey görüntüleri, kütle ve yoğunluklarına ilişkin ölçümler ve kısmen de tayfölçüm verileri sayesinde iç yapıları hakkında bazı varsayımlarda bulunmak mümkün olmuştur. Büyük uyduların 1,2 g/cm³ ile 1,5 g/cm³ arasında değişen yoğunlukları 1/3 oranında kaya ve 2/3 oranında buzdan oluşan bir yapı ile uyumludur. En azından 1000 km. çap sınırının üzerindeki uyduların geçmişinde bu bileşenlerin eriyerek tabakalanmasına izin verecek yüksek sıcaklıkların söz konusu olduğu bir dönem varsayılabilir. Büyük uyduların tümünde az ya da çok yakın tarihli jeolojik etkinliğin varlığını düşündüren yüzey yapılarının gözlenmesi, günümüzde de bazı uydularda sıvı halde iç katmanlar bulunabileceğine işaret eder. Özellikle Enceladus küçük kütlesine karşın önemli volkanik etkinlik belirtileri vererek oldukça aktif bir jeolojiye ve hareketli bir iç yapıya sahip görünür. Bunun nedeni Dione ile rezonans halindeki yörüngesinden kaynaklanan gel-git etkileri ile ısınma olabilir. Titan 1,8 g/cm³ ile tüm uydular içinde yoğunluğu en yüksek olanıdır. Bu uydunun büyük kütlesinden kaynaklanan nispeten önemli çekim gücünün yol açtığı sıkışma da hesaba alındığında yine diğer uydulardaki buz-kaya oranına ulaşılır. Phoebe'nin yarı yarıya buz-kaya dağılımına sahip olması ise yine düzenli uydulardan farklı bir kökeni olduğunu doğrular niteliktedir.

Satürn uydu sisteminin oluşumu ve evrimi

Güneş bulutsusu olarak adlandırılan gaz ve toz kütlesi 4,6 milyar yıl önce bilinmeyen bir nedenle yoğunlaşarak bugünkü şekliyle Güneş Sistemi'ni oluşturmaya başladığında, Satürn ve diğer gaz devlerinin 10.000 yıl gibi kısa bir süre içinde bugünkü kütlelerine yakın boyutlara ulaştıkları sanılmaktadır. Satürn'ün en azından düzenli uydularının da, Satürn'ü oluşturan diskin gezegen üzerinde yoğunlaşamamış kalıntılarından bu dönem içinde ortaya çıktıklarına kesin gözüyle bakılır. Bu uyduların dışmerkezlik veeğiklik oranları çok düşük yörüngeleri bu düşünceyi destekler.

İç yörüngelerdeki uydular, Satürn‘ün halkaları ve Satürn arasında önemli etkileşimler vardır ve bunlar halkalar ve iç uyduların bugün sahip oldukları özelliklerin bazılarından sorumludurlar. Halkaların içindeki yörüngelerde yer alan uydular halkaların bugün bilinen şekillerini korumasında etkilidir ve bu nedenle 'çoban uydular' olarak da adlandırılırlar. Halkaları oluşturan materyalin en azından bir kısmının kaynağı olarak da görülen bu uyduların tanımı konusunda yakın gelecekte yeni bir belirsizlik ortaya çıkması olasıdır. Halkaların aslında sayısız halkacıktan oluşan kesintili yapısı belirginleştikçe, halkacıklar arasında bu yapıyı düzenleyen ancak günümüzün olanaklarıyla saptanamayacak küçüklükte sayısız uydunun varlığından kuşkulanılmaktadır. Halkaları oluşturan toz ve buz taneciklerinin her birinin teknik olarak Satürn'ün birer uydusu olduğu göz önünde tutulduğunda, hangi yapılara uydu adı verilmesi gerektiği tartışılır hale gelmektedir.

Düzensiz yörüngeye sahip, özellikle de ters hareketli uyduların ise Satürn'ün çekim alanına yakalanarak sonradan uydusu haline gelmiş asteroid ya da belki de kuyrukluyıldız parçaları oldukları düşünülür. , daha önceden Güneş çevresinde Satürn yörüngesi ile kesişen bir yörünge üzerinde yol alan bir gökcisminin bir nedenle hız değiştirmesini gerektirir. Bu nedenler günümüzde, bilinen asteroid ve kuyrukluyıldız yörüngelerinde yeterli değişikliği yaratabilecek güçte değildir. Bu nedenle düzensiz yörüngeli uyduların da Satürn tarafından yakalanmalarının Güneş Sistemi'nin çok erken dönemlerinde gerçekleşmiş olduğu sanılmaktadır.

Satürn

Geniş bir alana yayılan Satürn'ün halkaları, yansıttıkları güneş ışınları nedeniyle gezegenin Yer'den izlenen parlaklığını kat kat arttırırlar ve Satürn'ün uydularının gözlenmesini güçleştirirler. Bu nedenle Satürn'ün uydularının bulunması genellikle Yer'in halka düzlemi geçişlerine denk gelmiştir. Satürn'ün 30 yıl süren her dolanım dönemi içinde iki kez gerçekleşen bu konum, halkaların tutulum ile aynı düzleme gelmeleri nedeniyle Yer'den görünmez olmalarını sağlar.

1655'te Hollandalı gök bilimci Christiaan Huygens, Titan'ı ilk kez gözledi ve 'Satürn'ün Ayı' adını verdi.
Giovanni Domenico Cassini 1671'de İapetus'u, bir yıl sonra Rhea'yı keşfetti. 1684'te Tethys ve Dione'u gözledi.
1789'da İngiliz gök bilimci William Herschel, Mimas ve Enceladus'u keşfetti.
1848'de ve George Bond, Hyperion'u gözlemlediler. Ancak onlardan iki gün sonra bu uyduyu gören William Lassell buluşu ilk yayınlayan ve uyduya adını veren kişi oldu.
1899 yılında , aralıklarla çekilmiş fotoğraf levhalarını karşılaştırarak Phoebe'yi keşfetti. Bu uydu fotoğraf yöntemiyle bulunan ilk uydu oldu. Pickering 1905 yılında adını verdiği yeni bir uydu gördüğünü bildirmiş, ancak sonradan böyle bir uydunun varolmadığı anlaşılmıştır.
1907'de Titan'ın bir atmosferi olabileceğini bildirdi.
1944'te Gerard Kuiper Titan üzerinde metan ve amonyak saptayarak atmosferin varlığını kanıtladı.
1966 yılında eş-yörüngeli uydular Epimetheus ve Janus, ve tarafından ayrı ayrı gözlendi. Bu iki uydunun ilişkisi ve bu gözlemlerin niteliği ancak 1978'de ve tarafından aydınlatılabildiği için bu uyduların keşfi bu dört gözlemcinin adı ile anılmaktadır.
1980 yılındaki halka düzlemi geçişinde çapları 20–30 km. arasında değişen üç küçük uydu, Telesto, Calypso ve Helene gözlendi.
1979 yılında Pioneer 11, Kasım 1980'de Voyager 1 ve Ağustos 1981'de Voyager 2 uzay sondaları Satürn'ün yakınından geçtiler. Voyager 1 tarafından elde edilen görüntülerde 3 yeni Satürn uydusu bulundu. Voyager 2'nin gönderdiği fotoğrafların tarafından sonradan değerlendirilmesiyle 1990'da en iç yörüngedeki uydu Pan bulundu.
2000-2003 yılları arasında düzensiz yörüngeli13 küçük uydu daha yeryüzünden yapılan gözlemlerle saptandı.
1997 yılında fırlatılan Cassini-Huygens uzay aracı 1 Temmuz 2004'te Satürn çevresinde yörüngeye girdi. İki ayrı uzay sondasından oluşan araçtan, iniş aracı ayrılarak 14 Ocak 2005'te Titan yüzeyine iniş yaptı. İniş sırasında atmosferin fiziksel ve kimyasal özellikleri üzerinde veriler topladı, görüntüler elde etti. Ancak bir programlama hatası nedeniyle elde edilen verilerin yarısı yeryüzüne aktarılamadan kaybedildi. Sondanın yüzeyle teması duyarlı ölçüm aygıtları ile değerlendirilerek yüzey yapısı hakkında bilgi edinilmeye çalışıldı. Uydu yüzeyinden görüntüler alındı. Bu veriler henüz değerlendirme aşamasındadır.

Cassini-Huygens programının ikinci bileşeni olan Cassini yörünge aracı Satürn çevresinde değişen yörüngeler izleyerek gezegen ve uyduları ile ilgili gözlemlerine başladı. 2004 yılında üç (Methone, Pallene ve Polydeuces), 2005 yılında 1 yeni uydu buldu. Aracın 2004 yılı içinde çektiği fotoğraflarda varlığından kuşkulanılan 3 yeni uydu ise henüz doğrulanmadı. Bu sonda Phoebe, Titan, İapetus ve Enceladus yakın geçişlerinde uyduların yüksek çözünürlüklü görüntülerini elde etti ve bilimsel gözlemler gerçekleştirdi. Elde edilen ilk bilgiler arasında Titan atmosferinin yapısı, bileşimi, hareketleri; uydu yüzeyinin radar gözlemleri ile elde edilen topoğrafik özellikleri; Phoebe'nin yüzey ayrıntıları, iç yapısı ve büyük olasılıkla Kuiper kuşağı ile bağlantılanan geçmişi; Enceladus'un daha önceden bilinmeyen atmosferi ve çevresinde yüksek yoğunluklu toz parçacıklarının saptanması sayılabilir.

Cassini programının birincil aşamasının 2008 yılına dek sürdürülmesi planlanmaktadır.

, ve arkadaşlarının Hawaii Üniversitesi'ndeki çalışma grubu sistematik bir araştırma yürüterek 2004'te Satürn'ün 12 yeni uydusunu daha saptadılar. Bunlar, çapları birkaç kilometreyi geçmeyen ve günümüzün olanaklarıyla Yer'den yapılan gözlemlerle yakalanabilecek en küçük cisimleri oluşturmaktadırlar.

Yörünge hesaplamaları henüz kesinleşmediği için adlandırılmamış olan yeni uydular, geçici kodları ile bilinmektedirler.

Adlandırma

Huygens, Titan'ı keşfettiğinde ona bir ad vermemişti. Gezegenin bilinen tek uydusu olarak kaldığı sürece, 'Satürn'ün ayı' adıyla anıldı. Cassini kendi bulduğu dört uyduya kral XIV. Louis onuruna 'Louis'nin yıldızları' adını verdi, bu dönemde henüz adı olmayan Titan ise 'Huygens ayı' olarak bilindi. William Herschel'in bugün Mimas ve Enceladus olarak bilinen uyduları bulmasından yarım yüzyıl sonra oğlu John Herschel Satürn'ün tüm uydularının Yunan mitolojisi'nde Kronos'un (Roma mitolojisi'ndeki 'ün eşdeğeri) kardeşleri olarak geçen Titan'ların adlarını taşımasını önerdi ve o tarihte bilinmekte olan yedi uyduya bugün taşıdıkları adları verdi. Bu gelenek, 1980'lerde Titan'ların soyundan gelenlerin adlarını da kapsayacak şekilde genişletilerek günümüze dek gelmiştir. 2000 yılından bu yana bulunan düzensiz uydulara ise bulundukları yörünge grubuna göre İnuit, İskandinav ve Galya mitolojisinde yer alan devlerin adları verilmektedir.

Satürn uydularının gözlenmesi

En büyük uydu Titan, 8. kadir derecesindeki parlaklığı ile çıplak gözle görülme sınırının altında kalır, ancak küçük bir dürbün ya da amatör teleskopla Satürn'ün yanında kolaylıkla görülür. Diğer büyük uyduların orta büyütmeli bir teleskopla görülmeleri mümkündür. Satürn'ün önemli uyduları tutulum düzlemine oldukça eğik olan Satürn ekvator düzleminde yol aldıkları için, Jüpiter uydularında gözlenen örtülme ve tutulma olayları, 30 yılda iki kez gerçekleşen Satürn ekvator düzlemi geçişleri dışında görülmez. Ancak gezegenin halkaları büyüm boyut ve parlaklıklarıyla özellikle iç yörüngelerdeki uyduların çoğunun gözlenmesini zorlaştırırlar. Bu nedenle ekvator düzlemi geçişleri uyduların rahatça izlenmesi için bir fırsat olarak kabul edilir.

Liste

Doğrulanmış

Burada Satürn'ün uyduları, en kısadan en uzuna doğru yörünge periyoduna (veya yarı büyük eksene) göre listelenmiştir. Yüzeyleri küremsi olacak kadar büyük olan uydular koyu renkle vurgulanıp mavi bir arka planda belirtilirken, düzensiz uydular; kırmızı, turuncu ve gri arka planda listelenmiştir. Düzensiz uyduların yörüngeleri ve ortalama uzaklıkları sık sık gezegensel ve güneşsel tedirginlikler nedeniyle kısa zaman aralığında oldukça değişkendir, bu nedenle tüm düzensiz uyduların listelenmiş yörünge öğelerinin ortalaması 300 yıllık sayısal integrasyon üzerinden alınır. Yörünge öğelerinin tümü, 1 Ocak 2000 Karasal Zaman dönemine dayanmaktadır.

Renk Anahtarı
Küçük iç uydular	♠ Titan	† Diğer yuvarlak uydular	‡ Inuit grubu	♦ Galyalı grubu	♣ İskandinav grubu

Sıra	Etiket	Adı	Mut. parl.	Çap (km)	Kütle (×10¹⁵ kg)	Yarı büyük eksen (km)	Yörünge periyodu (g)	Yörünge eğikliği (°)	Dış merkezlik	Konum	Keşif yılı	Keşfeden
1		S/2009	—	0,30	< 0,00000001	≈ 117000	≈ 0,47150	≈ 0.000	≈ 0.0000	dış B Halkası	2009	Cassini
		(küçük uydular)	—	0.04 to 0.4	< 0,00000002	≈ 130000	≈ 0,55000	≈ 0.000	≈ 0.0000	A Halkası içinde 1000 km'lik üç bant	2006	Cassini
2	XVIII	Pan Pan	9.1	28,2 (34 × 31 × 20)	5,0	133584	+0,57505	0.000	0.0000	Encke Bölümünde	1990
3	XXXV	Daphnis Daphnis	12.0	7,6 (8.6 × 8.2 × 6.4)	0,077	136505	+0,59408	0.004	0.0000	Keeler Aralığı'nda	2005	Cassini
4	XV	Atlas Atlas	10.7	30,2 (41 × 35 × 19)	6,6	137670	+0,60169	0.003	0.0012	dış A Halkası çoban uydusu	1980	Voyager 1
5	XVI	Prometheus Prometheus	6.5	86,2 (136 × 79 × 59)	159,5	139380	+0,61299	0.008	0.0022	iç F Halkası çoban uydusu	1980	Voyager 1
6	XVII	Pandora Pandora	6.6	81,4 (104 × 81 × 64)	137,1	141720	+0,62850	0.050	0.0042	dış F Halkası çoban uydusu	1980	Voyager 1
7a	XI	Epimetheus Epimetheus	5.6	116,2 (130 × 114 × 106)	526,6	151422	+0,69433	0.335	0.0098	Janus ile ortak yörüngede	1977	Fountain & Larson
7b	X	Janus Janus	4.7	179,0 (203 × 185 × 153)	1897,5	151472	+0,69466	0.165	0.0068	Epimetheus ile ortak yörüngede	1966
9	LIII	Aegaeon	18.7	0,66 (1.4 × 0.5 × 0.4)	≈ 0,000073	167500	+0,80812	0.001	0.0004	G Halkası küçük uydusu	2008	Cassini
10	I	Mimas †Mimas	2.7	396,4 (416 × 393 × 381)	37493	185404	+0,94242	1.566	0.0202		1789	Herschel
11	XXXII	Methone Methone	13.8	2,9 (3.9 × 2.6 × 2.4)	≈ 0,0063	194440	+1,00957	0.007	0.0001	Alkyonides	2004	Cassini
12	XLIX	Anthe Anthe	14.8	1,0	≈ 0,00026	197700	+1,05089	0.100	0.0011	Alkyonides	2007	Cassini
13	XXXIII	Pallene Pallene	12.9	4,4 (5.8 × 4.2 × 3.7)	≈ 0,023	212280	+1,15375	0.181	0.0040	Alkyonides	2004	Cassini
14	II	Enceladus †Enceladus	1.8	504,2 (513 × 503 × 497)	108022	237950	+1,37022	0.010	0.0047	E halkasını meydana getirir	1789	Herschel
15	III	Tethys †Tethys	0.3	1062,2 (1077 × 1057 × 1053)	617449	294619	+1,88780	0.168	0.0001		1684	Cassini
15a	XIII	Telesto Telesto	8.7	24,8 (33 × 24 × 20)	≈ 4,0	294619	+1,88780	1.158	0.0010	öndeki Tethys truvası (L4)	1980	vd.
15b	XIV	Calypso Calypso	8.7	21,4 (30 × 23 × 14)	≈ 2,5	294619	+1,88780	1.473	0.0010	takip eden Tethys truvası (L5)	1980	Pascu vd.
18	IV	Dione †Dione	0.4	1122,8 (1128 × 1123 × 1119)	1095452	377396	+2,73692	0.002	0.0022		1684	Cassini
18a	XII	Helene Helene	7.3	35,2 (43 × 38 × 26)	≈ 7,2	377396	+2,73692	0.199	0.0022	öndeki Dione truvası (L4)	1980	Laques & Lecacheux
18b	XXXIV	Polydeuces Polydeuces	13.5	2,6 (3.0 × 2.4 × 1.0)	≈ 0,0038	377396	+2,73692	0.177	0.0192	takip eden Dione truvası (L5)	2004	Cassini
21	V	Rhea †Rhea	−0.2	1527,6 (1530 × 1526 × 1525)	2306518	527108	+4,51821	0.327	0.0013		1672	Cassini
22	VI	Titan ♠Titan	−1.3	5149,46 (5149 × 5149 × 5150)	134520000	1221930	+15,9454	0.349	0.0288		1655	Huygens
23	VII	Hyperion Hyperion	4.8	270,0 (360 × 266 × 205)	5619,9	1481010	+21,2766	0.568	0.1230	Titan ile 4:3 rezonansta	1848	& Lassell
24	VIII	Iapetus †İapetus	1.7	1468,6 (1491 × 1491 × 1424)	1805635	3560820	+79,3215	15.47	0.0286		1671	Cassini
25		S/2019A ‡	15.3	≈ 6	≈ 0,11	11246000	+445,50	48.7	0.4630	Inuit grubu	2019	Gladman vd.
26	XXIV	Kiviuq ‡Kiviuq	12.7	≈ 17	≈ 2,6	11343000	+448,42	48.6	0.2120	Inuit grubu	2000	Gladman vd.
27	XXII	Ijiraq ‡Ijiraq	13.2	≈ 13	≈ 1,2	11408000	+450,78	47.5	0.2720	Inuit grubu	2000	Gladman vd.
28	IX	Phoebe ♣Phoebe	6.6	213,0 (219 × 217 × 204)	8292,0	12929400	-550,30	175.2	0.1640	İskandinav grubu	1899
29	XX	Paaliaq ‡Paaliaq	11.9	≈ 25	≈ 8,2	15166000	+686,55	44.8	0.3410	Inuit grubu	2000	Gladman vd.
30	XXVII	Skathi ♣Skathi	14.3	≈ 8	≈ 0,27	15635000	-728,50	152.6	0.2720	İskandinav grubu	2000	Gladman vd.
31		S/2004T ♣	15.9	≈ 4	≈ 0,034	15945000	-755,69	159.3	0.4460	İskandinav grubu	2004	Sheppard vd.
32	XXVI	Albiorix ♦Albiorix	11.1	28,6	≈ 12,2	16393000	+785,49	34.1	0.4800	Galyalı grubu	2000
33		S/2007A ♣(S/2007 S 2)	15.7	≈ 6	≈ 0,11	16718000	-809,77	174.1	0.1790	İskandinav grubu	2007	Sheppard vd.
34		S/2004M ‡	15.8	≈ 4	≈ 0,034	17070000	+840,47	39.0	0.4880	Inuit grubu	2004	Sheppard vd.
35	XXXVII	Bebhionn ♦Bebhionn	15.0	≈ 6	≈ 0,11	17116000	+837,35	35.1	0.4680	Galyalı grubu	2004	Sheppard vd.
36		S/2004O ‡	15.6	≈ 4	≈ 0,034	17499000	+863,02	48.3	0.2020	Inuit grubu	2004	Sheppard vd.
37	XXVIII	Erriapus ♦Erriapus	13.7	≈ 10	≈ 0,52	17602000	+874,17	34.5	0.4720	Galyalı grubu	2000	Gladman vd.
38	XLVII	Skoll ♣Skoll	15.4	≈ 5	≈ 0,065	17667000	-879,83	161.0	0.4640	İskandinav grubu	2006	Sheppard vd.
39	LII	Tarqeq ‡Tarqeq	14.8	≈ 7	≈ 0,18	17962000	+883,93	46.3	0.1680	Inuit grubu	2007	Sheppard vd.
40	XXIX	Siarnaq ‡Siarnaq	10.6	39,3	≈ 31,8	18182000	+895,47	45.8	0.2800	Inuit grubu	2000	Gladman vd.
41	XXI	Tarvos ♦Tarvos	12.8	≈ 15	≈ 1,8	18243000	+929,85	33.7	0.5380	Galyalı grubu	2000	Gladman vd.
42	(kayıp)	S/2004B ♣(S/2004 S 13)	15.6	≈ 6	≈ 0,11	18406000 (18511200±782400)	-935,68 (-940,39)	168.8 (167,438±0,070)	0.2590 (0,2774±0,0305)	İskandinav grubu	2004	Sheppard vd.
43	XLIV	Hyrrokkin ♣	14.3	≈ 8	≈ 0,27	18440000	-932,35	151.5	0.3360	İskandinav grubu	2004	Sheppard vd.
44	LI	Greip ♣	15.4	≈ 5	≈ 0,065	18457000	-939,49	174.8	0.3150	İskandinav grubu	2006	Sheppard vd.
45	XXV	Mundilfari ♣	14.5	≈ 7	≈ 0,18	18653000	-954,81	167.4	0.2100	İskandinav grubu	2000	Gladman vd.
46		S/2006A ♣	15.6	≈ 5	≈ 0,065	18780000	-962,90	156.2	0.1410	İskandinav grubu	2006	Sheppard vd.
47	(kayıp)	S/2007B ♣	15.7	≈ 5	≈ 0,065	18938000 (20432100±290200)	-980,22 (-1092,10)	177.6 (177,209±0,110)	0.1850 (0,1287±0,0150)	İskandinav grubu	2007	Sheppard vd.
48		S/2004D ♣	15.8	≈ 4	≈ 0,034	19259000	-1007,04	163.7	0.1820	İskandinav grubu	2004	Sheppard vd.
49	XXXVIII	Bergelmir ♣	15.2	≈ 5	≈ 0,065	19336000	-1006,94	158.6	0.1420	İskandinav grubu	2004	Sheppard vd.
50	XXXI	Narvi ♣Narvi	14.4	≈ 7	≈ 0,18	19349000	-1004,08	145.7	0.4300	İskandinav grubu	2003	Sheppard vd.
51	L	Jarnsaxa ♣Jarnsaxa	15.6	≈ 6	≈ 0,11	19354000	-1008,83	163.6	0.2180	İskandinav grubu	2006	Sheppard vd.
52	(kayıp)	S/2004C ♣	16.0	≈ 4	≈ 0,034	19448000 (19079700±679200)	-1016,88 (-984,05)	168.2 (166,870±0,350)	0.1800 (0,2268±0,0438)	İskandinav grubu	2004	Sheppard vd.
53	XXIII	Suttungr ♣	14.5	≈ 7	≈ 0,18	19468000	-1019,31	175.8	0.1140	İskandinav grubu	2000	Gladman vd.
54		S/2004K ♣	15.3	≈ 6	≈ 0,11	19850000	-1054,46	166.3	0.1570	İskandinav grubu	2004	Sheppard vd.
55	XLIII	Hati ♣	15.3	≈ 5	≈ 0,065	19868000	-1042,75	165.8	0.3710	İskandinav grubu	2004	Sheppard vd.
56		S/2004A ♣	15.7	≈ 5	≈ 0,065	19886000	-1048,56	165.3	0.3270	İskandinav grubu	2004	Sheppard vd.
57	XXXIX	Bestla ♣	14.6	≈ 7	≈ 0,18	20145000	-1088,58	145.2	0.5200	İskandinav grubu	2004	Sheppard vd.
58	XL	Farbauti ♣	15.7	≈ 5	≈ 0,065	20390000	-1087,79	156.5	0.2410	İskandinav grubu	2004	Sheppard vd.
59	XXX	Thrymr ♣	14.3	≈ 8	≈ 0,27	20418000	-1095,73	177.7	0.4660	İskandinav grubu	2000	Gladman vd.
60		S/2004F ♣	16.1	≈ 3	≈ 0,014	20598000	-1117,26	177.4	0.2160	İskandinav grubu	2004	Sheppard vd.
61		S/2004N ♣	16.1	≈ 3	≈ 0,014	20711000	-1124,15	157.7	0.0870	İskandinav grubu	2004	Sheppard vd.
62	XXXVI	Aegir ♣	15.5	≈ 6	≈ 0,11	20751000	-1120,56	166.7	0.2520	İskandinav grubu	2004	Sheppard vd.
63		S/2004I ♣	15.9	≈ 4	≈ 0,034	20951000	-1147,07	174.3	0.5190	İskandinav grubu	2004	Sheppard vd.
64	(kayıp)	S/2007C ♣	15.2	≈ 6	≈ 0,11	21000000 (20680600±371000)	-1144,05 (-1110,36)	165.7 (165,614±0,140)	0.5290 (0,5552±0,0195)	İskandinav grubu	2004	Sheppard vd.
65		S/2004O ♣	15.6	≈ 4	≈ 0,034	21152000	-1160,15	158.9	0.2540	İskandinav grubu	2004	Sheppard vd.
66		S/2004G ♣	15.6	≈ 4	≈ 0,034	21457000	-1190,01	176.6	0.4370	İskandinav grubu	2004	Sheppard vd.
67		S/2004L ♣	15.8	≈ 4	≈ 0,034	21843000	-1221,83	169.4	0.1610	İskandinav grubu	2004	Sheppard vd.
68		S/2004R ♣	15.5	≈ 6	≈ 0,11	21965000	-1233,02	176.8	0.2370	İskandinav grubu	2004	Sheppard vd.
69	XLV	Kari ♣	14.8	≈ 6	≈ 0,11	22093000	-1233,96	156.1	0.4760	İskandinav grubu	2006	Sheppard vd.
70		S/2004U ♣	15.9	≈ 4	≈ 0,034	22266000	-1255,13	155.3	0.5410	İskandinav grubu	2004	Sheppard vd.
71		S/2006B ♣	15.6	≈ 6	≈ 0,11	22428000	-1257,72	158.6	0.3790	İskandinav grubu	2006	Sheppard vd.
72	XLI	Fenrir ♣	15.9	≈ 4	≈ 0,034	22454000,	-1263,01	165.0	0.1350	İskandinav grubu	2004	Sheppard vd.
73	XLVIII	Surtur ♣	15.8	≈ 6	≈ 0,11	22941000	-1302,09	169.7	0.4460	İskandinav grubu	2006	Sheppard vd.
74	XLVI	Loge ♣	15.3	≈ 5	≈ 0,065	23059000	-1314,76	167.7	0.1860	İskandinav grubu	2006	Sheppard vd.
75	XIX	Ymir ♣Ymir	12.3	≈ 19	≈ 3,6	23128000	-1319,85	173.5	0.3340	İskandinav grubu	2000	Gladman vd.
76		S/2004E ♣	16.3	≈ 3	≈ 0,014	23131000	-1327,10	155.0	0.4090	İskandinav grubu	2004	Sheppard vd.
77		S/2004V ♣	16.3	≈ 3	≈ 0,014	23201000	-1339,29	167.1	0.1020	İskandinav grubu	2004	Sheppard vd.
78		S/2004H ♦	16.0	≈ 3	≈ 0,014	23346000	+1343,85	36.5	0.0720	Galyalı grubu?	2004	Sheppard vd.
79		S/2004S ♣	16.1	≈ 3	≈ 0,014	23439000	-1359,36	152.5	0.6170	İskandinav grubu	2004	Sheppard vd.
80		S/2004P ♣	15.9	≈ 4	≈ 0,034	23581000	-1371,69	159.1	0.5140	İskandinav grubu	2004	Sheppard vd.
81		S/2004Q ♣	16.1	≈ 3	≈ 0,014	24150000	-1425,04	167.5	0.2820	İskandinav grubu	2004	Sheppard vd.
82	XLII	Fornjot ♣	14.9	≈ 6	≈ 0,11	25146000	-1498,57	170.4	0.2080	İskandinav grubu	2004	Sheppard vd.
83	LVIII	S/2004J ♣(S/2004 S 26)	15.8	≈ 4	≈ 0,034	26107000	-1605,93	172.1	0.1470	İskandinav grubu	2004	Sheppard vd.

Doğrulanmamış

Aşağıdaki nesneler (Cassini tarafından gözlemlenmiştir) katı cisimler olarak onaylanmamıştır. Bunların gerçek uydular mı yoksa F Halkası içindeki kalıcı yığınlar mı olduğu henüz belli değil.

Adı	Resim	Çap (km)	Yarı büyük eksen (km)	Yörünge periyodu (g)	Konum	Keşif yılı	Durum
ve		≈ 3–5	≈ 140300	≈ +0,619	F Halkası etrafındaki belirsiz nesneler	2004	Kasım 2004'te bölgenin kapsamlı görüntülenmesinde tespit edilmediler ve bu da varlıklarını olanakdışı hale getirdi.
		≈ 3–5	≈ 140130	+0,61801	F Halkası etrafındaki belirsiz nesneler	2004	2005 yılında tutarlı bir şekilde tespit edildi, ince tozla çevrili olma ve çok küçük bir fiziksel çekirdeğe sahip olma olasılığı var.

Varsayımsal

Farklı gök bilimciler tarafından iki uydunun keşfedildiği iddia edildi, ancak bir daha asla görülmedi. Her iki uydunun da Titan ve Hyperion arasında yörüngede döndüğü söylenmişti.

Chiron, 1861'de Hermann Goldschmidt tarafından görüldüğü iddia edildi, ancak başka hiç kimse tarafından gözlemlenmedi.
Themis, 1905'te astronom William Pickering tarafından keşfedildiği iddia edildi, ancak bir daha asla görülmedi.Bununla birlikte, 1960'lara kadar çok sayıda almanak ve astronomi kitabında yer almıştı.

Notlar

^ Sıra, Satürn'den ortalama uzaklıklarına göre diğer uydular arasındaki konumu ifade eder.
^ Etiket, her uydunun isimlendirme sırasına göre verilen Roma rakamı adını belirtmektedir.
^ Pan'dan Janus, Methone, Pallene, Telepso, Calypso, Helene, Hyperion ve Phoebe'ye kadar olan iç uyduların çapları ve boyutları Thomas 2010, Tablo 3'ten alınmıştır. Mimas, Enceladus, Tethys, Dione, Rhea ve İapetus'un çap ve boyutları Thomas 2010, Tablo 1'den alınmıştır. Diğer uyduların yaklaşık boyutları Scott Sheppard'ın web sitesinden alınmıştır.
^ Büyük uyduların kütleleri Jacobson 2006'dan alınmıştır. Pan, Daphnis, Atlas, Prometheus, Pandora, Epimetheus, Janus, Hyperion ve Phoebe kütleleri Thomas, 2010, Tablo 3'ten alınmıştır. Küçük düzenli uyduların kütleleri, yoğunluğun 0,5 g/cm³ olduğu varsayılarak hesaplanırken, düzensiz uyduların kütleleri, yoğunluğun 1,0 g/cm³ olduğu varsayılarak hesaplanmıştır.
^ ^a ^b ^c Yörünge parametreleri Spitale vd. 2006, IAU-MPC Natural Satellites Ephemeris Service, JPL Solar System Dynamics, ve NASA/NSSDC.
^ Negatif sayılar ters yön yörüngeleri belirtmektedir.
^ Düzenli uydular için Satürn'ün ekvatoruna, düzensiz uydular için tutuluma.
^ Ters yön yörüngede bilinen tek dış uydu, Galyalı grubunun diğer uydularına benzer yörünge eğikliği.
^ Muhtemelen olağandışı yüksek dış merkezliği nedeniyle yakalanmış bir asteroit, ancak yörüngesi İskandinav grubuna benzer.
^ S/2004 S 4 büyük olasılıkla geçici bir yığındı - ilk görüldüğünden beri ortaya çıkmadı.

Kaynakça

^ . NASA. 13 Mayıs 2006 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 17 Ocak 2010.
^ Sheppard, Scott S. . Departament of Terrestrial Magnetism at Carniege Institution for science. 7 Haziran 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 28 Ağustos 2008.
^ ^a ^b Porco, C.; the Cassini Imaging Team (2 Kasım 2009). . IAU Circular. Cilt 9091. 11 Haziran 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 13 Nisan 2022.
^ Redd, Nola Taylor (27 Mart 2018). . Space.com. 13 Nisan 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Ekim 2019.
^ . 17 Şubat 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi.
^ ^a ^b . Jet Propulsion Laboratory. 5 Ekim 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 28 Mart 2022.
^ ^a ^b . Gazetteer of Planetary Nomenclature. USGS Astrogeology. 21 Temmuz 2006. 16 Aralık 2001 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 6 Ağustos 2006.
^ ^a ^b ^c Thomas, P. C. (July 2010). "Sizes, shapes, and derived properties of the saturnian satellites after the Cassini nominal mission" (PDF). Icarus. 208 (1). ss. 395-401. Bibcode:2010Icar..208..395T. doi:10.1016/j.icarus.2010.01.025. 23 Aralık 2018 tarihinde kaynağından (PDF). Erişim tarihi: 13 Nisan 2022.
^ Sheppard, Scott S. . sites.google.com. 24 Nisan 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Ekim 2019.
^ Jacobson, R. A.; Antreasian, P. G.; Bordi, J. J.; Criddle, K. E.; Ionasescu, R.; Jones, J. B.; Mackenzie, R. A.; Meek, M. C.; Parcher, D.; Pelletier, F. J.; Owen, Jr., W. M.; Roth, D. C.; Roundhill, I. M.; Stauch, J. R. (Aralık 2006). "The Gravity Field of the Saturnian System from Satellite Observations and Spacecraft Tracking Data". The Astronomical Journal. 132 (6). ss. 2520-2526. Bibcode:2006AJ....132.2520J. doi:10.1086/508812.
^ ^a ^b ^c Spitale, J. N.; Jacobson, R. A.; Porco, C. C.; Owen, W. M., Jr. (2006). "The orbits of Saturn's small satellites derived from combined historic and Cassini imaging observations". The Astronomical Journal. 132 (2). ss. 692-710. Bibcode:2006AJ....132..692S. doi:10.1086/505206.
^ . IAU: Minor Planet Center. 13 Mart 2010 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 8 Ocak 2011.
^ Williams, David R. (21 Ağustos 2008). . NASA (National Space Science Data Center). 19 Aralık 1996 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 27 Nisan 2010.
^ . Jet Propulsion Laboratory. 27 Eylül 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 28 Mart 2022.
^ ^a ^b ^c ^d Gray, Bill (27 Mayıs 2017). . projectpluto.com. 4 Ağustos 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 15 Ocak 2021.
^ ^a ^b ^c ^d Gray, Bill (27 Mayıs 2017). . projectpluto.com. 4 Ağustos 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 15 Ocak 2021.
^ ^a ^b ^c ^d Gray, Bill (27 Mayıs 2017). . projectpluto.com. 4 Ağustos 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 15 Ocak 2021.
^ ^a ^b ^c ^d Gray, Bill (27 Mayıs 2017). . projectpluto.com. 4 Ağustos 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 15 Ocak 2021.
^ ^a ^b Porco, C. C.; Baker, E.; Barbara, J. (2005). "Cassini Imaging Science: Initial Results on Saturn's Rings and Small Satellites" (PDF). Science. 307 (5713). ss. 1226-36. Bibcode:2005Sci...307.1226P. doi:10.1126/science.1108056. (PMID) 15731439. 25 Temmuz 2011 tarihinde kaynağından (PDF). Erişim tarihi: 13 Nisan 2022.
^ ^a ^b ^c Schlyter, Paul (2009). . Views of the Solar System (Calvin J. Hamilton). 18 Ağustos 2000 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 5 Ocak 2010.

[7] Sıra, Satürn'den ortalama uzaklıklarına göre diğer uydular arasındaki konumu ifade eder.

[9] Etiket, her uydunun isimlendirme sırasına göre verilen Roma rakamı adını belirtmektedir.

[diameter-12] Pan'dan Janus, Methone, Pallene, Telepso, Calypso, Helene, Hyperion ve Phoebe'ye kadar olan iç uyduların çapları ve boyutları Thomas 2010, Tablo 3'ten alınmıştır. Mimas, Enceladus, Tethys, Dione, Rhea ve İapetus'un çap ve boyutları Thomas 2010, Tablo 1'den alınmıştır. Diğer uyduların yaklaşık boyutları Scott Sheppard'ın web sitesinden alınmıştır.

[14] Büyük uyduların kütleleri Jacobson 2006'dan alınmıştır. Pan, Daphnis, Atlas, Prometheus, Pandora, Epimetheus, Janus, Hyperion ve Phoebe kütleleri Thomas, 2010, Tablo 3'ten alınmıştır. Küçük düzenli uyduların kütleleri, yoğunluğun 0,5 g/cm³ olduğu varsayılarak hesaplanırken, düzensiz uyduların kütleleri, yoğunluğun 1,0 g/cm³ olduğu varsayılarak hesaplanmıştır.

[orbital-18] Yörünge parametreleri Spitale vd. 2006, IAU-MPC Natural Satellites Ephemeris Service, JPL Solar System Dynamics, ve NASA/NSSDC.

[19] Negatif sayılar ters yön yörüngeleri belirtmektedir.

[20] Düzenli uydular için Satürn'ün ekvatoruna, düzensiz uydular için tutuluma.

[26] Ters yön yörüngede bilinen tek dış uydu, Galyalı grubunun diğer uydularına benzer yörünge eğikliği.

[27] Muhtemelen olağandışı yüksek dış merkezliği nedeniyle yakalanmış bir asteroit, ancak yörüngesi İskandinav grubuna benzer.

[note_2a-29] S/2004 S 4 büyük olasılıkla geçici bir yığındı - ilk görüldüğünden beri ortaya çıkmadı.

[Saturn62-1] . NASA. 13 Mayıs 2006 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 17 Ocak 2010.

[shep-main-2] Sheppard, Scott S. . Departament of Terrestrial Magnetism at Carniege Institution for science. 7 Haziran 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 28 Ağustos 2008.

[IAUC2009b-3] Porco, C.; the Cassini Imaging Team (2 Kasım 2009). . IAU Circular. Cilt 9091. 11 Haziran 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 13 Nisan 2022.

[4] Redd, Nola Taylor (27 Mart 2018). . Space.com. 13 Nisan 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Ekim 2019.

[5] . 17 Şubat 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi.

[jplsats-6] . Jet Propulsion Laboratory. 5 Ekim 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 28 Mart 2022.

[Gazetteer-8] . Gazetteer of Planetary Nomenclature. USGS Astrogeology. 21 Temmuz 2006. 16 Aralık 2001 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 6 Ağustos 2006.

[Thomas2010-10] Thomas, P. C. (July 2010). "Sizes, shapes, and derived properties of the saturnian satellites after the Cassini nominal mission" (PDF). Icarus. 208 (1). ss. 395-401. Bibcode:2010Icar..208..395T. doi:10.1016/j.icarus.2010.01.025. 23 Aralık 2018 tarihinde kaynağından (PDF). Erişim tarihi: 13 Nisan 2022.

[Sheppardmoonsinfo-11] Sheppard, Scott S. . sites.google.com. 24 Nisan 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Ekim 2019.

[Jacobson_Antreasian_et_al._2006-13] Jacobson, R. A.; Antreasian, P. G.; Bordi, J. J.; Criddle, K. E.; Ionasescu, R.; Jones, J. B.; Mackenzie, R. A.; Meek, M. C.; Parcher, D.; Pelletier, F. J.; Owen, Jr., W. M.; Roth, D. C.; Roundhill, I. M.; Stauch, J. R. (Aralık 2006). "The Gravity Field of the Saturnian System from Satellite Observations and Spacecraft Tracking Data". The Astronomical Journal. 132 (6). ss. 2520-2526. Bibcode:2006AJ....132.2520J. doi:10.1086/508812.

[Spitale_Jacobson_et_al._2006-15] Spitale, J. N.; Jacobson, R. A.; Porco, C. C.; Owen, W. M., Jr. (2006). "The orbits of Saturn's small satellites derived from combined historic and Cassini imaging observations". The Astronomical Journal. 132 (2). ss. 692-710. Bibcode:2006AJ....132..692S. doi:10.1086/505206.

[note_5-16] . IAU: Minor Planet Center. 13 Mart 2010 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 8 Ocak 2011.

[NASA-17] Williams, David R. (21 Ağustos 2008). . NASA (National Space Science Data Center). 19 Aralık 1996 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 27 Nisan 2010.

[jplsats-disc-21] . Jet Propulsion Laboratory. 27 Eylül 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 28 Mart 2022.

[2004S13-22] Gray, Bill (27 Mayıs 2017). . projectpluto.com. 4 Ağustos 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 15 Ocak 2021.

[2007S3-23] Gray, Bill (27 Mayıs 2017). . projectpluto.com. 4 Ağustos 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 15 Ocak 2021.

[2004S17-24] Gray, Bill (27 Mayıs 2017). . projectpluto.com. 4 Ağustos 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 15 Ocak 2021.

[2004S7-25] Gray, Bill (27 Mayıs 2017). . projectpluto.com. 4 Ağustos 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 15 Ocak 2021.

[Porco2005-28] Porco, C. C.; Baker, E.; Barbara, J. (2005). "Cassini Imaging Science: Initial Results on Saturn's Rings and Small Satellites" (PDF). Science. 307 (5713). ss. 1226-36. Bibcode:2005Sci...307.1226P. doi:10.1126/science.1108056. (PMID) 15731439. 25 Temmuz 2011 tarihinde kaynağından (PDF). Erişim tarihi: 13 Nisan 2022.

[Solarviews-30] Schlyter, Paul (2009). . Views of the Solar System (Calvin J. Hamilton). 18 Ağustos 2000 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 5 Ocak 2010.