En el cas del sistema solar, el nombre de satèl·lits difereix molt d’un planeta a un altre. Així, entre els planetes de tipus terrestre, Mercuri i Venus no tenen cap satèl·lit; la Terra és acompanyada per la Lluna, i Mart per Fobos i Deimos, dos petits cossos que podrien ser asteroides capturats per la gravetat marciana. En canvi, en el cas dels gegants gasosos, el nombre de satèl·lits és molt més elevat: Júpiter té 79 cossos orbitant al seu voltant, Saturn en té 62, Urà 27 i Neptú 14 (dades del setembre del 2019).
No només els planetes principals del sistema solar tenen satèl·lits. Hom estima que entre el 10% i el 20% dels objectes transneptunians en tenen un o més. Segons dades del setembre del 2019, es coneixen cinc cossos orbitant al voltant del planeta nan Plutó, el més gran dels quals, Caront, té una massa equivalent a la vuitena part de la de Plutó, i forma, per tant, un planeta nan doble. També els planetes nans Haumea, Makemake i Eris tenen satèl·lits.
D’altra banda s’han descobert diversos asteroides dobles i triples, alguns dels quals, per la relació de masses entre els dos cossos, es poden considerar formats per un asteroide principal i un satèl·lit. És el cas, per exemple, dels asteroides 22 (Cal·líope), 45 (Eugenia), 87 (Sílvia), 107 (Camil·la), 121 (Hermíone), 130 (Electra), 243 (Ida), 283 (Emma) i 379 (Huenna).
D’aquests prop de dos centenars de satèl·lits coneguts del sistema solar, només setze tenen un diàmetre superior als 1.000 km, i dos —Ganimedes (Júpiter) i Tità (Saturn)— són més grans que el planeta Mercuri. Una vintena tenen una massa suficient per haver adquirit forma esfèrica, i la resta de cossos tenen una forma irregular. A més de la mida intrínseca dels satèl·lits, cal també fer esment a la seva mida respecte del planeta al voltant del qual orbiten. En aquest aspecte, el sistema Terra-Lluna és un cas únic dins dels planetes del sistema solar, ja que les mides d’ambdós cossos són comparables, amb una relació de diàmetres lleugerament superior a un quart. En lloc d’un planeta i el seu satèl·lit, més aviat cal considerar-los com un sistema constituït per dos planetes que giren junts.
L’estudi de les òrbites dels satèl·lits pot servir per a determinar la massa del planeta al voltant del qual giren, tot aplicant la coneguda com tercera llei de Kepler, sempre que la massa del satèl·lit sigui molt més petita que la del planeta. Com ja s’ha esmentat, aquesta condició es compleix per a tots els satèl·lits dels planetes del sistema solar excepte per a la Lluna. Una característica comuna a molts satèl·lits és l’anomenada rotació síncrona o acoblament de marea, per la qual el satèl·lit presenta sempre la mateixa cara vist des de la superfície del planeta.
Les característiques de les òrbites també poden donar informació sobre l’origen del satèl·lit. En el cas que el satèl·lit es mogui al voltant del seu planeta en sentit directe (mateix sentit que la rotació del planeta), seguint òrbites quasi circulars i poc inclinades respecte a l’equador, hom pot suposar que s’ha format a partir d’un disc de material que orbitava el planeta, originat bé per material que no va acabar de formar-ne part, bé per les restes de l’impacte del planeta amb un altre cos. Aquests tipus de satèl·lits s’anomenen regulars. En canvi, les òrbites retrògrades (sentit invers al de la rotació del planeta), molt el·líptiques i inclinades respecte al pla de l’equador, són pròpies de cossos capturats per la gravetat del planeta que han acabat convertint-se en satèl·lits, en aquest cas anomenats irregulars.
En el cas de la formació dels satèl·lits regulars, hom ha pogut demostrar que, donada una massa central i una certa quantitat de matèria en estat gasós o de petites partícules sòlides, gravitant al seu voltant, hi ha una distància mínima a la qual es pot produir l’agregació de la matèria difosa en un sol cos sòlid. Aquesta distància mínima és coneguda amb el nom de límit de Roche. Mentre que el material del disc circumplanetari exterior al límit de Roche podria acabar formant un o diversos satèl·lits, no passaria el mateix amb el material interior. Així, hom creu que els anells de Saturn, i també els d’Urà, són exemples de regions en les quals els petits cossos rocallosos formats a partir de la nebulosa primitiva no s’han pogut agregar en un sol cos perquè eren dins del límit de Roche. Però també pot ser que, en el cas de Saturn, siguin les restes d’un antic satèl·lit que s’arribà a formar i fou destruït per les forces de marea del planeta central.
Un cas interessant és el de Tritó, satèl·lit de Neptú, l’òrbita retrògrada del qual és única entre els grans satèl·lits del sistema solar. Una hipòtesi recent suggereix que Tritó formava part d’un sistema de dos cossos pertanyents al cinturó de Kuiper. En passar prop de Neptú el sistema es va dissociar, i Tritó quedà capturat per Neptú i l’altre cos fou expulsat de nou cap al cinturó de Kuiper.
Les petites dimensions dels satèl·lits feien pensar que llurs masses eren massa petites perquè poguessin retenir una atmosfera a llur voltant. Però l’any 1944 G.P. Kuiper descobrí l’existència a l’espectre de Tità de les ratlles del metà gasós. De fet, el 1907 l’astrònom català Josep Comas i Solà ja havia apuntat la possibilitat que la lluna més gran de Saturn tingués un embolcall gasós, en observar el fenomen conegut com enfosquiment del limbe al disc del satèl·lit. Posteriorment s’ha fet palesa l’existència d’atmosferes, molt més tènues, al voltant d’altres satèl·lits. La dècada de 1970, les sondes Pioneer i Voyager establiren la presència d’una lleugera atmosfera de sodi al satèl·lit jovià Io. Com la massa d’Io no és prou gran per a retenir una atmosfera estable, els gasos que la componen escapen a l’espai i són constantment reemplaçats per gasos provinents de les erupcions dels nombrosos volcans que hi ha al satèl·lit. Tritó, el satèl·lit de Neptú, també té una tènue atmosfera, en aquest cas composta principalment de nitrogen. En altres satèl·lits, com Ganimedes, Europa i Cal·listo (Júpiter), Rea, Dione i Encèlad (Saturn) i Titània (Urà), la presència d’atmosfera es redueix als gasos que són emesos des de la superfície a causa de la dissociació de molècules per l’acció de la radiació solar i l’emissió de gasos com el radó i l’heli, resultat del decaïment radioactiu dels materials de l’escorça. Fins i tot la Lluna té una atmosfera extremament tènue (pressió de 0,3 nPa) d’aquestes característiques.
L’existència de satèl·lits amb atmosfera, en particular el cas de Tità, ha obert la possibilitat que aquests cossos puguin albergar alguna mena de vida, i d’aquesta manera han esdevingut objectius de les missions espacials. Així, l’any 2005 la sonda Huygens de l’Agència Espacial Europea va aterrar a la superfície de Tità. Les dades i les fotografies que va enregistrar van permetre descobrir la presència d’un sistema d’oceans, llacs i rius de metà, activitat geològica interna, vents i precipitacions a la seva atmosfera.
Satèl·lits del sistema solar
| Planeta / Cos principals | Satèl·lit | Descobridor | Any descobriment | Diàmetre mig (km) |
|---|---|---|---|---|
| Terra | Lluna | 3.474 | ||
| Mart | Fobos | A.Hall | 1877 | 27x22x19 |
| Deimos | A.Hall | 1877 | 15x12x11 | |
| Júpiter | Io | G. Galilei | 1610 | 3.636 |
| Europa | G. Galilei | 1610 | 3.121 | |
| Ganimedes | G. Galilei | 1610 | 5.268 | |
| Cal·listo | G. Galilei | 1610 | 4.817 | |
| Amaltea | E.E. Barnard | 1892 | 167 | |
| Himalia | C.D. Perrine | 1904 | 134 | |
| Elara | C.D. Perrine | 1905 | 86 | |
| Pasífae | P. Mellote | 1908 | 60 | |
| Sinope | S.B. Nicholson | 1914 | 38 | |
| Lisitea | S.B. Nicholson | 1938 | 36 | |
| Carme | S.B. Nicholson | 1938 | 46 | |
| Ananque | S.B. Nicholson | 1951 | 28 | |
| Leda | C. Kowal | 1974 | 20 | |
| Tebé | S. Synott | 1979 | ~100 | |
| Adrastea | D.Jewitt/E.Danielson | 1979 | 25x20x15 | |
| Metis | S. Synott | 1979 | 40 | |
| Saturn | Mimes | F.W. Herschel | 1789 | 396 |
| Encèlad | F.W. Herschel | 1789 | 505 | |
| Tetis | G.D. Cassini | 1684 | 1.070 | |
| Dione | G.D. Cassini | 1684 | 1.125 | |
| Rea | G.D. Cassini | 1672 | 1.530 | |
| Tità | C. Huygens | 1655 | 5.150 | |
| Hiperíon | W.C. Bond | 1848 | ~ 275 | |
| Jàpet | G.D. Cassini | 1671 | 1.470 | |
| Febe | W.H. Pickering | 1898 | 210 | |
| Janus | A. Dollfus | 1966 | ~ 190 | |
| Epimeteu | D. Cruikshank | 1980 | ~ 120 | |
| Helena | P. Laques/J. Lecacheux | 1980 | ~ 33 | |
| Telesto | B. Smith i altres | 1980 | ~ 24 | |
| Calipso | D. Pascu i altres | 1980 | ~ 20 | |
| Atles | Voyager-1 | 1980 | ~ 308 | |
| Prometeu | Voyager-1 | 1980 | ~ 90 | |
| Pandora | Voyager-1 | 1980 | ~ 80 | |
| Pan | M. Showalter | 1990 | 25 | |
| Urà | Ariel | W. Lassel | 1851 | 1.158 |
| Umbriel | W. Lassel | 1851 | 1.170 | |
| Titània | F.W. Herschel | 1787 | 1.578 | |
| Oberó | F.W. Herschel | 1787 | 1.523 | |
| Miranda | G.P. Kuiper | 1948 | 471 | |
| Cordelia | Voyager-2 | 1986 | 40 | |
| Ofèlia | Voyager-2 | 1986 | 43 | |
| Bianca | Voyager-2 | 1986 | 50 | |
| Crèsida | Voyager-2 | 1986 | 80 | |
| Desdèmona | Voyager-2 | 1986 | 4 | |
| Julieta | Voyager-2 | 1986 | 84 | |
| Pòrcia | Voyager-2 | 1986 | 125 | |
| Rosalinda | Voyager-2 | 1986 | 72 | |
| Belinda | Voyager-2 | 1986 | 80 | |
| Puck | Voyager-2 | 1985 | 162 | |
| Caliban | Gladman et al. | 1997 | 100 | |
| Sícorax | Gladman et al. | 1997 | 150 | |
| Pròsper | Gladman et al. | 1999 | 50 | |
| Setebos | Gladman et al. | 1999 | 48 | |
| Neptú | Tritó | W.Lassell | 1846 | 2.706 |
| Nereida | G.P. Kuiper | 1949 | 340 | |
| Nàiade | Voyager-2 | 1989 | 58 | |
| Talassa | Voyager-2 | 1989 | 80 | |
| Despina | Voyager-2 | 1989 | 148 | |
| Galatea | Voyager-2 | 1989 | 158 | |
| Larissa | Voyager-2 | 1989 | ~ 190 | |
| Proteu | Voyager-2 | 1989 | ~ 418 | |
| Halimedes | Holman et al. | 2002 | 62 | |
| Sao | Holman et al. | 2002 | 44 | |
| Laomedela | Holman et al. | 2002 | 42 | |
| Neso | Holman et al. | 2002 | 60 | |
| Psàmate | Jewitt et al. | 2003 | 40 | |
| Plutó | Caront | J. Christy | 1978 | 1.205 |
| Nix | Weaver et al. | 2005 | 45 | |
| Hidra | Weaver et al. | 2005 | 60 | |
| Cèrber | Showalter | 2011 | 28 | |
| Estix | Showalter | 2012 | 20 | |
| Haumea | Hi’iaka | Brown et al. | 2005 | ~ 320 |
| Namaka | Brown et al. | 2005 | ~ 170 | |
| Makemake | S/2015 (136472) 1 | Parker et al. | 2016 | ~ 160 |
| Eris | Dismònia | Brown et al. | 205 | 500 |