内卫星
内卫星是天文学上在低倾斜轨道上跟随着顺行大卫星的小天体。人们通常认为它们在原始行星融合时就在当地同时一起生成的。海王星的卫星是个例外，它们被认为是原始天体的一部分，在遭受破坏后又被捕获成为卫星崔顿 [1]。内卫星会比临近的规则卫星更接近母行星，它们的周期短（通常在一天以内）、质量低、体积小和形状不规则。
发现
编辑目前已知的内卫星有30颗，它们都环绕着四颗气体巨行星（木星、土星、天王星、海王星）。因为它们的体积小，和在临近母行星炫目的强光下，从地球上很难观察到它们。一些卫星，像是土星的潘、达佛涅斯，海王星的那伊阿得斯，都只有太空船曾经观测过。
第一颗被观测到的内卫星是木星的卫星阿马尔塞，它是在1892年被爱德华·埃默森·巴纳德发现的。第二颗是1966年发线的土星卫星厄庇墨透斯和杰纳斯，这两颗卫星是共轨卫星（也就是说，它们共用相同的轨道），直到航海家1号飞越之后的1980年，解决了它们在轨道上造成的困惑。其余的内卫星绝大部分都是航海家1号和航海家2号于1979年飞越木星、1980年飞越土星、1986年飞越天王星和1989年飞越海王星时发现的。
最近发现的两颗内卫星是透过哈伯太空望远镜在2003年发现的天王星卫星（玛布和邱比特）和在2005年由卡西尼号发现的土星卫星，达佛涅斯。
轨道
编辑所有内卫星的轨道都是接近圆形的顺行轨道，离心率的中值是0.001，离心率最大的是木星的卫星特贝（0.0177）。它们各自相对于母行星赤道平面的轨道倾角也非常的低。除了一颗之外，所有内卫星的轨道倾角皆小于1°，它们的中值是0.1°。Naiad，最接近海王星的一颗卫星，它的倾斜是异常的，相对于赤道高达 4.75 °。
最内层的卫星轨道在行星环内，也就是在流体的洛希极限内，只靠着内部的力量和它们之间的摩擦力使它们不会被潮汐力撕裂开。这意味着，如果一颗鹅卵石被放在这个区域内的卫星上，潮汐力的强度将超过岩石本身的引力，于是这颗鹅卵石会受到潮汐力的吸引而离开这颗卫星。这也是为什么这 些卫星的照片都显示出它们周围都是干干净净的，没有鹅卵石，也没有尘埃和岩石。
最极端的例子就是土星的卫星潘，它的轨道在流体的洛希极限内70%的地方，以及海王星的卫星Naiad。Naiad的密度仍未知，海王星精确的洛希极限也是未知的。但如果它的密度低于1100公斤/ m ³ ，它就会比潘更深限在洛希极限内。
这些卫星中，有些轨道周期比行星的自转周期还要短的会经历潮汐减速，导致以逐渐衰减的轨道周期螺旋的朝向行星。在遥远的未来，这些卫星将撞击行星或是因深陷于洛希极限内而遭到毁坏成为碎片。受到这种影响的卫星是木星的墨提斯和阿德剌斯忒亚，和天王星与海王星主要的内卫星− 以及外侧的，包括天王星的Perdita和海王星的拉里萨。然而，没有一颗土星的卫星经历这种效应，这是因为土星的自转非常的快速。
物理特性
编辑尺度
编辑相较于行星的主要卫星，这些内卫星都非常小。由于太小，所以自身的重力无法达成重力塌缩的椭球形状，有许多都是极端瘦长的，例如像木星的阿玛尔塞，它的长度就是宽度的两倍。到目前为止，最大的内卫星是海王星的普罗透斯，它是接近球形，长径大约440公里的，但球形并非重力塌缩的结果。大多数已知的内卫星直径都在50-200公里之间，而被确认为最小的内卫星是土星的达佛涅斯，大小只有6-8公里。靠近土星的F环，还有未确认的内卫星，像是S/2004 S6，如果它们不是尘埃的瞬态丛集，可能就是更小的卫星。卡西尼太空船最近发现的征兆（小尘埃环）显示可能有更小的内卫星存在于卡西尼缝[2]。已知的外行星最小内卫星尺度著与太阳距离的增加而增加，但这一趋势被认为是照明和观测条件越来越困难所导致的，并非物理性质上的趋势。最终，还是会发现更小的内卫星。
自转
编辑所有的内卫星都是潮汐锁定的，这就是它们公转的周期和自转是同步的，只以同一面朝向母行星。其长轴通常是对齐的指向母行星。
表面
编辑木星、天王星和海王星的所有内卫星表面都非常黑暗，反照率在0.06（墨提斯）到0.10（阿德剌斯忒亚）之间。相较之下，土星的内卫星表面就非常明亮了，反照率在0.4至0.6之间。 这被认为是因为它们在轨道上行经环时，表面布满了来自环中的新鲜冰。围绕其它行星的内卫星可能经历过太空风化而变暗。没有任何一颗已知的内卫星有大气层。
环型山
编辑内卫星的影像显示表面有大量的环形山。由于引力聚焦，靠近巨行星的内卫星环型山数量在比率上大于外侧的主要卫星：环绕太阳的天体在行经邻近巨大行星附近的广大空间时，由于引力会使它朝向行星偏转，因此在给定的截面积里，撞击行星的潜在威胁是远远大于行星际空间。其结果是，估计在比太阳系年龄短的时间尺度内，在内轨道的天体因遭遇多次撞击的破坏而变小。这对残留的内卫星大小给了较低的限制。
环物质的累积
编辑至少有两颗土星的内卫星（阿特拉斯和捕罗米修斯）有赤道脊，而在阿特拉斯的脊特别突出。此外，潘朵拉因为某些细致的颗粒覆盖而泛红。有人认为这些特征是卫星是吸附了环中的物质造成的，这些过程的进一步的证据可能包括这些卫星的低密度（由于，或许是这些累积上的材料是松散的）和它们的高反照率。人们一直认为普罗米修斯周期性的与Ｆ环接近会吸收到一些弥漫性的物质。
内卫星表
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木星的内卫星
编辑木星拥有最少的内卫星，只有下列4颗：
土星的内卫星
编辑土星的七颗内卫星都与它的环系统有着密切的关联，许多都在环的内部环绕着，创造出环缝或是成为那些小环的牧羊犬卫星。.
- 潘：在土星A环的恩克环缝内的牧羊犬卫星。
- 达佛涅斯：在土星A环的基勒环缝内的牧羊犬卫星。
- 阿特拉斯 –在土星环A环外缘的牧羊犬卫星。
- 普罗米修斯和潘朵拉：分别在土星相对而言很狭窄的F环内侧和外侧的牧羊犬卫星。
- 厄庇墨透斯和杰纳斯：这两颗卫星是共轨卫星，它们周期性的互相交换轨道。
大量的局部性天体，像是S/2004 S 3、S/2004 S 4、和S/2004 S 6，有时只是灰尘凝聚的光晕，在F环附近曾目睹这些天体，但目前不清楚是否都是瞬凝团块，还是有一些可能是固体的小卫星。
天王星的内卫星
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天王星有迄今所知最广阔的内卫星系统，包含13颗已知的卫星：
- Cordelia和Ophelia – 分别是天王最亮的环，狭窄的ε环，内侧和外侧的牧羊犬卫星。
- Bianca
- Cressida
- Desdemona
- Juliet
- Portia：与环R/2003 U 2相关联
- Rosalind
- 邱比特
- Belinda
- Perdita
- 波克
- 玛布：与环R/2003 U 1相关联
海王星的内卫星
编辑海王星有6颗已知的内卫星：
它们被认为是海王星原始卫星的碎片重新堆积而成的砾石堆。这些卫星在崔顿被以离心率很大的初始轨道捕获之后，定期的受到摄动，造成这些卫星之间的碰撞，导致这些碎片的命运在崔顿的轨道变圆之后不是流离失所，而是重新生长成为目前的内卫星[1]。
探测
编辑大部分内卫星的影像都来自太空船航海家1号和航海家2号，多数的主体在影像图中的仅是一个画素单元，或是在解析上只跨越几个画素。但是下列几颗卫星已经有很详细的影像：
| 行星 | 太空船 | |||
| 航海家1号 | 航海家2号 | 伽利略号 | 卡西尼号 | |
|---|---|---|---|---|
| 木星 | 阿马尔塞 | 阿马尔塞 特贝 |
||
| 土星 | 潘朵拉 普罗米修斯 杰纳斯 厄庇墨透斯 |
阿特拉斯 潘朵拉 普罗米修斯 杰纳斯 厄庇墨透斯 | ||
| 天王星 | 波克 | |||
| 海王星 | 拉里萨 普罗透斯 |
|||
参考资料
编辑- ^ 1.0 1.1 Banfield, Don; Murray, Norm. A dynamical history of the inner Neptunian satellites. Icarus 99. 1992-10. doi:10.1016/0019-1035(92)90155-Z.
- ^ NASA finds Saturn's moons may be creating new rings （页面存档备份，存于互联网档案馆）, Spaceflight Now, NASA/JPL news release, October 11, (2006).