Satélites de Saturno

Los satélites de Saturno son numerosos y diversos, desde satélites de escasos kilómetros hasta Titán. Desde marzo de 2025, se sabe que Saturno tiene 274 satélites con órbitas confirmadas,​ el mayor de los cuales, Titán, es el único satélite del sistema solar con una atmósfera importante.​ Este número no incluye los muchos miles de pequeños satélites incrustados dentro de sus densos anillos, ni cientos de posibles satélites distantes del tamaño de un kilómetro que fueron vistos a través de telescopios pero no han sido vistos nuevamente.​​​
24 de los satélites de Saturno son satélites regulares; tienen órbitas progresivas no muy inclinadas al plano ecuatorial de Saturno.​ Los satélites regulares reciben tradicionalmente el nombre de titanes y titánides u otras figuras asociadas con el mitológico Saturno. Los 122 satélites restantes, con diámetros medios que oscilan entre 2 a 213 kilómetros, son satélites irregulares, cuyas órbitas están mucho más alejadas de Saturno, tienen inclinaciones altas y pueden ser prógrados o retrógrados. Los satélites irregulares se clasifican por sus características orbitales en los grupos inuit, gálico y nórdico, y reciben sus nombres de las mitologías inuit, gálica o nórdica en función del grupo orbital del que son miembros.​​ La única excepción es Febe, el noveno satélite descubierto de Saturno y el satélite irregular más grande, descubierto a finales del siglo XIX; es parte del grupo nórdico, pero lleva el nombre de una titánide griega.
Se cree que el sistema de Saturno, de Titán, los satélites más grandes y los anillos se desarrollaron a partir de una configuración más cercana a los satélites galileanos de Júpiter, aunque los detalles no están claros. Se ha propuesto que un segundo satélite del tamaño de Titán se rompió, produciendo los anillos y los satélites internos de tamaño medio,​ o que dos satélites grandes se fusionaron para formar Titán, con la colisión esparciendo escombros helados que formaron los satélites de tamaño medio.​ El 23 de junio de 2014, la NASA afirmó tener pruebas sólidas de que el nitrógeno de la atmósfera de Titán procedía de materiales de la nube de Oort, asociados con los cometas, y no de los materiales que formaron Saturno en épocas anteriores.​ Los estudios basados en la actividad geológica basada en las mareas de Encélado y la falta de evidencia de resonancias pasadas extensas en las órbitas de Tetis, Dione y Rea sugieren que los satélites hasta Rea inclusive pueden tener solo 100 millones de años.​
Antes de la llegada de la astrofotografía, ocho satélites de Saturno fueron descubiertos por observación directa usando telescopios ópticos. El satélite más grande de Saturno, Titán, fue descubierto en 1655 por Christiaan Huygens utilizando una lente de objetivo de 57 mm en un telescopio refractor de su propio diseño.​​​ Tetis, Dione, Rea y Jápeto fueron descubiertos entre 1671 y 1684 por Giovanni Domenico Cassini,​​ Mimas y Encélado fueron descubiertos en 1789 por William Herschel,​​ e Hiperión fue descubierto en 1848 por William C. Bond, George P. Bond y William Lassell.​​​
El uso de placas fotográficas de larga exposición hizo posible el descubrimiento de satélites adicionales. El primer satélite en ser descubierto de esta manera, Febe, fue encontrado en 1899 por William H. Pickering.​​​ En 1966, Audouin Dollfus descubrió el décimo satélite de Saturno, que más tarde fue nombrado Jano.​ Unos años más tarde, Dollfus se dio cuenta de que todas las observaciones de 1966 solo podían explicarse si hubiera estado presente otro satélite y que tuviera una órbita similar a la de Jano.​ Este objeto ahora se conoce como Epimeteo, el undécimo satélite de Saturno. Epimeteo comparte la misma órbita con Jano, el único ejemplo conocido de satélites coorbitales en el sistema solar.​ En 1980, tres satélites adicionales fueron descubiertos desde la Tierra y luego confirmados por las sondas Voyager, siendo estos satélites troyanos de Tetis (Telesto y Calipso) y un troyano de Dione (Helena).​
Desde entonces, el estudio de los planetas exteriores ha sido revolucionado por el uso de sondas espaciales no tripuladas. La llegada de las sondas Voyager a Saturno en 1980 y 1981 dio como resultado el descubrimiento de tres satélites adicionales: Atlas, Prometeo y Pandora, lo que elevó el total a 17 satélites descubiertos.​ En 1990, Pan fue descubierto en imágenes de archivo de las Voyager.​
La misión Cassini-Huygens, que llegó a Saturno en el verano de 2004, descubrió inicialmente tres pequeños satélites interiores: Metone y Palene entre Mimas y Encélado, y otro satélite troyano de Dione, Pollux.​ También observó tres probables satélites en el anillo F.​ En noviembre de 2004, los científicos de Cassini anunciaron que la estructura de los anillos de Saturno indica la presencia de varios satélites más orbitando dentro de los anillos, aunque solo uno, Dafne, había sido confirmado visualmente en ese momento.​ En 2007 se anunció Antea y en marzo de 2009, se anunció Egeón, un pequeño satélite dentro del anillo G.​​ En julio del mismo año, se observó S/2009 S 1, el primer satélite menor dentro del anillo B.​
El estudio de los satélites de Saturno también se ha visto favorecido por los avances en la instrumentación de telescopios, principalmente la introducción de dispositivos de carga acoplada que reemplazaron las placas fotográficas. Durante el siglo XX, Febe fue el único satélite de Saturno entre los conocidos con una órbita irregular. Luego, en 2000, se descubrieron otras tres docenas de satélites irregulares utilizando telescopios terrestres.​ Un sondeo que comenzó a fines de 2000 y se llevó a cabo con tres telescopios de tamaño mediano encontró trece nuevos satélites que orbitan Saturno a una gran distancia, en órbitas excéntricas y muy inclinadas hacia el ecuador de Saturno y la eclíptica.​ Estos satélites probablemente sean fragmentos de cuerpos más grandes capturados por la atracción gravitacional de Saturno.​​ En 2005, astrónomos anunciaron el descubrimiento de doce satélites exteriores más pequeños utilizando los observatorios de Mauna Kea.​​ Posteriormente, en 2006, astrónomos informaron del descubrimiento de nueve satélites irregulares más utilizando el telescopio Subaru.​ En abril de 2007, se anunció Tarqeq y en mayo del mismo año se anunciaron S/2007 S 2 y S/2007 S 3.​
En 2019, se informaron veinte nuevos satélites irregulares de Saturno, lo que resultó en que Saturno supere a Júpiter como el planeta con más satélites por primera vez desde 2000.​​ En 2019, los investigadores Edward Ashton, Brett J. Gladman y Matthew Beaudoin realizaron un estudio de la esfera de Hill de Saturno utilizando el observatorio Canadá-Francia-Hawái y descubrieron alrededor de 80 nuevos satélites irregulares de Saturno.​​ Las observaciones de seguimiento de estos satélites nuevos se llevaron a cabo entre 2019 y 2021, lo que llevó a que S/2019 S 1 fuera el primer satélite anunciado en noviembre de 2021 y se anunciaran 62 satélites adicionales del 3 al 16 de mayo de 2023.​​ Estos descubrimientos elevaron el número total de satélites confirmados de Saturno a 145, convirtiéndolo en el primer planeta conocido en tener más de 100 satélites naturales.​​ Otro satélite más, S/2006 S 20, fue anunciado el 23 de mayo de 2023, elevando el recuento total de satélites de Saturno a 146.​ Todos estos satélites descubiertos son pequeños y tenues, con diámetros de más de 3 km y magnitudes aparentes que oscilan entre 25 y 27.​ Los investigadores encontraron que la población de satélites irregulares de Saturno es más abundante en tamaños más pequeños, lo que sugiere que probablemente sean fragmentos de una colisión que ocurrió hace unos cientos de millones de años.​ Los investigadores extrapolaron que la verdadera población de satélites irregulares de Saturno de más de 2,8 km de diámetro asciende a una cifra entre 150 a 180, que es aproximadamente tres veces más que la cantidad de satélites irregulares de Júpiter del mismo tamaño. Si esta distribución de tamaños se aplica incluso a diámetros más pequeños, Saturno tendría intrínsecamente muchos más satélites irregulares que Júpiter.​
El sistema de satélites de Saturno está muy desequilibrado: un solo satélite, Titán, comprende más del 96 % de la masa en órbita alrededor del planeta. Mimas, Encélado, Tetis, Dione, Rea y Jápeto constituyen aproximadamente el 4 % de la masa, y los satélites pequeños restantes, junto con los anillos, comprenden solo el 0.04 %.​​​
Los satélites de Saturno se pueden dividir en diferentes grupos:
A finales de julio de 2009, un satélite menor, S/2009 S 1, fue descubierto en el anillo B por la sombra que proyectaba, ubicándose a 480 km del borde exterior del anillo y estimándose su diámetro en 300 metros.​ A diferencia de los satélites menores del anillo A, no induce una característica de 'hélice', probablemente debido a la densidad del anillo B.​
En 2006, se encontraron cuatro satélites menores pequeños en imágenes de Cassini del anillo A.​ Un solo satélite menor es lo suficientemente masivo como para despejar dos pequeños espacios parciales, de unos 10 km de ancho, en las inmediaciones del propio satélite menor, creando una estructura con forma de hélice.​ Los satélites menores en sí mismos son diminutos, con un diámetro que oscila entre 40 y 500 metros, y son demasiado pequeños para verse directamente.​
En 2007, el descubrimiento de 150 satélites menores más reveló que ellos (con la excepción de dos que se han visto fuera de la división Encke) están confinados a tres bandas estrechas en el anillo A entre 126 750 y 132 000 kilómetros del centro de Saturno. Cada banda tiene aproximadamente mil kilómetros de ancho, que es menos del 1 % del ancho de los anillos de Saturno.​ Esta región está relativamente libre de perturbaciones causadas por resonancias con satélites más grandes.​ Los satélites menores probablemente se formaron a partir de la ruptura de un satélite más grande.​ Se estima que el anillo A contiene entre 7 000 y 8 000 hélices provenientes de satélites menores de más de 0,8 km de tamaño y millones de más de 0,25 km.​
El 15 de abril de 2013 la sonda Cassini fotografió perturbaciones en los anillos exteriores de Saturno, y recientemente se aclaró que se estaba formando un nuevo satélite. Aquel objeto detectado, que no mide más de medio kilómetro, fue bautizado como Peggy.​​ Posteriormente, en abril de 2014, los científicos de la NASA informaron sobre la posible consolidación de un nuevo satélite dentro del anillo A, lo que implica que los satélites actuales de Saturno pueden haberse formado en un proceso similar en el pasado, cuando el sistema de anillos de Saturno era mucho más masivo.​
Algunos de los satélites menores detectados son, por orden alfabético, Blériot, Curtiss, Earhart, Hinkler, Kingsford Smith, Lindbergh, Peggy, Post, Richthofen, Santos-Dumont, Sikorsky, Wright y varios más de ellos que solo fueron detectados una sola vez.​
Son satélites cuyas órbitas están cerca del sistema de anillos del planeta y que contribuyen a modelar la estructura de estos. Los satélites pastores de Saturno son Pan en la división Encke, Dafne en la división Keeler, Atlas en el anillo A y Prometeo y Pandora en el anillo F.​​
Jano y Epimeteo son satélites que comparten la misma órbita, son de aproximadamente el mismo tamaño, siendo Jano (178 km) un poco más grande que Epimeteo (114 km).​​ Ambos tienen órbitas con solo unos pocos kilómetros de diferencia en el semieje mayor, lo suficientemente cerca como para colisionar si intentaran cruzarse. En lugar de colisionar, su interacción gravitacional hace que cambien su órbita cada cuatro años.​
Mimas es el más pequeño y menos masivo de los satélites clásicos interiores,​ aunque su masa es suficiente para alterar la órbita de Metone.​ Tiene una forma notablemente ovoide, ya que se ha acortado en los polos y se ha alargado en el ecuador alrededor de 20 km por los efectos de la gravedad de Saturno.​
Mimas tiene un gran cráter de impacto de un tercio de su diámetro, Herschel, situado en su hemisferio delantero.​ Mimas no tiene actividad geológica pasada o presente conocida, y su superficie está dominada por cráteres de impacto. Las únicas características tectónicas conocidas son algunas fosas arqueadas y lineales.​
Encélado es un satélite que tiene forma esférica y es el segundo más pequeño (solo Mimas es más pequeño​) pero es el único satélite de Saturno que actualmente está endógenamente activo y el cuerpo más pequeño conocido en el sistema solar que es geológicamente activo en la actualidad.​ Su superficie es morfológicamente diversa; incluye terreno antiguo lleno de cráteres, así como áreas suaves más jóvenes con pocos cráteres de impacto.​
La sonda Cassini descubrió que el área alrededor de su polo sur es inusualmente cálida y cortada por un sistema de fracturas de unos 130 km de largo llamadas "rayas de tigre", algunas de las cuales emiten chorros de vapor de agua y polvo.​ Estos chorros forman una gran pluma a partir de su polo sur, que rellena el anillo E de Saturno​ y sirve como fuente principal de iones en la magnetosfera de Saturno.​ Es posible que Encélado tenga agua líquida debajo de la superficie del polo sur.​ El hielo puro en la superficie hace de Encélado uno de los objetos más brillantes conocidos en el sistema solar, siendo su albedo geométrico superior al 140 %.​
Tetis es el tercer satélite interior más grande de Saturno.​ Sus características más destacadas son un gran cráter de impacto de 400 km de diámetro en su hemisferio principal, Odiseo, y un vasto sistema de cañones, Ithaca Chasma, que se extiende al menos 270° alrededor de Tetis.​ Tetis parece no tener actividad geológica actual.
Un terreno montañoso lleno de cráteres ocupa la mayor parte de su superficie, mientras que una región de llanuras más pequeñas y suaves se encuentra en el hemisferio opuesto al de Odiseo.​ Las llanuras contienen menos cráteres y son aparentemente más jóvenes. Un límite definido las separa del terreno lleno de cráteres. También hay un sistema de canales extensionales que irradian desde Odiseo.​ La densidad de Tetis (0,985 g/cm) es menor que la de agua, lo que indica que está hecho principalmente de hielo de agua con solo una pequeña fracción de roca.​
Dione es el segundo satélite interior más grande de Saturno. Tiene una densidad más alta que Rea, pero más baja que Encélado.​ Si bien la mayor parte de la superficie de Dione es terreno antiguo lleno de cráteres, Dione también está cubierto con una extensa red de canales y lineamientos, lo que indica que en el pasado tuvo actividad tectónica global.​
Los valles y lineamientos son especialmente prominentes en el hemisferio posterior, donde varios conjuntos de fracturas que se cruzan forman lo que se denomina "terreno tenue".​ Las llanuras con cráteres tienen algunos cráteres de impacto grandes que alcanzan los 250 km de diámetro.​ Llanuras suaves con recuentos de cráteres de impacto bajo también están presentes en una pequeña fracción de su superficie.​ Probablemente fueron resurgidos tectónicamente relativamente más tarde en la historia geológica de Dione. En dos lugares dentro de llanuras suaves se han identificado formas extrañas (depresiones) que se asemejan a cráteres de impacto oblongos, los cuales se encuentran en los centros de redes radiantes de grietas y depresiones;​ estas características pueden ser de origen criovolcánico.
Dione puede estar geológicamente activa incluso ahora, aunque en una escala mucho más pequeña que el criovulcanismo de Encélado. Esto se deriva de las mediciones magnéticas de Cassini que muestran que Dione es una fuente neta de plasma en la magnetosfera de Saturno, muy similar a Encélado.​
Las alciónides son tres satélites pequeños que orbitan entre Mimas y Encélado: Antea, Metone y Palene, nombrados así a partir de las alciónides de la mitología griega. La sonda Cassini descubrió arcos de anillos muy tenues orbitando junto a Antea y Metone, mientras que Palene dispone de un tenue anillo completo.​​ De todos estos satélites, solo Metone fue fotografiado de cerca, revelando que este satélite posee una forma de huevo y una superficie sin signos de cráteres.​
Los satélites troyanos son una característica única que solo se conoce en el sistema de Saturno, orbitan en los puntos de Lagrange L4 y L5 de un objeto mayor. Telesto y Calipso son troyanos de Tetis, y Helena y Pollux son troyanos de Dione.​​
Helena es, con mucho, el satélite troyano más grande,​ mientras que Pollux es el más pequeño presentando una órbita demasiado caótica.​ Estos satélites están recubiertos de material polvoriento que ha alisado sus superficies.​
Rea es el segundo satélite más grande de Saturno. Es incluso un poco más grande que Oberón, el segundo satélite más grande de Urano.​ Se planteó la hipótesis de la presencia de partículas del tamaño del polvo concentradas en unos pocos débiles anillos ecuatoriales.​ Tal sistema de anillos haría de Rea el único satélite del sistema solar que se sabe que tiene anillos.​ Sin embargo, las observaciones dirigidas posteriores del supuesto plano del anillo desde varios ángulos realizadas por la cámara de ángulo estrecho de la sonda Cassini no arrojaron evidencia del material del anillo esperado.​
Por lo demás, Rea tiene una superficie típica llena de cráteres,​ con la excepción de unas pocas grandes fracturas similares a las de Dione en el hemisferio posterior​ y una "línea" muy tenue de material en el ecuador que puede haber sido depositada por material que salió de órbita de los anillos actuales o anteriores.​ Rea también tiene dos cráteres de impacto muy grandes en su hemisferio antisaturnino, que tienen unos 400 y 500 kilómetros de ancho.​ El primero, Tirawa, es aproximadamente comparable a Odiseo en Tetis.​ También hay un cráter de impacto de 48 km de diámetro, Inktomi, el cual puede ser uno de los cráteres más jóvenes en los satélites de Saturno.​​​ No se ha descubierto ninguna evidencia de actividad endógena en la superficie de Rea.​
Hiperión es el satélite exterior más pequeño de Saturno. Se encuentra encerrado junto a Titán en una resonancia de movimiento medio 4:3 entre sí, lo que significa que mientras Titán da cuatro vueltas alrededor de Saturno, Hiperión hace exactamente tres.​
Con un diámetro medio de unos 270 km, Hiperión es más pequeño y ligero que Mimas.​ Tiene una forma extremadamente irregular y una superficie helada muy extraña de color canela que se asemeja a una esponja, aunque su interior también puede ser parcialmente poroso.​ La densidad promedio de alrededor de 0,55 g/cm​ indica que la porosidad supera el 40 % incluso asumiendo que tiene una composición puramente helada. La superficie de Hiperión está cubierta con numerosos cráteres de impacto; aquellos con diámetros de 2 a 10 kilómetros de diámetro son especialmente abundantes.​
Es el único satélite además de los pequeños satélites de Plutón que se sabe que tiene una rotación caótica, lo que significa que Hiperión no tiene polos ni ecuador bien definidos. Mientras que en escalas de tiempo cortas, el satélite gira aproximadamente alrededor de su eje a una velocidad de 72 a 75° por día, en escalas de tiempo más largas, su eje de rotación vaga caóticamente.​ Esto hace que el comportamiento rotacional de Hiperión sea esencialmente impredecible.​
Jápeto es el tercer satélite más grande de Saturno.​ Orbitando el planeta a 3.5 millones de kilómetros, es con mucho el más distante de los satélites clásicos de Saturno.​ Jápeto ha sido conocido durante mucho tiempo por su inusual superficie de dos tonos; su hemisferio anterior, Cassini Regio, es de un tono marrón oscuro y su hemisferio posterior es de un tono blanco y brillante.​
Cassini también descubrió una cresta ecuatorial de 20 km de altura, que se extiende por casi todo el ecuador de Jápeto.​ Por lo demás, tanto las superficies oscuras como las brillantes de Jápeto son viejas y están llenas de cráteres. Las imágenes revelaron al menos cuatro grandes cuencas de impacto con diámetros de 380 a 550 km y numerosos cráteres de impacto más pequeños.​ No se ha descubierto ninguna evidencia de actividad endógena.​
La apariencia actual de dos tonos de Jápeto resulta del contraste entre las áreas brillantes, principalmente cubiertas de hielo, y las áreas oscuras, que son el residuo que quedó después de la pérdida del hielo superficial.​​
Los satélites irregulares son satélites pequeños con inclinaciones altas, semiejes mayores altos y frecuentemente retrógradas, que se cree que fueron adquiridos por Saturno a través de un proceso de captura. A menudo ocurren como familias de colisión o grupos.​ El tamaño preciso y el albedo de los satélites irregulares no se conocen con seguridad porque son muy pequeños para ser resueltos por un telescopio, aunque generalmente se supone que el albedo de estos es bastante bajo, alrededor del 6 % (albedo de Febe) o menos.​
El grupo inuit incluye doce satélites exteriores progrados que son lo suficientemente similares en sus semiejes mayores (entre 10 y 18 millones de kilómetros), sus inclinaciones orbitales (45–50°) y su espectro infrarrojo que pueden ser considerados un grupo.​​ De todo el grupo inuit, Siarnaq es el miembro más grande con un tamaño estimado de unos 40 km. Los satélites restantes del grupo inuit son Ijiraq, Kiviuq, Paaliaq, Tarqeq, S/2004 S 31, S/2005 S 4, S/2019 S 1, S/2019 S 14, S/2020 S 1, S/2020 S 3 y S/2020 S 5.​​
El grupo gálico consta de siete satélites exteriores prógrados que son lo suficientemente similares en sus semiejes mayores (entre 12 y 17 millones de kilómetros), su inclinación orbital (35–40°) y su espectro infrarrojo que pueden ser considerados un grupo.​​ El satélite más grande es Albiorix con un tamaño estimado de unos 32 km. Los satélites restantes del grupo gálico son Bebhionn, Erriapo, Tarvos, S/2004 S 29 y S/2007 S 8.​
Tres satélites prógrados de Saturno no pertenecen definitivamente ni al grupo inuit ni al grupo gálico. S/2004 S 24 tiene una inclinación orbital similar a la del grupo gálico, pero tiene la órbita prógrada más distante (23 millones de kilómetros) de los satélites conocidos de Saturno.​​​ S/2006 S 12 también tiene una inclinación orbital similar, aunque un poco más alta, al grupo gálico, pero con una órbita más distante (19 millones de kilómetros).​​ S/2019 S 6 tiene una inclinación similar a la del grupo inuit, tiene una órbita distante a comparación del grupo (19 millones de kilómetros).​​
Los 100 satélites exteriores retrógrados de Saturno se clasifican ampliamente en el grupo nórdico.​​ Ellos son Aegir, Alvaldi, Angrboda, Beli, Bergelmir, Bestla, Eggther, Farbauti, Febe, Fenrir, Fornjot, Geirrod, Gerd, Greip, Gridr, Gunnlod, Hati, Hyrokkin, Jarnsaxa, Kari, Loge, Mundilfari, Narvi, Skadi, Skoll, Skrymir, Surtur, Suttungr, Thiazzi, Thrymr, Ymir, y 69 satélites sin designación oficial.​ Ymir es el más grande de los satélites irregulares retrógrados conocidos con un diámetro estimado de solo 18 km.
Febe, con 213 km de diámetro, es con mucho el mayor de los satélites irregulares de Saturno.​ Presenta una órbita retrógrada y gira sobre su eje cada 9,3 horas.​ Febe fue el primer satélite de Saturno estudiado en detalle por la sonda Cassini, en junio de 2004; durante este encuentro Cassini pudo cartografiar casi el 90 % de la superficie. Febe tiene una forma casi esférica y una densidad relativamente alta de alrededor de 1,6 g/cm.​ Las imágenes de Cassini revelaron una superficie oscura marcada por numerosos impactos: hay unos 130 cráteres con diámetros superiores a 10 km. La medición espectroscópica mostró que la superficie está hecha de hielo de agua, dióxido de carbono, filosilicatos, compuestos orgánicos y posiblemente minerales que contienen hierro.​ Se cree que Febe es un centauro que se originó en el cinturón de Kuiper.​ También sirve como fuente de material para el anillo de Febe.​
Cuando un satélite es descubierto, se le asigna un nombre o designación provisional hasta que la Unión Astronómica Internacional le proporciona uno propio.​ La designación de los satélites se proporciona siguiendo un estándar en todos los planetas:
Algunos asteroides comparten nombre con algunos de los satélites de Saturno: (55) Pandora, (101) Helena, (106) Dione, (577) Rea, (1809) Prometeo, (1810) Epimeteo y (4450) Pan. Además, cuatro asteroides comparten los nombres de los satélites de Saturno pero con diferencias en su escritura: (53) Kalypso, (657) Gunlöd, (832) Karin y (9986) Hirokun.
Los objetos del anillo F mostrados en la siguiente tabla (observados por Cassini) no han sido confirmados como cuerpos sólidos. Todavía no está claro si estos son satélites reales o simplemente grupos persistentes dentro del anillo F.​
Al igual que Júpiter, los asteroides y cometas rara vez se acercan a Saturno y, con menor frecuencia, quedan capturados en la órbita del planeta. Se calcula que el cometa P/2020 F1 (Leonard) se acercó a Saturno a 978 000 ± 65 000 km el 8 de mayo de 1936, más cerca que la órbita de Titán del planeta, con una excentricidad orbital de sólo 1,098 ± 0,007. Es posible que el cometa haya estado orbitando Saturno antes de esto como un satélite temporal, pero la dificultad para modelar las fuerzas no gravitacionales hace que sea incierto si realmente era o no un satélite temporal.​
Es posible que otros cometas y asteroides hayan orbitado temporalmente alrededor de Saturno en algún momento, pero actualmente no se sabe que lo hayan hecho.