內衛星是天文學上在低傾斜軌道上跟隨著順行大衛星的小天體。人們通常認為它們在原始行星融合時就在當地同時一起生成的。海王星的衛星是個例外，它們被認為是原始天體的一部分，在遭受破壞後又被捕獲成為衛星崔頓[1]。內衛星會比臨近的規則衛星更接近母行星，它們的周期短（通常在一天以內）、質量低、體積小和形狀不規則。
發現
目前已知的內衛星有30顆，它們都環繞著四顆氣體巨行星（木星、土星、天王星、海王星）。因為它們的體積小，和在臨近母行星炫目的強光下，從地球上很難觀察到它們。一些衛星，像是土星的潘、達佛涅斯，海王星的那伊阿得斯，都只有太空船曾經觀測過。
第一顆被觀測到的內衛星是木星的衛星阿馬爾塞，它是在1892年被愛德華·埃默森·巴納德發現的。第二顆是1966年發線的土星衛星厄庇墨透斯和傑納斯，這兩顆衛星是共軌衛星（也就是說，它們共用相同的軌道），直到航海家1號飛越之後的1980年，解決了它們在軌道上造成的困惑。其餘的內衛星絕大部份都是航海家1號和航海家2號於1979年飛越木星、1980年飛越土星、1986年飛越天王星和1989年飛越海王星時發現的。.
最近發現的兩顆內衛星是透過哈柏太空望遠鏡在2003年發現的天王星衛星，瑪布和邱比特。和在2005年由卡西尼號發現的土星衛星，達佛涅斯、
軌道
所有內衛星的軌道都是接近圓形的順行軌道，離心率的中值是0.001，離心率最大的是木星的衛星特貝（0.0177）。它們各自相對於母行星赤道平面的軌道傾角也非常的低。除了一顆之外，所有內衛星的軌道傾角皆小於1°，它們的中值是0.1°。Naiad，最接近海王星的一顆衛星，它的傾斜是異常的，相對於赤道高達4.75°。
最內層的衛星軌道在行星環內，也就是在流體的洛希極限內，只靠著內部的力量和它們之間的摩擦力使它們不會被潮汐力撕裂開。這意味著，如果一顆鵝卵石被放在這個區域內的衛星上，潮汐力的強度將超過岩石本身的引力，於是這顆鵝卵時會受到潮汐力的吸引而離開這顆衛星。這也是為什麼這些衛星的照片都顯示出它們周圍都是乾乾淨淨的，沒有鵝卵石，也沒有塵埃和岩石。
最極端的例子就是土星的衛星潘，它的軌道在流體的洛希極限內70%的地方，以及海王星的衛星Naiad。Naiad的密度仍未知，海王星精確的洛希極限也是未知的。但如果它的密度低於1100公斤/m³，它就會比潘更深限在洛希極限內。
這些衛星中，有些軌道周期比行星的自轉周期還要短的會經歷潮汐減速，導致以逐漸衰減的軌道周期螺旋的朝向行星。在遙遠的未來，這些衛星將撞擊行星或是因深陷於洛希極限內而遭到毀壞成為碎片。受到這種影響的衛星是木星的墨提斯和阿德剌斯忒亞，和天王星與海王星主要的內衛星−以及外側的，包括天王星的Perdita和海王星的拉里薩。然而，沒有一顆土星的衛星經歷這種效應，這是因為土星的自轉非常的快速。
物理特性
尺度
相較於行星的主要衛星，這些內衛星都非常小。由於太小，所以自身的重力無法達成重力塌縮的橢球形狀，有許多都是極端瘦長的，例如像木星的阿瑪爾塞，它的長度就是寬度的兩倍。到目前為止，最大的內衛星是海王星的普羅透斯，它是接近球形，長徑大約440公里的，但球形並非重力塌縮的結果。大多數已知的內衛星直徑都在50-200公里之間，而被確認為最小的內衛星是土星的達佛涅斯，大小只有6-8公里。靠近土星的F環，還有未確認的內衛星，像是S/2004S6，如果它們不是塵埃的瞬態叢集，可能就是更小的衛星。卡西尼太空船最近發現的徵兆（小塵埃環）顯示可能有更小的內衛星存在於卡西尼縫[2]。已知的外行星最小內衛星尺度著與太陽距離的增加而增加，但這一趨勢被認為是照明和觀測條件越來越困難所導致的，並非物理性質上的趨勢。最終，還是會發現更小的內衛星。
自轉
所有的內衛星都是潮汐鎖定的，這就是它們公轉的周期和自轉是同步的，只以同一面朝向母行星。其長軸通常是對齊的指向母行星。
