已知的不规则卫星轨道有很大的差异，但仍有一些规则。逆行轨道远较顺行轨道普遍，比例高达83% ，是轨道的基本型态。众所周知，没有卫星的轨道倾角超过55° (或是小于130°)的逆行卫星。另一方面，有些可以确定是同一群，其中一些小卫星与一颗较大的卫星共用相似的轨道。

在行星一定的距离之外，外围的卫星给到受到太阳高度的摄动，并且它们的轨道要素在短时间内就会发生广泛的改变。例如，Pasiphae的半长轴在两年内 (单一轨道)改变达到1.5 Gm，倾角大约10°，离心率也在24年( 两倍木星公转周期) 大到成为0.4。

因此，平均轨道要素 (一段时间的平均)用于特定的群，而不是在给定的时间使用吻切根数 (相似的，固有轨道根数是用来测量小行星族。)。

不规则卫星相信是从日心轨道上捕获的。 (事实上，巨行星的不规则卫星显示它们与木星和海王星特洛伊，和灰色的古柏带天体有着相同的起源。) 为此，必须发生下面三件事中的其中一件：

在捕获之后，有些这样的卫星可能碎裂成有着相似轨道的小卫星，形成群。共振可以进一步的修改轨道，使这些群变得无法辨识。

值得注意的是，尽管在远心点附近有着极大的摄动，在数值模拟下证明轨道是稳定的。 在许多不规则天体中造成这种稳定性原因的事实是长期的或古在共振。

此外，类似的研究还获得以下的结论：

离心率的增加会使近心点缩小，远心点增大。卫星进入规则卫星 (较大的) 区会经由碰撞或密近接触而被弹出或出走。另外，来自太阳日益增加的摄动使远心点增加而使它们超越希尔球的范围。

未来可以发现行星会有比顺行轨道卫星更多的逆行轨道卫星，详细的数值积分已经呈现出这种不对称性。在离心率和倾角上，这个极限是个复杂的函数，但一般来说，半长轴在0.47 rH (希尔球半径)以内是稳定的，而逆行轨道卫星的稳定可以延伸到0.67 rH。

顺行轨道卫星半长轴的边界是出人意料之外的。一颗顺行轨道的卫星，如果以圆形轨道(倾角 = 0)，在0.5 rH绕行，只要40年就会离开木星。这种影响可以用所谓的出差共振来解释。卫星的远心点，是行星对卫星控制力最弱的位置，被锁定在太阳的共振位置上。每一次通过所累积的摄动效应，进一步的将卫星向外推出。

顺行卫星和逆行卫星的不对称，可以用行星在旋转框架下的科氏力加速直接解释。对顺行卫星的加速使这个物体向外移动，逆行物体则会向内移动，因而使卫星稳定。

物件的数量取决于它们的大小。在比地球更远的距离上，已知的天王星和海王星不规则卫星都较木星和土星为多；应该还有更多的小卫星，只是还没有被发现。但是，基于消除观测上的偏差，四颗巨行星的卫星大小分布的比率应该是相似的。通常，物件的数量和直径大小的关系近似或等同于幂律：

此处的q定义出斜率。

观测到的大小在10至100公里，适用于低阶的幂律 (q～2)，但是小于10公里?则适用更高阶的幂律 (q～3.5)。

做为比较之用，古柏带的物件分布适用于更高阶的幂律 (q～4)，也就是说，有一颗直径1,000公里的天体，就有1,000颗直径大约100公哩，较小的天体。大小的分布可以提供洞悉可能的来源 (捕获、碰撞/碎裂或增生)。

每找到一颗直径100公里的物件，就可能有10颗10公里的物件可以发现。

每找到一颗10公里的物件，就有140颗1公里的物件可以被发现。

不规则卫星的颜色可以透过色指数来研究：简单测量在不同颜色滤镜下的天体视星等，蓝色(B)、可见光也就是绿黄色 (V)、和红。观测到的不规则卫星颜色从无色彩的 (带着灰色) 到淡红色 (但是不同于古柏带天体的红色)。

反照率 无色彩 淡红 红

低 C 3-8% P 2-6% D 2-5%

中 --- M 10-18% A13-35%

高 --- --- E 25-60%

每个行星的系统显示略有不同的特性。木星的不规则卫星是灰色至淡红色，包含C、P和D，有些群的卫星在观察下显示相似的颜色 (见后面的章节)。土星的不规则卫星比木星的稍红。 大的天王星不规则卫星 (Sycorax和Caliban) 被发现是淡红 (light-red )，而较小的Prospero和Setebos是灰色，如同海王星的Nereid和Halimede。

以分辨率，多数的可见光和近红外光的光谱都呈现不出特征。因此，只有在Phoebe和Nereid上推断出水冰的存在，和在Himalia上发现可归因于水蚀变的特征。

规则的卫星通常都是潮汐锁定 (也就是说，它们的轨道与自转是同步的，永远以同一面朝向母行星)。对照之下，不规则卫星由于距离的遥远，受到的潮汐力是可以忽略不计的，而且最大的卫星Himalia、Phoebe和Nereid的自转周期被测定出来，都在十几个小时的范围内 (相较于它们的轨道周期都在数百天)。这种自转速率与在同一区域典型的小行星是相同的。

有些不规则小行星出现成'群'的轨道，其中有几颗卫星共享相似的轨道。主导的理论是这些天体构成碰撞家族，是一个更大天体破裂的一部份。

简单的碰撞模型可以利用轨道参数所给的速度动量δV估计可能的集中趋势。运用这些模型到已知的轨道参数，使得可能估计δV 必须创建观测到的集中趋势。相信δV的数值在每秒数十米 (5–50米/秒) 的范围内，可能是来自碎裂的结果。不规则卫星的动力学群可以使用这些准则和共同的起源，从破裂的可能性来评估和鉴定。

当轨道的集中区是太广泛时 (也就是说需要δV 的数量级在每秒数百米) ，

必须假定有多次的碰撞，也就是说，这个群集应该进一步的细分成子群集。或过去的碰撞值得注意的变化，例如来自共振的结果，必须被假设。

当卫星的颜色和光谱已经知道，给定的均质资料是所有在分组上有着共同起源，成为家族成员的一个重要的原因。但是，缺乏可用资料的准确性，在统计学上往往难以获得结论。此外，观测到的颜色不一定能代表卫星的主要组成分。

木星的不规则卫星轨道，线是出它们的族群。卫星的相对大小以圆圈的大小来呈现，在平行轴上的位置显示到木星的距离，在垂直轴的位置指示出轨道倾角。黄色的线表示轨道离心率（也就是它与木星的距离随轨道不同而异）。

通常，可以列出下列的分组（dynamically tight groups displaying homogenous colours are listed inbold）

逆行卫星

希诺佩，有时也会包含在帕西斐群，是红色和有着不同的倾角，它可能是被单独捕获的。 帕西斐和希诺佩也都陷落在木星的长期共振。

土星的不规则卫星，显示它们的群集（相关的说明请参考木星的图说）。

土星卫星的一般分群列出如下：

逆行卫星

天王星和海王星的不规则卫星数量少于木星和土星。但是，相信这只是因为天王星和海王星的距离较远，使得观测困难所导致的结果。左边的表格是以现在的技术，在反照率0.04的架设下，可以观察到的卫星最小半径；因此，几乎可以确定天王星和海王星还有许多尚未被发现的小卫星。

由于越小的数量，在统计上越难获得有效分类的结果。天王星的不规则卫星只有逆行卫星的单一来源似乎不太可能满足轨道参数需要高度分散和高冲量（δV≈ 300公里）的需求，这意味着冲击体的大直径（395公里），又要符合碎片散布的尺寸分布。相反的，已经推测至少有两个群存在：

这两个群的区别（3σ信赖系数）在它们与天王星的距离和离心率上。但是，在颜色的观察上并不支持这样的分群：Caliban和Sycorax呈现橙红色，而其他的小卫星是灰色的。

对海王星，Psamathe和Neso被注意到可能有相同的来源，鉴别出有着相似的颜色（灰色），同时还建议Halimede可能是Nereid的碎片，这两颗卫星在太阳系的岁月中有很高的碰撞机率（41%）。

唯一曾经有太空船造访的不规则卫星只有土星最大的不规则卫星，Phoebe，卡西尼号在2005年拍摄了它的影像。卡西尼号也在2000年从遥远的距离上捕捉到了Himalia的低解析影像。而未来，也还没有太空船将造访任何一颗不规则卫星的计划。