I due satelliti di Marte furono scoperti da Asaph Hall nell'Agosto del 1877, Deimos il 12 agosto e Fobos il 18 agosto, e vennero loro assegnati i nomi dei figli del dio Ares, citati nel XV libro dell'Iliade, che accompagnavano in battaglia il loro padre, nomi suggeriti dal professore di scienze di Eton Henry Madan; la loro esistenza era stata ipotizzata circa un secolo e mezzo prima sia dallo scrittore inglese Jonathan Swift, che ne I viaggi di Gulliver fa dire dagli scienziati dell'isola galleggiante di Laputa che Marte ha due satelliti, che da Voltaire, che fa dire la stessa cosa all'abitante di Saturno e di Sirio nel libro Micromega. Sicuramente si tratta di pura coincidenza, in quanto i telescopi di quel periodo, prima metà del 1700, non erano in grado di mostrare satelliti così piccoli. Entrambi i satelliti sono degli ellissoidi triassiali e sono profondamente craterizzati, proprio per questo si è ipotizzato che si tratti di asteroidi di classe C o D catturati dal campo gravitazionale del pianeta, a causa di una perturbazione prodotta da Giove; inoltre entrambi si muovono lungo orbite che giacciono circa sul piano equatoriale del pianeta ed hanno rotazione sincrona. Visti dalla superficie di Marte i due satelliti sembrano ruotare in modo diverso: Fobos, molto più veloce, sorge ad ovest e tramonta ad est restando visibile per circa mezza giornata, mentre Deimos sorge ad est e tramonta lentamente ad ovest, rimanendo visibile per più di 2 giorni ininterrottamente. Di più l'orbita di Fobos decade lentamente, mentre l'orbita di Deimos è in lento allontanamento.

	Difficilmente osservabili da Terra, a causa della loro vicinanza al pianeta, i due satelliti sono stati studiati estensivamente solo grazie alle immagini teletrasmesse a Terra dalle sonde, inviate a studiare soprattutto il pianeta Marte: il Viking 1 e il Viking 2 nel 1977 si sono avvicinati rispettivamente a 100 km da Fobos e a 30 km da Fobos; resta tuttavia ancora un mistero come Marte abbia catturato ed imprigionato in un'orbita quasi perfettamente circolare, e dunque fisicamente improbabile, i due satelliti. Oltre alla cattura di due asteroidi separati, esiste anche l'ipotesi che i due satelliti fossero inizialmente legati gravitazionalmente, un asteroide binario, e che si siano separati dopo la cattura, a causa delle forze mareali.
	Ulteriori ipotesi sono che le lune si siano formate per accrescimento attorno al pianeta, o che le due lune si siano originate, insieme a molte altre, da un impatto del pianeta con un pianetino; la presenza di numerosi crateri d'impatto in prossimità dell'equatore di Marte, fa pensare che il pianeta abbia avuto in passato più di 2 satelliti, che poi si sono schiantati sulla sua superficie.

Dalle osservazioni della sfera di Hill marziana, si è potuto escludere la presenza di altri satelliti con magnitudine apparente di 23.5 (raggio di 90 m per un'albedo di 0,07); non si è però potuto osservare la zona interna all'orbita di Deimos, resa invisibile dalla luce riflessa da Marte.

È stato il primo dei due satelliti ad essere scoperto, essendo distante da Marte 23.460 km. Gli è stato assegnato il nome del dio greco del terrore, figlio di Ares e Afrodite, fratello di Fobos. Si tratta di un corpo piuttosto piccolo e di forma irregolare, diametri 15.0 x 12.0 x 10.4 km (diametro medio 12.6 km). La temperatura superficiale è di 233 K; non possiede atmosfera ed ha una gravità piccolissima, 0.0039 m/s2: un uomo sulla superficie peserebbe pochi grammi. Deimos ha una massa di 2.244 x 1015, una densità media di 2.2 g/cm3 e spettroscopicamente risulta composto da rocce ricche di carbonio e, probabilmente, da ghiaccio, oppure è poroso; è quindi simile agli asteroidi di classe C della fascia principale. La sua superficie di colore rossastro è molto scura, (albedo=0.07), e fortemente craterizzata, anche se le cavità sono riempite parzialmente da detriti grossi almeno una decina di metri; dalle immagini prese nel 1977 dalla sonda Viking 2, e da osservazioni condotte nel 2005 al radiotelescopio di Arecibo, l'intera superficie risulta ricoperta di uno spesso strato di regolite (basalti e piccole sferette di materiale vetroso), probabilmente di 100 m di spessore, che riempie quasi completamente alcuni crateri.

Tale regolite si sarebbe formata a seguito di polverizzazione di piccoli meteoriti sulla sua superficie, mentre le "macchie" chiare superficiali sono probabilmente dovute a della polvere fine espulsa dal satellite durante gli impatti meteorici. A causa di tutto ciò i crateri di Deimos sono poco visibili e per ora solo 2 posseggono un nome, quello degli scrittori che hanno citato i satelliti marziani nei loro scritti: Swift Crater e Voltaire Crater. La densità dei crateri fornisce una datazione per il satellite di 2.5-3 miliardi di anni. L'orbita di Deimos è praticamente circolare, avendo un'eccentricità di 0.0002, ed essendo l'inclinazione rispetto all'equatore di Marte pari a 0.93o, è pressochè equatoriale; è però un'orbita instabile, in realtà si tratta di una spirale che lentamente tende ad allontanare il satellite dal pianeta. La sua vicinanza a Marte fa sì che dalla sua superficie Deimos non sia mai visibile al di sopra di 82.7o di latitudine, inoltre essendo la sua orbita appena al di sopra di quella areosincrona ed il suo periodo orbitale pari a 30 ore e 18 minuti terrestri, rimane visibile ininterrottamente per 2.7 giorni marziani, durante i quali mostra 2 volte le fasi crescenti e decrescenti; inoltre, avendo una rotazione sincrona, mostra sempre la stessa faccia al pianeta madre che sorge ad est e tramonta ad ovest.

Deimos è stato fotografato ed analizzato dalle sonde inviate a studiare il pianeta Marte, le prime foto sono della sonda Mariner 9 e risalgono al 1971, seguite poi da quelle del 1977, prese dalla sonda Viking 2, che si avvicinò fino a meno di 700 km; le ultime immagini sono state fatte dalla sonda Mars Global Surveyor nel luglio 2006 e dalla Mars Reconnaissance Orbiter nel 2009. Non sono mai state inviate sonde appositamente progettate per Deimos e non ne sono state progettate per il futuro. Visto da Marte, Deimos ha un diametro angolare molto piccolo (circa 2.5') assomigliando ad una stella; quando passa davanti al Sole, che ha un diametro angolare pari a 21', appare come un piccolo punto nero che transita velocemente.

Per una determinata latitudine marziana (al di sotto di 82.7oN o S), i transiti avvengono mediamente 2 volte all'anno e, a causa dell'alta velocità, durano al massimo 2 minuti. Nel marzo 2004 i rover Opportunity e Spirit hanno fotografato i due transiti, rispettivamente il 4 e il 13; Spirit ha poi fotografato anche il transito del 9 marzo 2005.

Con i suoi 1.72 x 1016kg di massa e 22.2 km di diametro è il maggiore dei due satelliti ed orbitando a circa 9.377 km dal centro di Marte, a circa 6000 km dalla superficie, ha il primato di essere il satellite naturale più vicino al proprio pianeta dell'intero Sistema Solare: visto da Fobos Marte appare 6400 volte più largo e 2500 volte più brillante della Luna piena vista da Terra, ed occupa un quarto della volta celeste; al satellite è stato assegnato il nome del dio greco della paura, figlio di Ares e di Afrodite, e fratello di Deimos; nella mitologia romana Fobos è identificato con Fuga. L'orbita di Fobos è poco inclinata sull'equatore del pianeta (appena 1.093o) e praticamente circolare, avendo una eccentricità di 0.0151. Essa viene percorsa in 7 ore e 39.2 minuti, meno di 1/4 del periodo di rotazione di Marte. Spesso Fobos appare 2 volte al giorno nel cielo marziano, che percorre da ovest ad est in 4 ore e 15 mnuti. Visto da Marte è grande quanto 1/3 della Luna vista dalla Terra; inoltre, trovandosi vicino alla superficie del pianeta, non può essere osservato al di sopra dei 70.4o di latitudine e gli mostra sempre la stessa faccia, come la Luna, in quanto l'asse più lungo del satellite punta sempre verso il pianeta madre, ha un'inclinazione dell'asse di rotazione nulla e la rotazione è sincrona.

Sempre a causa della vicinanza col pianeta le forze mareali di questo stanno "restringendo" l'orbita di Fobos di circa 1.8 m al secolo, quindi più che di un'orbita circolare si dovrebbe parlare di un'orbita spiraleggiante molto ampia. Quando il raggio dell'orbita scenderà sotto i 5000 km, Fobos cadrà sul pianeta o, più probabilmente, si disintregrerà in un anello planetario; questo dovrebbe avvenire tra circa 50 milioni di anni, infatti anche se Fobos si trova già all'interno del limite di Roche di Marte non si è ancora sfaldato a causa della forza coesiva degli elementi che lo compongono. Trattandosi quasi sicuramente di un asteroide, proveniente dalla fascia principale o dal sistema solare esterno, catturato dalla gravità marziana, ed essendo l'orbita piuttosto instabile, tale cattura dovrebbe essere piuttosto recente. Fobos è un corpo scuro (riflette solo il 6% della luce solare che gli arriva) e spettroscopicamente risulta avere una struttura simile a quella degli asteroidi di tipo C della fascia principale, tuttavia la sua densità, 1.887 gr/cm3, fa sospettare che sia composto da una mistura di roccia e ghiaccio, oppure che sia poroso.

Alcuni sospettano che Fobos non sia un corpo compatto, ma un agglomerato, come Gaspra, Ida, Mathilde, cosa compatibile sia con la sua densità che con la capacità di resistere ad impatti potenzialmente catastrofici. Non essendo ancora nota in dettaglio la composizione del satellite, resta ancora il dubbio se il meteorite Kaidun, di 2 kg di peso e scoperto dai sovietici nel 1980, abbia o meno avuto origine da Fobos. Fobos non possiede un'atmosfera, ha una temperatura superficiale media di 233 K, inoltre dalle foto della sonda Mars Global Surveyor si è visto che la superficie è pesantemente craterizzata e coperta di polvere di regolite (basalti e piccole sferette di materiale vetroso) spessa in alcuni punti anche 100 m, che potrebbe essersi formata a causa di impatti con altri corpi, pur non essendo chiaro come possa essere rimasta sulla superficie di un corpo soggetto alle forze mareali del pianeta madre e praticamente privo di gravità; non avendo forma sferica (diametri 27 x 21.6 x 18.8 km), la sua accelerazione di gravità varia da punto a punto tra 0.0019 e 0.0084 m/s2.

Le caratteristiche geologiche più rilevanti scoperte sul satellite sono molti crateri (Clustril Crater, D'Arrest Crater, Gulliver Crater, Hall Crater, Roche Crater, Skyresh Crater, Todd Crater, ...) ed un dorsum, Kepler Dorsum; portano tutti i nomi di astronomi coinvolti nello studio del sistema marziano, oppure di personaggi del romanzo di Jonathan Swift "I viaggi di Gulliver", fa eccezione il cratere più grande del satellite, lo Stickney Crater, che si suppone si sia formato a seguito di un impatto devastante che avrebbe dovuto distruggere Fobos, il quale porta il cognome da nubile della moglie di Asaph Hall. Anche il famoso monolite di Fobos, un pezzo di roccia con un diametro superiore a 50 m, fotografato per la prima volta dalla sonda Mars Global Surveyor il 19 agosto 1998 e poi dalla Phobos 2, che si trova vicino al bordo del cratere Stickney, si pensa sia dovuto a questo impatto. Inizialmente si pensava che tale impatto fosse anche il responsabile delle "striature" che percorrono tutta la superficie del satellite, depressioni lineari profonde 30 m, larghe da 100 a 200 m e lunghe più di 20 km, ma lasciava perplessi il fatto che confrontando le immagini prese dalla sonda Viking 1 e quelle prese successivamente dalla sonda Phobos 2, risultava che si fossero formate nuove striature; i dati della Mars Express hanno permesso di verificare che le striature non sono radiali al cratere, ma derivano da espulsione di materiale nello spazio causato da impatti sulla superficie del satellite. Le striature sono state raggruppate, in base all'età, in almeno 12 famiglie, che dovrebbero rappresentare 12 eventi diversi.

Fobos è stato spesso fotografato dalle sonde inviate a studiare Marte, nel 1971 dal Mariner 9, nel 1977 il Viking 1, nel 1998 e 2003 dal Mars Global Surveyor, nel 2004 dalla Mars Express e nel 2008 dalla Mars Reconnaissance Orbiter; i russi hanno inviato nel 1988 2 sonde, Phobos 1 e Phobos 2, per studiare il satellite e hanno progettato l'invio nel 2001 della missione Phobos-Grunt, anche per approfondire quanto rilevato dalla sonda Phobos 2 prima di smettere di funzionare: una debole ma costante emissione di gas, probabilmente acqua. Le immagini prese dalle sonde dal 1970 in poi sono state fondamentali; infatti dopo la sua scoperta nel 1877, a causa della sua orbita e della densità, tra il 1950 e il 1960 si ipotizzò che si trattasse di un "oggetto" artificiale cavo; addirittura l'astronomo russo Shklovski dai dati a disposizione dedusse che poteva trattarsi di una sfera d'acciaio cava di 16 km di diametro, spessa 6 cm, che secondo Fred Singer, consigliere scientifico del Presidente americano Eisenhower, doveva "ripulire l'atmosfera dalle radiazioni, per permettere ai marziani di studiare lo spazio attorno al loro pianeta". Da Marte è possibile osservare regolarmente il passaggio di Fobos davanti al Sole, producendo una eclisse parziale, o anulare, anche se, a causa delle rispettive dimensioni angolari (Fobos=8'-12' d'arco, Sole=21'd'arco), si parla di transito; durante un anno marziano per ogni latitudine, al di sotto dei 70.4oN o S, sono visibili da 10 a 12 transiti, che hanno mediamente una durata brevissima: 30 secondi.
	L'ombra del transito è chiaramente visibile sulla superficie del pianeta e sia il transito che l'ombra sono state fotografate più volte dai Rover presenti sul pianeta e dalle sonde in orbita attorno ad esso.

Tabella riassuntiva sul Sistema Solare