土卫八(Iapetus)是土星的第3大卫星，同时也是太阳系中的第11大卫星，还是太阳系中最大的非流体静力平衡的天体，由乔凡尼·多美尼科·卡西尼于1671年发现。土卫八以其两半球面巨大的颜色差异而著称，又被称为“阴阳脸”。除此之外，土卫八的环绕球体四分之三圈的赤道脊也十分引人注目。

中文名：土卫八

外文名：IapetusSaturn VIII

别名：伊阿帕托斯

分类：卫星

发现者：乔凡尼·多美尼科·卡西尼

发现时间：1671年10月25日

质量：(1.805 635±0.000 375)×10^21 kg

平均密度：1.088±0.013 g/cm³

直径：1469±5.6 km

表面温度：90–130 K

逃逸速度：0.573 km/s

反照率：0.05–0.5

视星等：10.2–11.9

自转周期：79.3215 d（同步自转）

半长轴：3,560,820 km

离心率：0.0276812

公转周期：79.3215 天

轨道倾角：15.47 度

表面重力：0.224 m/s²

表面积：6,700,000 km²

自转轴倾角：0

土卫八

1671年10月25日，出生于意大利的法国天文学家乔凡尼·多美尼科·卡西尼在土星的西侧发现了土卫八。1672年初卡西尼又试图从土星东侧观测这颗卫星，但是没有成功。其后这种情况又再次出现：卡西尼分别于1672年12月和1673年2月又观测到了土卫八——均是隔了两周之后于土星西侧观测到的；但是在这两周的间隔中间期内，他却仍然无法在土星的东侧观测到这颗卫星。最终于1705年，卡西尼使用改进后的望远镜在土星东侧观测到了土卫八，发现此时这颗卫星的视星等降低了两等。

卡西尼对此做出了正确的推断：即土卫八拥有一个较亮的半球面和一个较暗的半球面，同时这颗卫星处于潮汐锁定状态，总是保持着同一面面向土星，所以从地球上观测，在土星西侧观测到的总是土卫八较亮的一面，而在另一侧观测到的总是较暗的一面。后来土卫八的较暗半球即被命名为“卡西尼区”以纪念他的贡献。

土卫八以希腊神话中的巨人伊阿珀托斯（Iapetus）命名，这是由约翰·赫歇尔（威廉·赫歇尔之子）于其1847年出版的《在好望角天文观测的结果》中提出的。在该书中，赫歇尔提议土星的卫星均以泰坦巨人克洛诺斯的兄弟姐妹的名字命名，因为克洛诺斯即相当于罗马神话中的农神萨图尔努斯——土星即以他的名字命名。土卫八还有一个基本过时的名称变体Japetus，这是因为拉丁语中的字母i和j没有区别。

土卫八（Saturn VIII）这个名称在通常的语境下更加接近于一种编号。土卫八有过多个曾用编号，并不是一开始就被叫做土卫八。最初，土卫八连同其他三颗土星卫星（现在分别为：土卫三、土卫四和土卫五）被其发现者卡西尼命名为“路易之星”（Sidera Lodoicea），以纪念当时的法国国王路易十四。天文学家遵循按发现先后编号的习惯将其命名为土卫五（Saturn V）。1789年又发现了后来被命名为土卫一和土卫二离土星更近的两颗卫星，土星卫星家族随之扩大，天文学家将土星的卫星重新编号，以距土星的远近排序，伊阿珀托斯也易名为土卫七（Saturn VII），在1848年海伯利安被发现之后又改名为土卫八。

土卫八上的地质特征均以法国史诗《罗兰之歌》中的人物和地点命名（如查理曼陨石坑和土卫八的明亮地区——隆塞斯瓦列斯区）。唯一的例外是该卫星的阴暗区域——卡西尼区，是以该地区的发现者乔凡尼·卡西尼之名命名的。

土卫八的质量约为地球的万分之三，直径却达到了地球的十分之一还要多，因此土卫八的密度较低，这表明其可能是由冰和少量（约20%）的岩石成分构成。低质量也导致了土卫八未能达到流体静力平衡。

土卫八的三轴长度为747.1×749×712.6公里，平均半径为736±2公里。但是由于土卫八的整体表面还未经过高分辨率成像，所以即是是在公里级别上以上数据仍然存在误差。而所观测到的土卫八的扁率数据所对应的自转周期应该为10小时，而非其实际自转周期79天。可能的解释是在土卫八形成的初期，其就形成了一个厚实的外壳，从而将整个星体形状固定住了。之后由于引力潮汐作用，土卫八的自转周期逐渐加长，直至最终形成潮汐锁定状态。

土卫八的增强色彩地图。

不同于大部分的卫星，土卫八的整体外形并非球形或椭球形，它的赤道部分凸出，而两极地区凹陷；同时其赤道地区独特的山脊高度惊人，甚至在远处观测都能发现这种地形改变了这颗卫星的形状。这些特征使得土卫八看起来更像核桃形的。

土卫八暗半球（即先导半球）赤道地区的表面温度达到了130K，这种高温是由土卫八的长自转周期和暗半球的低反照率造成的。亮半球（即后随半球）由于反照率高，吸收的阳光较少，所以温度只达到了100K。

土卫八上有很多奇特的地形地貌，最突出的就是其阴阳脸和赤道脊。

阴阳脸

17世纪时，卡西尼发现他只能在土星的西侧观测到土卫八，而从来无法在东侧观测到这颗卫星。他准确的推断出土卫八是围绕土星公转的同步自转卫星，同时它的一面要比另一面暗得多。后来这个推断被更大型的望远镜所证实。

土卫八两个半球亮度的差别是巨大的。其同轨道方向的一面较暗（反照率为0.3-0.5），略带红棕色；另一面的大部分则较为明亮（反照率为0.5-0.6，接近土卫二）。所以逆轨道方向一面的星等达到了10.2等；而同轨道方向一面的星等大约为11.9等——超出了17世纪最好的望远镜的可辨别范围。土卫八的这种明暗表面类似于道教中的太极图以及网球的表面，其暗面被命名为卡西尼区，明面被命名为隆塞斯瓦列斯区。从地球上进行的观测表明土卫八上含有较丰富的碳元素，其间可能存在如氰化氢聚合物之类的氰基化合物。

土卫八表面的合成图像地图

2007年9月10日，卡西尼号从距离1640公里处飞掠过土卫八，发现该卫星的明暗两面都遭受了猛烈的轰击。它还发现构成卡西尼区和隆塞斯瓦列斯区之间过渡区域的分散的明暗色块面积很小，甚至小于卡西尼号所拍照片的最高的30米分辨率。土卫八上的低洼地形都为暗色物质所填充，陨石坑的隆起坑坡上则覆盖着亮色物质。从卡西尼号的雷达成像图和很小的流星即能在覆盖层之下的冰层中形成撞击坑的状况推断，这层覆盖物质很薄，在某些地区只有数十厘米厚。

一个比较令人信服的假说认为，暗色物质是土卫八表面冰体升华之后残留下来的粗屑，并由于暴露在阳光中而进一步变黑。土卫八的自转周期长达79个地球日（等同于其公转周期，是土星卫星系统中自转周期最长的），因此它可能拥有土星卫星系统中最高的向日面温度和最低的背日面温度；在阴暗的卡西尼区的近赤道地区，暗色物质的吸热作用将会造成其日间温度达到128K，而明亮的隆塞斯瓦列斯区的平均温度则为113K。温度的差别意味着卡西尼区的冰体更容易升华，并最终在隆塞斯瓦列斯区重新凝结，特别是在温度最低的极地地区。从地质时间尺度上考虑，这种作用将会进一步使卡西尼区变暗，使隆塞斯瓦列斯区和极地地区更亮。卡西尼区暴露的冰体的逐渐损耗推动了一个热量正反馈过程的形成，最终导致明暗面反照率的更大反差。据估计，在当前的温度条件以及不考虑冰体从暗面转移至明面的情况下，卡西尼区在1000万年内将会有20米厚的冰层升华殆尽，而隆塞斯瓦列斯区在同一时间内则只损失了10米的冰层。这种模式解释了土卫八上明暗区域的分布、缺乏灰色区域和卡西尼区覆盖的暗色物质较薄的情况。

但是启动这一热反馈模式的前提是之前土卫八表面必须存在明暗的差别。人们推测最初的暗色物质可能是流星轰击在逆行轨道上运行的外层小卫星所扬起的、并被土卫八的同轨道方向一面吸附的碎屑。这个模式的核心理论建立已有30多年，而在卡西尼号9月的飞掠之后尤为人所重视。

在土卫八轨道上的轻碎片，要么是被微流星体撞击而脱离卫星表面的，要么是在碰撞中产生的，随着轨道的衰变，它们会螺旋状进入。这些物质暴露在阳光下就会变暗。任何穿过土卫八轨道的此类物质的一部分都会被土卫八的先导半球扫过，并覆盖在上面；一旦这个过程发生并在反照率上产生了适度的反差，从而产生了温度上的反差，那么上述热反馈就会起作用，并增强了反照率的反差。为了支持这一假设，天文学家设置了简单的外生沉积和热水再分配过程的数值模型，这可以很好地预测了土卫八的双色调外观。土卫八的先导和后随半球之间有一个细微的颜色差别，先导半球更偏红，可以在对亮半球和暗半球的对比观测中被观测到。在与卡西尼区域的椭圆形形成对比的是，颜色对比紧随半球边界；在数百公里的范围内，不同颜色区域之间是渐变的。从土卫八向内的下一个卫星，也有一个不寻常的红色。

艺术家想象的菲比（Phoebe）环，它令土星环相形见绌

这些碎屑的最大供体是土卫九（Phoebe），它是土星最大的外层卫星，它丢下的这些碎屑构成了一个环，被称为菲比环（Phoebe rings，即土卫九环）。这个环由NASA的科学家于2009年10月8日发现。NASA喷气推进实验室（JPL）称，该光环平面与土星主光环面成27度倾角，该光环内侧距离土星约595万公里，宽度约1190万公里。它的直径相当于300倍土星的直径。可容纳10亿个地球。弗吉尼亚大学航天学家安尼·沃比瑟表示，这是一个超级光环，光环由冰和尘埃微粒组成，它们之间的距离如此之大，以致于即使你站在光环上也看不清楚。另外，土星照射到的太阳光线很少，光环反射出的可见光更少，这令它难以被发现。组成光环的尘埃温度很低，仅有零下193℃，但却散发出热辐射。NASA的斯皮策太空望远镜正是捕捉到这些热辐射，才发现了这个巨大的光环。

尽管土卫九的物质构成更接近于土卫八的明面而非暗面，但是来自土卫九的碎屑也只是用来制造最初阶段的反照率差别，并且这些碎屑很可能已经被其后的升华残留物所掩盖。

第二种说法是，这是由小卫星土卫七造成的。有些人说，土卫七密度极低，被小行星撞击后无数碎屑飘走，而土卫七和土卫八轨道十分相近，因此碎屑朝着卡西尼区飞过去，从而形成了阴阳脸。

土卫八曾经遭受过猛烈的陨石轰击，卡西尼号在其暗面发现了数个大规模的陨石坑，其中至少有5个直径超过了350公里。土卫八最大的陨石坑是特吉斯陨石坑（Turgis），直径达580公里，它的坑缘十分陡峭，其中的部分山崖高达15公里。据研究，土卫八有长时间的陆地滑动和激流，它们可能是由冰层滑动引起的。

赤道脊

土卫八的另一个神秘之处是其位于卡西尼区中心的赤道脊，长度约1300公里，宽度为20公里，高度达13公里，这几乎环绕了四分之三的赤道。这是人们在卡西尼号于2004年12月31日拍摄的照片中发现的。土卫八的赤道脊由多种复杂地形构成，包括独立的山峰、长度超过200公里的悬崖和由三段距离很近的平行山脊构成的地形单元，该赤道脊的一部分甚至高出周围平原地形达20公里。在明亮的隆塞斯瓦列斯高地则不存在赤道脊，取而代之的则是赤道地区一系列高度达10公里的独立山峰。赤道脊地形遭受过猛烈的轰击，这证明其地质年代已经十分久远。这种近赤道的突出地形使得土卫八的外形呈核桃状。

土卫八的表面

根据现有的资料，天文学家仍不清楚这种地形是如何形成的。最难以解释的问题之一是为何赤道脊如此精确的分布于赤道一带。天文学家们提出了如下三种假说，但是没有一种能够解释为何赤道脊只存在于卡西尼区。

参与到卡西尼计划的一个科学家团队主张赤道脊是形成初期的土卫八的扁圆形状星体的残留部分，当时它的自转速度比现今快得多。赤道脊的高度表明其曾经最短的自转周期可能达到17小时。如果土卫八必须冷却得足够快以使赤道脊得以保留，而同时又能够在足够长的时间里保持其可塑性——这段时间将足够土星的潮汐作用减缓土卫八的自转速度并最终使其自转周期达到79个地球日——的情况要成为现实，那么土卫八则需要铝-26的同位素衰变作用对其进行加热。早期的太阳系星云中确实存在这种同位素，但是理论上说已经在太阳系形成的初期就消耗殆尽了。要拥有具备加热土卫八所需的铝-26同位素的数量，土卫八的形成时间必须比当前估计的还要早——即在小行星开始形成200万年之后。

另一种说法是赤道脊也可能是由从地层下涌出的水体重新凝结形成的。

也有人认为在形成初期，土卫八上的赫尔空间（Hill Sphere）已经形成了一个环状系统，后来由于环状系统的部分崩塌而形成了如今的赤道脊。但是，质地看起来十分坚固的赤道脊似乎并不会是由这种崩塌效应造成的。另外，最近的观测图像显示了一种贯穿赤道脊的断裂构造，这种现象似乎与崩塌环假说相矛盾。

赤道脊的特写镜头

土卫八的轨道(红色标记)

土卫八的轨道有些小异常。虽然它是土星的第三大卫星，但是它离距土星第二远的大卫星——土卫六十分遥远。同时在规则卫星中它的轨道倾角最大；只有外层的不规则卫星，如土卫九拥有更大的轨道倾角。造成这种现象的原因未知。但有证据显示，土卫八不是被捕获的。关于土卫八的轨道异常，有一种说法是，土星曾与另一颗大行星靠的很近，从而改变了土卫八的轨道。

计算机模拟的在土卫八上观测土星的情形

由于距离遥远，且轨道倾角大，所以土卫八是唯一一颗在其上可以清楚看到土星环的大卫星；而其他内侧大卫星则正对着土星环的边缘，因此很难观测到这一构造。从土卫八上观测，土星的视角达到了1°56' （是地球上观测到的月球视角的4倍）。

卡西尼号曾多次从中距离对土卫八进行观测并拍照。但是由于其轨道的缘故，很难进行近距离观测。2007年9月10日，卡西尼号曾在距其1227公里之外进行了一次近距离飞掠。除此之外，还没有其他任何探测任务计划飞临土卫八。

卡西尼号发现该卫星有多处不寻常的特征，如赤道脊就是卡西尼号第一次发现的。

土卫八拥有太阳系中最高的山脉。（吉尼斯世界纪录）