土衛八

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土衛八(Iapetus)
Iapetus
卡西尼號拍攝的土衛八的照片鑲嵌圖，顯示了位於逆軌道方向球面的明面以及鄰接於其右側的部分暗面。
發現
發現者喬瓦尼·多梅尼科·卡西尼
發現日期October 25, 1671
編號
其它名稱Saturn VIII
形容詞Iapetian, Japetian
軌道參數
半長軸3 560 820 km
離心率0.028 612 5 [1]
軌道週期79.321 5 d
軌道傾角
  • 17.28° (to the ecliptic)
  • 15.47° (to Saturn's equator)
  • 8.13° (to )[2]
隸屬天體土星
物理特徵
大小1,492.0×1,492.0×1,424 km [3]
平均半徑734.5 ± 2.8 km [3]
表面積6 700 000 km²
質量(1.805 635 ± 0.000 375)×1021 kg [4]
平均密度1.088 ± 0.013 g/cm³ [3]
表面重力0.224 m/s²
0.573 km/s
自轉週期79.321 5 d
(同步自轉)
轉軸傾角zero
反照率0.05–0.5[5]
溫度90–130 K
視星等10.2–11.9[6]

土衛八又稱為「伊阿珀托斯」（Iapetus或Japetus[7]，希臘語：Ιαπετός），是土星的第3大衛星，同時也是太陽系中的第11大衛星，[8]由喬瓦尼·多梅尼科·卡西尼於1671年發現。土衛八以其兩半球面巨大的顏色差異而著稱，而卡西尼號最近的發現則揭示了該衛星其他多處不尋常的特徵，如其擁有一個環繞球體半圈的赤道脊。

發現[編輯]

1671年10月，喬凡尼·多美尼科·卡西尼在土星的西側發現了土衛八。1672年初卡西尼又試圖從土星東側觀測這顆衛星，但是沒有成功。其後這種情況又再次出現：卡西尼分別於1672年12月和1673年2月又觀測到了土衛八——均是隔了兩周之後於土星西側觀測到的；但是在這兩周的間隔中間期內，他卻仍然無法在土星的東側觀測到這顆衛星。最終於1705年，卡西尼使用改進後的望遠鏡在土星東側觀測到了土衛八，發現此時這顆衛星的視星等降低了兩等。[9][10]

卡西尼對此做出了正確的推斷：即土衛八擁有一個較亮的半球面和一個較暗的半球面，同時這顆衛星處於潮汐鎖定狀態，總是保持着同一面面向土星，所以從地球上觀測，在土星西側觀測到的總是土衛八較亮的一面，而在另一側觀測到的總是較暗的一面。後來土衛八的較暗半球即被命名為「卡西尼區」。

命名[編輯]

土衛八（伊阿珀托斯）以希臘神話中的泰坦巨人伊阿珀托斯命名。

土衛八連同其他三顆土星衛星（分別為：土衛三、土衛四和土衛五）被其發現者卡西尼命名為「路易之星」（Sidera Lodoicea），以紀念當時的法國國王路易十四。不過天文學家仍然遵循習慣將其命名為土衛五；1789年又發現了土衛一和土衛二，土星衛星家族隨之擴大，伊阿珀托斯也易名為土衛七，在1848年海伯利安被發現之後又改名為土衛八。

而土衛八的另外一個仍見使用的名稱Japetus則是由約翰·赫歇爾於其1847年出版的《在好望角天文觀測的結果》中提出。[7]在該書中，赫歇爾提議土星的衛星均以泰坦巨人、克洛諾斯的兄弟姐妹的名字命名，因為克洛諾斯即相當於羅馬神話中的農神薩圖爾努斯——土星即以他的名字命名。其形容詞格為Iapetian或Japetian。

土衛八上的地質特徵均以法國史詩《羅蘭之歌》中的人物和地點命名（如查理大帝撞擊坑和土衛八的明亮地區——隆塞斯瓦列斯高地）。唯一的例外是該衛星的陰暗區域——卡西尼區，是以該地區的發現者喬凡尼·卡西尼之名命名的。

物理特性[編輯]

土衛八的密度較低，這表明其可能是由冰和少量（約20%）的岩石成分構成。[11]

不同於大部分的衛星，土衛八的整體外形並非球形或橢球形，它的赤道部分凸出，而兩極地區凹陷；[12]同時其赤道地區獨特的山脊高度驚人，甚至在遠處觀測都能發現這種地形改變了這顆衛星的形狀。這些特徵使得土衛八看起來更像核桃形的。

土衛八曾經遭受過猛烈的隕石轟擊，卡西尼號在其暗面發現了數個大規模的隕石坑，其中至少有5個直徑超過了350公里。土衛八最大的隕石坑是特吉斯撞擊坑，直徑達580公里，[13]它的坑緣十分陡峭，其中的部分山崖高達15公里。[14]

土衛八表面的合成圖像地圖

明暗區[編輯]

17世紀時，卡西尼發現他只能在土星的西側觀測到土衛八，而從來無法在東側觀測到這顆衛星。他準確的推斷出土衛八是圍繞土星公轉的同步自轉衛星，同時它的一面要比另一面暗得多。後來這個推斷被更大型的望遠鏡所證實。

隆塞斯瓦列斯高地

土衛八兩個半球亮度的差別是巨大的。其同軌道方向的一面較暗（反照率為0.03-0.05），略帶紅棕色；另一面的大部分則較為明亮（反照率為0.5-0.6，接近木衛二）。所以逆軌道方向一面的星等達到了10.2等；而同軌道方向一面的星等大約為11.9等——超出了17世紀最好的望遠鏡的可辨別範圍。土衛八的這種明暗表面類似於道教中的太極圖以及網球的表面。其暗面被命名為卡西尼區，明面被命名為隆塞斯瓦列斯高地。構成暗面的最初表面物質被認為可能來自於土衛八之外，而如今其表面物質則是由較溫暖地區冰升華之後殘留的粗屑構成，其中包含着類似於在原始隕石和彗星表面所發現的有機物。從地球上進行的觀測表明土衛八上含有較豐富的碳元素，其間可能存在如氰化氫聚合物之類的氰基化合物。

2007年9月10日，卡西尼號從距離1640公里處飛掠過土衛八，發現該衛星的明暗兩面都遭受了猛烈的轟擊。它還發現構成卡西尼區和隆塞斯瓦列斯高地之間過渡區域的分散的明暗色塊面積很小，甚至小於卡西尼號所拍照片的最高的30米分辨率。土衛八上的低洼地形都為暗色物質所填充，隕石坑的隆起坑坡上則覆蓋着亮色物質。[15]從卡西尼號的雷達成像圖和很小的流星即能在覆蓋層之下的冰層中形成撞擊坑的狀況推斷，這層覆蓋物質很薄，在某些地區只有數十厘米厚。[16] [17]

南極地區的特寫鏡頭

美國航空航天局的科學家們相信暗色物質是土衛八表面冰體升華之後殘留下來的粗屑，[17]並由於暴露在陽光中而進一步變黑。土衛八的自轉周期長達79個地球日（等同於其公轉周期，是土星衛星系統中自轉周期最長的），因此它可能擁有土星衛星系統中最高的向日面溫度和最低的背日面溫度；在陰暗的卡西尼區的近赤道地區，暗色物質的吸熱作用將會造成其日間溫度達到128開爾文度，而明亮的隆塞斯瓦列斯高地的平均溫度則為113開爾文度。[18]溫度的差別意味着卡西尼區的冰體更容易升華，並最終在隆塞斯瓦列斯高地重新凝結，特別是在溫度最低的極地地區。從地質時間尺度上考慮，這種作用將會進一步使卡西尼區變暗，使隆塞斯瓦列斯高地和極地地區更亮。卡西尼區暴露的冰體的逐漸損耗推動了一個熱量正反饋過程的形成，最終導致明暗面反照率的更大反差。據估計，在當前的溫度條件以及不考慮冰體從暗面轉移至明面的情況下，卡西尼區在1000萬年內將會有20米厚的冰層升華殆盡，而隆塞斯瓦列斯高地在同一時間內則只損失了10米的冰層。[18]這種模式解釋了土衛八上明暗區域的分布、缺乏灰色區域和卡西尼區覆蓋的暗色物質較薄的情況。

但是啟動這一熱反饋模式的前提是之前土衛八表面必須存在明暗的差別。人們推測最初的暗色物質可能是流星轟擊在逆行軌道上運行的外層小衛星所揚起的、並被土衛八的同軌道方向一面吸附的碎屑。這個模式的核心理論建立已有30多年，而在卡西尼號9月的飛掠之後尤為人所重視。

隨着軌道的衰變，由於微流星體的轟擊或隕石撞擊而脫離衛星表面形成的細小碎屑螺旋進入內層軌道。這期間，由於暴露於陽光之下，這些碎屑開始變暗。當這些碎屑通過土衛八的軌道時，就有可能被土衛八的同軌道方向一面吸附。這層覆蓋於土衛八表明的吸附物便造成了反照率的改變，繼而造成溫度的改變，而溫度的差別又隨着也已啟動的熱反饋過程而加劇。

這些碎屑的最大供體是土衛九，它是最大的外層衛星。儘管土衛九的物質構成更接近於土衛八的明面而非暗面，[19]但是來自土衛九的碎屑也只是用來製造最初階段的反照率差別，並且這些碎屑很可能已經被其後的升華殘留物所掩蓋。

整體外形[編輯]

土衛八的三軸長度為747.1×749×712.6公里，平均半徑為736±2公里。[20]但是由於土衛八的整體表面還未經過高分辨率成像，所以即使在公里級別上以上數據仍然存在誤差。而所觀測到的土衛八的扁率數據所對應的自轉周期應該為10小時，而非其實際自轉周期79天。可能的解釋是在土衛八形成的初期，其就形成了一個厚實的外殼，從而將整個星體形狀固定住了。之後由於引力潮汐作用，土衛八的自轉周期逐漸加長，直至最終形成潮汐鎖定狀態。[12]

赤道脊[編輯]

位於土衛八暗面的赤道脊中高達10公里的山峰的特寫

土衛八的另一個神秘之處是其位於卡西尼區中心的赤道脊，長度約1300公里，寬度為20公里，高度達13公里。人們在卡西尼號於2004年12月31日拍攝的照片中發現了這一地形。該赤道脊的一部分甚至高出周圍平原地形達20公里。赤道脊由多種複雜地形構成，包括獨立的山峰、長度超過200公里的懸崖和由三段距離很近的平行山脊構成的地形單元。[21]在明亮的隆塞斯瓦列斯高地則不存在赤道脊，取而代之的則是赤道地區一系列高度達10公里的獨立山峰。[22]赤道脊地形遭受過猛烈的轟擊，這證明其地質年代已經十分久遠。這種近赤道的突出地形使得土衛八的外形呈核桃狀。

赤道脊的特寫鏡頭

至今仍不清楚這種地形是如何形成的。難以解釋的問題之一即是為何赤道脊如此精確的分布於赤道一帶。至今已存在三種假說，但是沒有一種能夠解釋為何赤道脊只存在於卡西尼區。

  1. 參與到卡西尼計劃的一個科學家團隊主張赤道脊是形成初期的土衛八的扁圓形狀星體的殘留部分，當時它的自轉速度比現今快得多。[23]赤道脊的高度表明其曾經最短的自轉周期可能達到17小時。如果土衛八必須冷卻得足夠快以使赤道脊得以保留，而同時又能夠在足夠長的時間裡保持其可塑性——這段時間將足夠土星的潮汐作用減緩土衛八的自轉速度並最終使其自轉周期達到79個地球日——的情況要成為現實，那麼土衛八則需要鋁-26的同位素衰變作用對其進行加熱。早期的太陽系星雲中這種同位素，但是估計已經在太陽系形成的初期就消耗殆盡了。要具備加熱土衛八所需的鋁-26同位素的數量，則土衛八的形成時間必須比預計的還要早——即在小行星開始形成200萬年之後。
  2. 赤道脊也可能是由從地層下湧出的冰體重新凝結形成的。
  3. 也有人認為在形成初期，土衛八上的赫爾空間（Hill Sphere）區域即已經形成了一個環狀系統，後來由於環狀系統的部分崩塌而形成了如今的赤道脊。[24]但是，質地看起來十分堅固的赤道脊似乎並不會是由這種崩塌效應造成的。另外，最近的觀測圖像顯示了一種貫穿赤道脊的斷裂構造，這種現象似乎與崩塌環假說[17]相矛盾。
土衛八的軌道（紅色標記）與其他土星大衛星軌道的比較（側視圖），該圖顯示了土衛八不同尋常的高軌道傾角。

溫度[編輯]

暗面赤道地區的表面溫度達到了130開爾文度，這種高溫部分是由土衛八的長自轉周期造成的。明面吸收的陽光較少，所以溫度只達到了100開爾文度。[25]

土衛八的軌道（紅色標記）與其他土星大衛星軌道的比較（端視圖）

軌道[編輯]

土衛八的軌道有些微異常。雖然它是土星的第三大衛星，但是它離距土星第二遠的大衛星——土衛六十分遙遠。同時在規則衛星中它的軌道傾角最大；只有外層的不規則衛星，如土衛九擁有更大的軌道傾角。造成這種現象的原因未知。

由於距離遙遠，且軌道傾角大，所以土衛八是唯一一顆可以清楚看到土星環的大衛星；而其他內側大衛星則正對着土星環的邊緣，因此很難觀測到這一構造。從土衛八上觀測，土星的視角達到了1°56'（是地球上觀測到的月球視角的4倍）。[26]

電腦所模擬的當土衛八處於其高傾角軌道的「最低點」時，從該衛星上所觀測到的土星景象，土星的環清晰可見（而從其他土星大衛星上只能觀測到土星環的環沿）。

探測[編輯]

卡西尼號曾多次從中距離對土衛八進行觀測並拍照。但是由於其軌道的緣故，很難進行近距離觀測。2007年9月10日，卡西尼號曾在距其1227公里之外進行了一次近距離飛掠。

目前還沒有其他任何探測計劃。

  • 旅行者2號所拍攝圖像
    旅行者2號所拍攝圖像
  • 土衛八被土星反射的陽光照亮的情景
    土衛八被土星反射的陽光照亮的情景
  • 土衛八上的崩塌地形
    土衛八上的崩塌地形
  • 旅行者1號1980年11月12日攝於距離土衛八320萬千米處
    旅行者1號1980年11月12日攝於距離土衛八320萬千米處

參考文獻[編輯]

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  2. ^ Jacobson, R.A. (2009) SAT317. Planetary Satellite Mean Orbital Parameters. JPL/NASA. 2009-12-17 [2011-01-15]. （原始內容存檔於2011-08-22）. 
  3. ^ 3.0 3.1 3.2 引用錯誤：沒有為名為Roatsch et al. 2009的參考文獻提供內容
  4. ^ 引用錯誤：沒有為名為Jacobson Antreasian et al. 2006的參考文獻提供內容
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  6. ^ 引用錯誤：沒有為名為Observatorio ARVAL的參考文獻提供內容
  7. ^ 7.0 7.1 Lassell, William. Satellites of Saturn. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 1848年1月14日, 8 (3): 42–43 [2009年5月8日]. （原始內容存檔於2008年7月25日）. 
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  26. ^ Angular diameter calculated using Celestia software.

參見[編輯]

外部連結[編輯]

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