土卫三

土卫三（Tethys），又名特提斯、土星III，是围绕土星运行的一颗卫星。^[1]土卫三是土星的第五大卫星，其形状不规则，平均半径为533km，尺寸为1076.8×1057.4×1052.6km。^[1]其质量约为6.17×1020kg（0.000103地球质量^[注1]）。^[4]土卫三的轨道距离土星295000km，绕土星一周需要45.3小时。^[1]^[6]

土卫三被认为是由土星的吸积盘或亚星云形成，^[8]^[9]且土卫三中水冰比例极高，但原因仍然无法解释。^[10]^[11]土卫三呈三轴椭球体形状，^[12]^[13]其表面有许多颜色各异、有时亮度各异的典型特征。^[14]土卫三的地质相对简单，^[15]其表面大部分为丘陵，并布满陨石坑，主要的两个特征为奥德修斯撞击坑以及伊萨卡峡谷。^[15]^[16]

1684年，天文学家乔瓦尼·多梅尼科·卡西尼（Giovanni Domenico Cassini）发现了土卫三与土卫四，并将这两颗卫星与土卫五、土卫八一起命名为“路易之星”^[注2]。^[2]^[17]天文学家约翰·赫歇尔（John Herschel）在《好望角天文观测结果》一文中建议以泰坦·克洛诺斯兄弟姐妹的名字命名当时已知的土星卫星，而后土卫三便以泰坦女神特提斯^[注3]（Tethys）命名。^[1]^[2]1979年，先锋11号宇宙飞船飞越土星，^[18]而后旅行者1号和2号探测器先后也对此天体进行探测，并拍摄土卫三的照片。^[7]^[18]^[19]2004年，卡西尼号航天器进入土星轨道，并于2005年9月以1503km的距离对土卫三进行一次近距离的目标飞越。而后卡西尼号在距离土卫三约数万公里的地方进行了多次非定向接近。^[18]^[20]^[21]

发现

1684年，天文学家乔瓦尼·多梅尼科·卡西尼（Giovanni Domenico Cassini）利用法国巴黎天文台的航空望远镜发现了土卫三与土卫四，他早年还发现了土卫五和土卫八。^[2]^[22]^[3]而后，卡西尼将这四颗卫星命名为“路易之星”^[注2]，以纪念法国国王路易十四。到了十七世纪末，天文学家们习惯上将它们和土卫六称为土星的第一至第五颗卫星。1789年，威廉·赫歇尔（Friedrich Wilhelm Herschel）发现了土卫二后，将编号方案扩展到土星七号，将较老的五颗卫星向上提升了两个位置。1848年发现土卫七号后改变了编号，将伊阿帕托斯提升到土星第八颗卫星。此后，编号方案保持不变。^[2]^[17]

命名

土星所有七颗卫星的现代名称均来自天文学家约翰·赫歇尔（John Herschel）^[注4]。1784年，赫歇尔在《好望角天文观测结果》一文中建议以泰坦·克洛诺斯兄弟姐妹的名字命名当时已知的土星卫星。因其认为土星的卫星与希腊神话中克洛诺斯的兄弟姐妹有关（克洛诺斯相当于希腊神话中的罗马神土星），而土卫三便以泰坦女神特提斯^[注3]（Tethys）命名，也被称为“土星III”。^[1]^[2]

起源与演化

土卫三被认为是由吸积盘或亚星云（土星形成后一段时间内在其周围存在的由气体和尘埃组成的圆盘）形成的。土星在太阳系中所处的位置较远，意味着土星卫星的温度较低，主要由固态水冰构成。而其他更易挥发的化合物，如氨和二氧化碳也可能在卫星中存在，但其含量未知。^[8]^[9]

土卫三中水冰比例极高，但原因仍然无法解释。土星亚星云的条件可能有利于氮分子和一氧化碳分别转化为氨和甲烷。这可以部分解释为什么包括土卫三在内的土星卫星含有比冥王星或海卫一等外太阳系天体更多的水冰，因为从一氧化碳中释放出的氧气会与氢反应形成水。还有一种假设表明环和内部卫星的形成是由地壳中冰含量高的大卫星（如土卫六）在被土星吸收之前被潮汐力摧毁。^[10]^[11]

在土卫三形成之前，吸积过程可能持续了几千年。模型表明，伴随吸积的撞击导致土卫三外层升温，在约29km的深度处达到约155K的最高温度。在形成完成后，由于导热性，表层被冷却，而内层被加热。冷却的近地表层收缩，内部膨胀。这导致土卫三地壳产生强大的拉伸应力，达到估计的5.7MPa，这可能导致裂缝的形成。^[23]^[24]因土卫三岩石成分较少，因此放射性元素衰变产生的热量不太可能在其进一步演化中发挥重要作用。这也意味着土卫三从未经历过明显地融化，除非其内部被潮汐加热。该种情况可能发生在土卫三通过与土卫四或其他卫星的轨道共振期间。^[6]^[25]

基本综述

土卫三是土星的第五大卫星。它的形状不规则，平均半径为533km，尺寸为1076.8×1057.4×1052.6km。^[1]其质量约为6.17×1020kg（0.000103地球质量^[注1]），土卫三是太阳系中的第16大卫星，并且其质量超过其他已知的且比它更小的所有卫星总和。^[26]^[4]土卫三的密度是0.98g/cm3，是液态水的0.97倍，这表明土卫三几乎完全由水冰加上少量岩石组成。^[1]^[12]尚不清楚土卫三是否分化为岩石核心和冰幔。但如果区分的话，核心的半径不超过145km，其质量占总质量的6%以下。由于潮汐力和自转力的作用，土卫三呈三轴椭球体形状。该椭球体的尺寸与其内部均匀一致。地下海洋（土卫三内部的一层液态盐水）的存在被认为是不可能的。^[12]^[13]

土卫三在可视范围内具有1.229的高反射率（或几何反照率），再次表明其主要由水冰组成，在土卫三平均温度为-187℃的情况下，其行为就像岩石一样。土卫三上的许多火山口底部都是明亮的，这也表明存在丰富的水冰。土卫二上的间歇泉所产生的土星E环^[注5]水冰粒子对土卫三的轰击也造成了高反射率。^[1]土卫三的前半球比后半球亮10-15%。^[27]土卫三的表面几乎是由纯水冰组成，几乎没有深色物质。卫星的光谱在可见光范围内没有明显的细节，而在近红外范围（波长为1.25、1.5、2.0和3.0μm）则包含水冰的强吸收带。^[27]除了冰之外，土卫三上没有发现任何化合物（但有关于存在有机物质、氨和二氧化碳的假设）。这种暗物质具有与土星其他暗卫星土卫八和亥伯龙表面相同的光谱特性。最有可能的是，这是高度分散的铁或赤铁矿。^[16]卡西尼号飞船的热发射测量和雷达观测表明，土卫三表面的冰冻风化层结构复杂，孔隙率大，超过95%。^[28]

颜色

土卫三的表面有许多颜色各异、有时亮度各异的大型特征。当接近运动的反顶点时，后半球变得越来越红和暗。这种变暗是造成上述半球反照率不对称的原因。当接近运动的顶点时，前导半球也会稍微变红，但没有任何明显地变暗。这种分叉的颜色图案导致半球之间存在一条蓝色带，沿着穿过两极的大圆。土卫三表面的这种颜色和变暗是土星中型卫星的典型特征。其起源可能与来自E环的明亮冰粒子沉积在前半球上以及来自外部卫星的暗粒子沉积在后半球上有关。后半球变暗也可能是由土星磁层等离子体的影响造成的，土星磁层与行星共同旋转。^[14]

在土卫三的前半球观测中发现了一条从赤道向南和向北跨越20°的深蓝色带。该带具有椭圆形形状，随着接近后半球而变得越来越窄。类似的乐队只存在于土卫一上。该带几乎肯定是由来自土星磁气层的能量大于约1MeV的高能电子的影响造成的。这些粒子沿着与行星自转相反的方向漂移，并优先影响靠近赤道的前半球区域。卡西尼号获得的土卫三温度图显示，这个蓝色区域在中午比周围区域凉爽，使卫星在中红外波长下呈现出“吃豆人”般的外观。^[14]^[29]

地质

土卫三的地质相对简单。其表面大部分为丘陵，并布满陨石坑（以直径超过40km的陨石坑为主）。后半球表面的一小部分覆盖着光滑的平原。那里还有构造结构——峡谷和洼地。^[15]

土卫三主半球的西部主要是奥德修斯撞击坑，其直径为450km，几乎是土卫三本身直径的2/5。陨石坑现在较为平坦，它的底部符合土卫三的球形形状。这很可能是由于地质时期土卫三冰壳的粘性松弛所致。但奥德修斯的边缘顶部比卫星平均半径高出约5km。奥德修斯的中心有一个深2至4km的中心坑，周围环绕着高出火山口底部6至9km的山体，而火山口本身比平均半径低约3km。^[15]

土卫三上的第二个主要特征是一个名为伊萨卡峡谷的巨大山谷，宽约100km，深3km。它的长度超过2000km，大约是土卫三周长的3/4。伊萨卡峡谷约占土卫三表面的10%。它与奥德修斯大致同心——伊萨卡峡谷的极点距火山口仅约20°。^[15]^[16]研究表明，伊萨卡峡谷是在土卫三内部液态水凝固时形成的，导致卫星膨胀并使表面破裂以容纳内部的额外体积。地下海洋可能是太阳系历史早期土卫二和土卫三之间2:3轨道共振的结果，导致了土卫三内部的轨道偏心率和潮汐加热。当卫星摆脱共振后，海洋就会结冰。^[30]关于伊萨卡峡谷的形成，还有另一种说法：当造成奥德修斯大陨石坑的撞击发生时，冲击波穿过土卫三，使冰冷、脆弱的表面破裂。在这种情况下，伊萨卡峡谷将是奥德修斯最外面的环形地堑。^[15]但根据高分辨率卡西尼号图像中的陨石坑计数确定的年龄表明，伊萨卡峡谷比奥德修斯更古老，使得撞击假设不太可能。^[16]

后半球的光滑平原大约位于奥德修斯的另一侧（但是它们从正好相反的点向东北延伸约60°）。平原与周围坑坑洼洼的地形有一个相对尖锐的边界。它们的位置靠近奥德修斯的对映体，这可能是它们与陨石坑有联系的标志。这些平原可能是由于在相反半球中心形成奥德赛的撞击产生的地震波聚焦而形成的。但平原的光滑度及其尖锐的边界（地震波会产生宽阔的过渡区）表明它们是由地下涌流形成的（可能沿着奥德修斯形成期间出现的土卫三岩石圈断层）。^[16]^[15]

陨石坑和年龄

土卫三上的大多数陨石坑都有一个简单的中心峰。直径超过150km的山峰有更为复杂的环形山峰。只有奥德修斯陨石坑有一个类似中央坑的中央凹陷。老陨石坑的深度低于新陨石坑，这与地壳的松弛程度有关。土卫三表面的撞击坑密度各不相同。陨石坑密度越高，表面越古老。这使得科学家能够为土卫三建立一个相对年代表。这个坑坑洼洼的地形是最古老的单位，可能追溯到45.6亿年前太阳系的形成。最年轻的单位位于奥德修斯陨石坑内，估计年龄为3.76至10.6亿年。从陨石坑的集中程度来看，伊萨卡峡谷比奥德修斯更古老。^[16]^[31]^[32]

轨道性质

土卫三的轨道距离土星295000km，绕土星一周需要45.3小时。与除了两颗主要土星卫星之外的所有卫星一样，土卫三与其母行星潮汐锁定，其同一面始终面向土星。土卫三的轨道偏心率可以忽略不计，轨道倾角约为1°。土卫三与土卫一处于倾斜共振状态；因各自天体的重力较低，这种相互作用不会引起任何明显的轨道偏心率或潮汐加热。^[1]^[6]土卫三的轨道位于土星磁层深处。其不断受到磁层中存在的高能粒子（电子和离子）的轰击。^[33]

土卫三通过引力将两颗较小的卫星——特莱斯托（Telesto）和卡吕普索（Calypso）锁定在其子系统中。这些较小的卫星被固定在拉格朗日点（分别为L4和L5），在这些点上物体对于较大的主控天体是稳定的。这三颗卫星之间间隔60度，并作为一个整体绕土星运行，首先是特莱斯托卫星，然后是土卫三卫星，最后是卡吕普索卫星。土卫三和其他土星卫星拥有此类天体的事实表明，它们各自的拉格朗日点在数百万年来一直保持稳定，不受外界影响。^[1]

参考资料 43

Tethys — nasa
Naming the Satellites of Jupiter and Saturn — archive
巴黎天文台 — 中国大百科全书
Saturn’s Moon Tethys — UNIVERSE TODAY
Observatorio ARVAL — oarval
参考 6
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Large impact features on middle-sized icy satellites — planets
参考 16
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Voyager Mission Description — Ring-Moon Systems Node
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Move Over Caravaggio: Cassini's Light and Dark Moons — nasa
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参考 40
参考 41
土星三号 Saturn 3 (1980) — 豆瓣电影
土星三号 (1980) — 1905电影网

注释

地球质量=5.976×1024kg
土卫三：特堤斯；土卫四：狄俄涅；土卫五：瑞亚；土卫八：伊阿珀托斯
她是乌拉诺斯和盖亚的女儿，克洛诺斯的妹妹，也是俄刻诺斯的妻子。据说她是主要河流的母亲，三千个女儿的母亲，被称为大洋女神，也是世界水域的化身。
是威廉·赫歇尔（William Herschel）的儿子
是一个由土卫二南极间歇泉产生的小水冰颗粒组成的微弱环。

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