土卫六

土卫六[ Titan（moon）]，又名泰坦，是围绕土星运行的一颗卫星。它是土星卫星中最大的一个，同时也是太阳系中第二大卫星，其直径为5149.4千米，直径比月球大近50%，质量为月球的1.8倍。在太阳系150多颗已知卫星中，土卫六是唯一一颗拥有浓厚大气层的卫星。

1655年3月25日，荷兰物理学家、天文学家和数学家克里斯蒂安·惠更斯发现了土卫六，是在太阳系内继木星伽利略卫星后发现的第一颗卫星。1847年约翰·赫歇尔以神话中的泰坦巨人为其命名。研究表明，土卫六的形成可以追溯到原始星云形成时期。其内部结构主要为：岩石核心层—高压冰壳层—液态水—水冰外壳层以及有机化合物层。土卫六的表面存在含有甲烷和乙烷等液态碳氢化合物的河流、湖泊和海洋，如安大略湖、克拉肯湖和丽姬亚湖。其大气层主要由氮气组成，其中氮占98.44%，甲烷占1.4%以及氢占0.1-0.2%。

太空时代，科学家先后通过哈勃空间望远镜、先锋11号探测器、旅行者1号探测器、旅行者2号探测器以及卡西尼号搭载惠更斯探测器对土卫六进行观测和探索。其中旅行者1号成功记录了土卫六的密度、成分以及大气温度等。卡西尼号— 克里斯蒂安·惠更斯提供了土卫六的表面和复杂大气的详细视图。研究表明，土卫六拥有丰富的维持生命所需的所有元素。

《星际迷航》《星际迷航复仇者》等电影和电视剧都将土卫六作为主要场景。众多文学家也将土卫六作为小说的主题或背景。

发现与命名

发现

早期研究

1650年，荷兰天文学家克里斯蒂安·惠更斯受到伽利略望远镜的启发，在弟弟（小康斯坦丁·惠更斯）的帮助下开始研制自己的望远镜，并用其观测到了木星的第一颗卫星以及土星。 1655年，克里斯蒂安·惠更斯又使用自己研制的望远镜发现了一个绕土星运行的物体。起初，他不确定那是什么，但经过几次观察后，他确定这是一颗卫星，即土卫六。

关于惠更斯发现的土卫六相关知识于清朝中期传入中国。传教士让·弗朗索瓦·富凯在其著作《历法问答》（1716年）中介绍土星环和土卫六。1760年，由蒋友仁翻译，钱大昕等人补充的《地球图说》进一步对土星环和土卫六进行了介绍，其中提到“土星旁有五小星绕之，木星旁有四小星绕之”。此外，在介绍金、木、水、火、土五星时，也涉及了土星五颗卫星的速度：“土星旁有五小星各有本轮绕土星而行······第四星行十五日九十刻······俱循本轮一周”。其中第四星即土卫六。

快速发展

20世纪上半叶，随着望远镜的改进，天文学家们对土卫六有了更多的发现：

1908 年，加泰罗尼亚天文学家何塞·索拉观察到土卫六边缘比中心部分更暗。他认为这是土卫六拥有大气层的原因。哥廷根大学的鲁珀特·维尔特 ( Rupert Wildt) 在1930年代通过计算表明，土卫六的质量和温度足以维持由分子量为16（如甲烷）或更重的气体组成的大气层。

1944年，荷兰裔美国天文学家杰拉德·柯伊伯通过对甲烷的光谱探测，证实土卫六有大气层，并且通过先进望远镜观测到，土卫六的大气层稠密而朦胧。

鼎盛时期

20世纪60年代以后，通过行星探测器，人们对土卫六有了更多的了解：

第一艘探索土卫六的航天器先锋11号于1979年9月1日飞越土星系统，不仅证实了此前天文学家对土卫六温度与质量的研究，还在土卫六的高层大气中发现了蓝色薄雾的迹象。

旅行者1号探测器和二号于1980年和1981年穿过土星系统时，发现了土卫六上层大气的分离层，并揭示了其大气主要成分为氮气。旅行者号还发现土卫六含有微量乙炔、乙烷、丙烷和其他有机化合物。在旅行者一号抵达土星系统之前，一些科学家就曾根据土卫六的低温和甲烷含量推测其可能存在以液态碳氢化合物为主的海洋。

旅行者一号提供了土卫六的表面温度和气压以及半径的测量结果，这个结果表明土卫六不是太阳系中最大的卫星，而是第二大卫星。旅行者号探测器还发现土卫六从北到南的亮度存在明显差异——这被认为是季节性影响（这一假设后来得到了证实）。

1994年，美国航空航天局的哈勃空间望远镜观测到土卫六大片的明亮和黑暗区域，其中明亮区域相当于整个澳大利亚的大小。

卡西尼号—惠更斯探测器于2004年在土卫六北极地区发现了湖泊和海洋。2005年1月14日，惠更斯探测器再次登陆土卫六，并且在现在称为阿迪里的明亮地区的最东端着陆。在调查过程中，克里斯蒂安·惠更斯拍摄到了土卫六苍白的山丘和流向黑暗平原的黑色“河流”以及其他表面特征。天文学家根据卡西尼号携带的“ 可见光红外成像光谱仪 ”在2009年和2010年飞掠土卫六时获取的观测数据，发现了土卫六的尘暴现象。

命名

1655年，惠更斯在《土星卫星的新观测》的小册子中将其命名为 Saturni Luna （拉丁语，意为“土星的卫星”）。1673年至1686年间，乔瓦尼·多梅尼科·卡西尼在土星周围又发现了四颗卫星，天文学家开始将它们称为土星一号至土星五号（土卫六位于第四位，称为土星四号）。威廉·赫歇尔 (William Herschel) 于1789年发现土卫二，并且发现土卫二比其他卫星都更接近土星，所以土星的卫星必须再次重新命名。泰坦这个名字以及土星其他主要卫星的名字都是由威廉·赫歇尔的儿子约翰提出的：1847年，约翰·赫歇尔在《好望角天文观测结果》一书中以神话中的泰坦巨人命名土卫六，泰坦在神话中是克罗诺斯（罗马神话中的萨图恩）和他的兄弟姐妹们的统称。这次命名以后，泰坦被固定为土卫六号（尽管此后又发现了几颗更接近土星的较小卫星）。

特征

形成

科学家们根据土卫六的运动特征、物理状况和化学成分判定土卫六是和土星一起演化形成的，属于稳定卫星，不可能是土星后来捕获的小天体。美国航空航天局和ESA通过对土卫六大气中的同位素氮14和氮15的测量，发现土卫六的氮同位素比与奥尔特云（奥尔特云是一个绕太阳运行的球体云团，距离太阳5000 到100000个天文单位）中氮同位素比最相似。土卫六的大气氮比率表明，其组成部分在太阳系历史的早期（原太阳星云形成时期）就形成了。

物理性质

土卫六的半径约为2575 km，比月球宽近50%。土卫六距离土星约120万千米，土星本身距离太阳约14亿千米，即约9.5个天文单位（1 个天文单位是地球到太阳的距离），来自太阳的光大约需要80分钟才能到达土卫六。由于距离太阳较远的原因，土星和土卫六的光照强度比地球低约100倍，所以土卫六的表面温度约为94K (-179.15℃）。在这个温度下，水冰的蒸气压极低，因此在大气圈的平流层仅存在的少量水蒸气。如果不是大气中的甲烷在土卫六表面产生温室效应，其温度会低得多。

土卫六的引力强度约为1.352m/s²。其表面压力为1.5×10⁵帕斯卡，这与一个人在地球海洋表面以下约15米处游泳时感受到的压力大致相同，但密度却没有地球表面那么大，其平均密度为1.880×10³千克/立方米，质量为1.345×10 23 kg。

结构

土卫六的结构是通过汇集望远镜观测的证据以及旅行者号探测器和卡西尼号任务中收集的证据而构建的。根据卡西尼-惠更斯任务数据建立的模型表明土卫六有五个主要层：最内层是直径约4000公里的岩石核心（主要由含水硅酸盐岩石组成）。岩石核心周围是一层水冰壳——一种称为冰-VI 的特殊类型，仅在极高压力下才能发现。高压冰被一层咸液态水包围，液态水外层是水冰外壳。水冰表面覆盖有有机化合物，这些有机分子经过下雨后以沙粒和液体的形式从大气中沉淀出来。土卫六表面被浓密的大气所包围。

卡西尼号太空船对土卫六的多次重力测量表明，土卫六内部有含液态水的地下海洋。欧洲航天局的惠更斯探测器也在2005年下降到土卫六地表，通过无线电信号的测量，表明其冰冷地面以下55至80公里处存在海洋。

表面

在太阳系众多星球中，土卫六的表面跟地球表面最相似，但是温度比地球要低得多，并且化学成分也不同。研究表明，土卫六表面可能存在冰火山、甲烷湖泊（或海洋）以及沙丘等。

冰火山

2004年底和2005年初，卡西尼号宇宙飞船飞过土卫六时，发现了土卫六火山活动的证据：卡西尼号所载的特殊红外照相机，透过土卫六浓密的大气层，发现了一个30千米宽的圆形地貌。这个圆形结构有两个翼展，从它的西边延伸过来，人们认为这个圆形结构是一个圆丘形冰火山。它类似于金星和地球上的火山，各个地质层是由一系列熔岩流造成的。在土卫六火山的中央，有暗黑的斑块，可能是火山口。火山所排出的物质可能是甲烷冰以及氨之类的化学物质。

甲烷湖泊或海洋

土卫六的表面存在大型湖泊（或海洋），内部是由液态的甲烷和乙烷形成。这些湖泊大多是在土卫六极地地区附近发现的，例如安大略湖。这个已被证实位于土卫六南极附近的甲烷湖的表面积为15000平方公里（比地球上同名的安大略湖小20%），最大深度为7米。观测到最大的湖是克拉肯湖，这是北极附近的一个甲烷湖。它的表面积约为400000平方公里，比里海还要大，估计深160米。卡西尼号还检测到了湖里面以每秒 0.7米的速度移动的1.5厘米高的浅毛细波（又称波纹波）。

丽姬亚湖是土卫六上已知的第二湖泊，它与克拉肯湖相连，也位于北极附近。它的表面积约为126000平方公里，海岸线长度超过2000公里，比苏必利尔湖还要大。就像克拉肯湖一样，它的名字来源于希腊神话。美国航空航天局 ( NASA ) 观测到湖中有一个面积为260平方公里的小岛，并将其命名为“魔幻岛”。该岛屿于2013年7月首次被发现，随后消失，直到2014年8月再次出现（略有变化）。据推测它可能与土卫六的季节变化有关。

卡西尼号 — 克里斯蒂安·惠更斯在土卫六赤道沙漠地区也发现了一些碳氢化合物湖泊，如香格里拉地区的一处湖泊。这个湖泊面积约为犹他州大盐湖的一半，就像地球上的沙漠绿洲一样。据推测，这些赤道湖泊的水源可能来自地下含水层。研究表明，土卫六上的甲烷雨可能与地下的冰物质相互作用，产生液态乙烷和丙烷，并且它们最终可能流入湖泊。

沙丘及陨石坑

土卫六上有大片的黑色沙丘地貌，主要分布在赤道地区。这些沙丘中的“沙子”由深色碳氢化合物颗粒组成，看起来像咖啡渣。从外观上看，这些长达数百公里，高数米的线性沙丘与非洲纳米比亚沙漠中看到的沙丘相似。据推测，这些沙丘可能是由太阳和土卫六稠密大气相互作用引起强大的交替风而产生的。

土卫六的表面形成在1亿到10亿年之间，整体看起来相对平坦，但偶尔会有500米至1千米高的山脉。土卫六跟地球相似，随着时间的推移，星球上的陨石坑会被流动液体（在地球上是水）、风以及板块构造过程中的力量抹去。但是在土卫六表面也发现了少数撞击坑，包括一个440公里宽的两环撞击盆地，名为门尔瓦；一个较小的、宽60公里的平底陨石坑，名为辛拉普；以及一个长30公里，中心有一个山峰的陨石坑，名为克萨。雷达和轨道成像还观测到了土卫六表面上的其他“陨石坑”，它们是圆形的，比如名为瓜博尼托的陨石坑，有90公里宽，里面充满了黑色的沉积物。在黑暗的香格里拉和阿鲁地区也观察到了其他几个类似的陨石坑。

大气圈

太阳系拥有150多个卫星，但土卫六的不同之处在于它是唯一一颗拥有浓厚大气层的卫星。土卫六表面的大气压力为1.5×10⁵帕斯卡，比地球上的大气压力高约60%，这与一个人在地球海洋表面以下约15米处游泳时感受到的压力大致相同。由于土卫六的质量比地球小，所以它的重力不会像地球那样紧紧地束缚住它的气体包层，其大气层深入太空近600千米，比地球大气层高约10倍。土卫六的大气压力和温度曲线呈现四个区域：高度约为40~50km的对流层；从对流层顶到高度约为250km的平流层；从平流层顶到高度约为500km的中间层；最后是热层。

在平流层，大气成分为氮占98.4%，其余1.6%主要由甲烷 (1.4%) 和氢 (0.1-0.2%) 组成。还有微量的其他烃类，如乙烷、丁二炔、甲基乙炔、乙炔、丙烷等；以及其他气体，如氰[qíng] 乙炔、氢氰酸、二氧化碳、一氧化碳、氰、氩[yà] 和氦。在土卫六大气层的高处，甲烷和氮分子被太阳紫外线和土星磁场中加速的高能粒子分解，这些分子碎片重新组合形成各种有机化学物质（含有碳和氢的物质）。甲烷、氮气分裂和循环产生的这些化合物会形成一种烟雾——一种厚厚的橙色薄雾，使土卫六表面难以从太空中观察到。

土卫六大气中所有甲烷的来源仍然是个谜。由于10亿英里以外的太阳光不断分解土卫六大气中的甲烷，因此必须有某种来源来补充甲烷，否则所有的甲烷气体都会在几百万年后耗尽。研究人员怀疑甲烷可能通过低温火山作用喷入土卫六的大气层（火山释放冰水而不是熔岩），但这个怀疑并没有被证实。

轨道和自转

土卫六环绕土星公转的轨道半径为1221850千米，偏心率为0.0292，轨道平面与土星赤道面的交角为0.33°。土卫六绕土星一周需要15天22时41分24秒。其被潮汐锁定与土星同步旋转（就像地球跟月球一样），土卫六在绕轨道运行时始终是同一面朝向土星。土星绕太阳运行大约需要29个地球年（土星年），土星的自转轴与地球一样倾斜，从而产生季节。但土星每个季节持续超过七个地球年。由于土卫六大致沿着土星赤道面运行，而且土卫六相对于太阳的倾斜度与土星大致相同，因此土卫六的季节与土星的季节相同——季节持续超过7个地球年，一年持续29个地球年。

观测与探测

业余观测

由于土星球体的亮度和土星环系统的干扰，业余人员通常在没有仪器的帮助下很难发现土卫六。在观察前可通过天文学应用程序（如Sky Map、Star Walk 2 Free、SkySafari 等）确认土卫六在天空中的位置和最佳观测时间。使用望远镜观察时，可以将瞄准镜瞄准土卫六或使用自动取景器。土卫六将呈现为一个明显的亮红色圆盘。观看土星卫星（包括土卫六）的最佳时间是土星冲日时，此时土星的亮度达到最高。

专业观测

使用6-8英寸的望远镜观测土卫六只能看到棕色或橙色的星星或点。使用14英寸或更大的望远镜，将能够看到土卫六的橙色圆盘。如果在晴朗的黑夜，则可以通过将望远镜倍数放大150-250倍来识别土卫六。如果使用大口径望远镜，将能够获得更清晰的视野。也可以使用红外测绘光谱仪（VIMS）通过甲烷吸收带之间的大气窗口观察土卫六表面的光谱特性。

1655年3月25日，天文学家克里斯蒂安·惠更斯用自制的3.7米长折射望远镜观测土星时，发现了土卫六。 1944年，荷兰天文学家杰拉德·柯伊伯使用新开发的光谱仪对土卫六进行了系统的分光观测研究，并发现了土卫六上有甲烷气体。

科学探测

第一个访问土星系统的探测器是1979年的先驱者11号，它同时拍摄了土卫六和土星的图像，并揭示了土卫六可能太冷而无法维持生命。旅行者1号探测器和旅行者2号探测器太空探测器分别于1980年和1981年对土卫六进行了观测。这两个探测器内部都装有科学成像系统、紫外光谱仪、红外干涉光谱仪、光偏振计、三轴磁通量门磁力计、等离子体光谱仪、低能带电粒子实验仪器、等离子体波实验仪器、宇宙射线望远镜以及科学射电系统。旅行者2号在前往天王星和海王星的途中只成功地拍摄了土卫六的快照，旅行者1号却成功地飞越了土卫六，并拍摄了照片和纪录了数据。这些数据包括土卫六的密度、成分和大气温度。旅行者1号探测器还对对土卫六的质量进行了精确测量。2004年，科学家对旅行者1号橙色滤镜拍摄的图像进行密集数字处理后，发现了现在被称为“世外桃源”和“香格里拉”的两个地方。但是由于大气雾霾的阻碍，没能直接拍摄到其表面的照片。

卡西尼号宇宙飞船搭载了欧洲航天局的惠更斯探测器，于2004年7月飞抵目的地与土星会合，进入环绕土星运行的轨道，并首次透过雾霾对土卫六进行了观察。随后惠更斯号探测器与卡西尼号分离，穿过土卫六大气层，于2005年1月14日降落在土卫六表面，这是探测器首次在外太阳系着陆。惠更斯探测器由两部分组成：入口组装模块和下降模块。入口组装模块携带着与卡西尼号分离后控制惠更斯号的设备，以及充当制动器和热保护作用的隔热罩。下降模块包含科学仪器和三个不同的降落伞，这些降落伞按顺序展开以控制惠更斯下降到土卫六表面。惠更斯号在下降过程中以及着陆后成功收集了土卫六的图像和大气数据，并将这些数据传输到卡西尼号，卡西尼号又将这些数据转发到地球。卡西尼号在13年间对土卫六进行了127次近距离飞越，使用包括雷达和红外仪器在内的工具来透视土卫六的薄雾大气层，最终为科学家提供了土卫六的表面和复杂大气的详细视图。

卡西尼号以后，科学家们提出了几项将机器人太空探测器送往土卫六的提议。其中包括美国航空航天局 / 欧洲航天局联合提议的探索土星卫星的项目——泰坦土星系统任务（TSSM）。2012年初，爱达荷大学科学家贾森·巴恩斯 (Jason Barnes) 提出了另一项探测土卫六的项目——泰坦现场机载侦察飞行器（AVIATR），它将飞越土卫六大气层并拍摄其表面的高清图像。但是NASA当时没有批准7.15亿美元的申请，所以该项目没有被确定。另一个名为“泰坦湖原位采样推进探测器”(TALISE) 的湖泊着陆器项目是由西班牙私人工程公司SENER和马德里天体生物学中心于2012年底提出的。这个探测器将拥有自己的推进系统，因此不会仅限于在着陆时简单地在湖上漂流。

2022年11月4日至5日夜间，詹姆斯·韦伯太空望远镜（詹姆斯·韦伯空间望远镜）的近红外相机 (NIRCam) 和近红外分光光度计 (NIRSpec) 对土卫六进行了观测。这两种仪器具有宽光谱覆盖范围（其中近红外光谱仪器的光谱分辨率比卡西尼-惠更斯更好），并且具有与地面最大望远镜相当的空间分辨率和前所未有的灵敏度。

重大事件

2017年9月15日据中国之声《新闻纵横》报道，北京时间15日傍晚，卡西尼号执行来自美国航空航天局（ NASA ）的最后一条指令：自我焚毁。这艘20世纪末的行星际飞船，点燃推进器，一头扎进土星大气层，与它探测了13年的气态行星融为一体。

据 NASA 官员称：美国宇航局多旋翼无人机预计于2026年离开地球，并于 2034 年降落在土卫六，寻找土卫六生命的迹象。

学术研究

2016年，马丁·拉姆博士领导的康奈尔大学研究小组在《美国国家科学院院刊》发表了研究题为“聚亚胺的多态性和电子结构及其对土卫六上生命起源前化学的潜在意义”的报告。在报告中提到，拉姆和他的同事研究了氢氰酸在土卫六大气中可能发挥的作用，他们认为氰化氢是生命起源问题的核心。同时康奈尔大学团队还利用量子力学计算表明：聚亚胺具有电子和结构特性，可以在非常寒冷的条件下促进益生元化学，这一发现意味着土卫六表面可能存在驱动有机生命光化学反应所需的能量，甚至可以促进有机生命的发育。

伦敦大学的外部研究员多米尼克·福尔特斯（Dominic Fortes）在其论文中探讨了土卫六的内部结构，以及土卫六表面与地球地质特征的关系。福尔特斯构建了一系列土卫六内部模型，并将这些模型与卡西尼号无线电科学实验新获得的数据进行了比较，表明土卫六的内部是部分甚至可能完全分化的。福尔特斯的模型排除了土卫六内部存在金属核心的可能性（这一研究结果与卡西尼号磁力计数据一致），研究表明土卫六内部有相对低温和潮湿的岩石。

2022年，斯坦福大学的科学家建立了一个可以模拟土卫六独特地貌形成的模型。这个模型展示了土卫六的沙丘、平原和迷宫地形是如何形成的。研究人员基于沉积物形成的假设，利用有关土卫六气候和风驱动沉积物输送方向的现有数据来解释其独特的平行地质构造带。研究人员预测，赤道两侧中纬度地区的沉积物输送将会停滞，其中烧结（相邻的颗粒融合成一块）可能占主导地位，并产生越来越粗的颗粒，最终变成构成土卫六平原的基岩。他们还认为土卫六两极的独特峭壁可能就像地球上石灰岩中的溶洞一样。但这种地貌与地球上的形成过程不同：在土卫六两极附近的河流较多，以及暴雨发生频繁，使得沉积物不是被风输送，而是通过河流输送。