土卫八 又稱為「伊阿珀托斯 」（Iapetus或Japetus[ 7] 希腊语 ：Ιαπετός），是土星 的第3大卫星，同时也是太阳系 中的第11大卫星，[ 8] 乔瓦尼·多梅尼科·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，而卡西尼号最近的发现则揭示了该卫星其他多处不寻常的特征，如其拥有一个环绕球体半圈的赤道脊 。
1671年10月，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。[ 9] [ 10]
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 ”。
土卫八（伊阿珀托斯）以希腊神话 中的泰坦 巨人伊阿珀托斯 命名。
土卫八连同其他三颗土星卫星（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 。不过天文学家仍然遵循习惯将其命名为土卫五；1789年又发现了土卫一 和土卫二 ，土星卫星家族随之扩大，伊阿珀托斯也易名为土卫七，在1848年海伯利安 被发现之后又改名为土卫八。
而土卫八的另外一个仍见使用的名称Japetus则是由约翰·赫歇尔 于其1847年出版的《在好望角天文观测的结果 》中提出。[ 7] 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。其形容词格为Iapetian或Japetian。
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（如查理大帝撞擊坑 和土卫八的明亮地区——隆塞斯瓦列斯高地 ）。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。[ 11]
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；[ 12]
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撞擊坑 ，直径达580公里，[ 13] [ 14]
土卫八表面的合成图像地图
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。
隆塞斯瓦列斯高地 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0.03-0.05），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，接近木卫二 ）。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高地。构成暗面的最初表面物质被认为可能来自于土卫八之外，而如今其表面物质则是由较温暖地区冰升华之后残留的粗屑构成，其中包含着类似于在原始陨石 和彗星 表面所发现的有机物。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 。
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高地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。[ 15] [ 16] [ 17]
南极地区的特写镜头 美国航空航天局 的科学家们相信暗色物质是土卫八表面冰体升华之后残留下来的粗屑，[ 17] 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128开尔文度，而明亮的隆塞斯瓦列斯高地的平均温度则为113开尔文度。[ 18] 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，而隆塞斯瓦列斯高地在同一时间内则只损失了10米的冰层。[ 18]
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。
随着轨道的衰变，由于微流星体 的轰击或陨石 撞击而脱离卫星表面形成的细小碎屑螺旋进入内层轨道。这期间，由于暴露于阳光之下，这些碎屑开始变暗。当这些碎屑通过土卫八的轨道时，就有可能被土卫八的同轨道方向一面吸附。这层覆盖于土卫八表明的吸附物便造成了反照率的改变，继而造成温度的改变，而温度的差别又随着也已启动的热反馈过程而加剧。
这些碎屑的最大供体是土卫九 ，它是最大的外层卫星。尽管土卫九的物质构成更接近于土卫八的明面而非暗面，[ 19]
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。[ 20] [ 12]
位于土卫八暗面的赤道脊中高达10公里的山峰的特写 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。人们在卡西尼号于2004年12月31日拍摄的照片中发现了这一地形。该赤道脊的一部分甚至高出周围平原地形达20公里。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。[ 21] [ 22]
赤道脊的特写镜头 至今仍不清楚这种地形是如何形成的。难以解释的问题之一即是为何赤道脊如此精确的分布于赤道一带。至今已存在三种假说，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。[ 23]
赤道脊也可能是由从地层下涌出的冰体重新凝结形成的。
也有人认为在形成初期，土卫八上的赫尔空间（Hill Sphere）区域即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。[ 24] [ 17] 土卫八的轨道（红色标记）与其他土星大卫星轨道的比较（侧视图），该图显示了土卫八不同寻常的高轨道倾角。
暗面赤道地区的表面温度达到了130开尔文度，这种高温部分是由土卫八的长自转周期造成的。明面吸收的阳光较少，所以温度只达到了100开尔文度。[ 25]
土卫八的轨道（红色标记）与其他土星大卫星轨道的比较（端视图）
土卫八的轨道有些微异常。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。
由于距离遥远，且轨道倾角大，所以土卫八是唯一一颗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）。[ 26]
电脑所模拟的当土卫八处于其高倾角轨道的“最低点”时，从该卫星上所观测到的土星景象，土星的环清晰可见（而从其他土星大卫星上只能观测到土星环的环沿）。
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。
目前还没有其他任何探测计划。
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