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土卫二 探测
两艘旅行者太空船获得了土卫二的首次特写镜头图像，其中旅行者1号是第一艘与土卫二擦肩而过的人造飞行器，它于1980年11月11日在距土卫二20万2千公里处掠过。尽管在这个距离上获得的影像资料分辨率较低，但是仍然显示土卫二拥有一个高反照率并缺乏撞击坑的地表，这表明该卫星地表的地质年龄较低。旅行者1号亦证实土卫二的运行轨道恰好位于土星E环的稠密处；结合土卫二的年轻地表分析，参与旅行者飞船计划的科学家认为E环是由土卫二地表所喷射出的颗粒组成的。旅行者2号于1981年8月26日在距土卫二8万7010公里处飞掠而过，从而获得了关于这颗卫星更为清晰的影像资料。如图一所示，这些资料展示了这颗卫星年轻地表的诸多特征，也表明在这颗卫星的不同地区，其地质年龄存在极大不同。在该卫星北半球中、高纬度地区，存在着大量的撞击坑，而在靠近赤道的地区，撞击坑的分布则相对较少。这种多样性的地貌特征与地质年龄古老、撞击坑众多的土卫一——该卫星较土卫二稍小——形成了鲜明对比。这种年轻地貌的发现在科学界引起了很大轰动——当时还没有任何理论可以解释为何一颗体积如此之小的天体（相较于暴烈的木卫一，它已经处于冷却状态）依然存在着地质活动。不过，旅行者2号的观测数据并不能证明土卫二现阶段是否仍存在地质活动，也无法确认该卫星是否就是E环物质的来源地。
土卫二 探测
这些谜团直到2004年7月1日卡西尼号太空船进入环土星轨道后才得以解决。在旅行者2号观测结果的基础上，土卫二成为了卡西尼号飞船计划的一个优先观测目标。卡西尼号在1500公里范围内数次有目的性的飞掠，及在10万公里范围内众多非目的性的飞掠提供了大量的观测资料。迄今为止，卡西尼号共进行了4次近距离的飞掠，获得了众多关于土卫二表面的意义重大的信息，并发现了卫星南极地区发生的含有水蒸气和复杂碳氢化合物的喷射现象。这些发现也促使卡西尼号的飞行轨道做出改变，对土卫二实施更近距离的飞掠，其中包括2008年3月的一次近距离相遇。在该次相遇中，卡西尼号对土卫二进行了精度达到52公里以内的探测。2008年至2010年间卡西尼号的后续任务包括了7次对土卫二的近距离飞掠，其中2008年下半年的两次飞掠距离近达50公里。
土卫二 探测
卡西尼号在土卫二上的发现推动了数项研究计划的跟进。2007年，美国国家航空航天局完成了一项向土卫二发射轨道飞行器并详细研究南极地区羽状喷射物的计划的概念性研究，遗憾的是该计划未得到进一步实施。欧洲空间局也计划向土卫二发射探测器，该计划将与土卫六的研究计划共同实施。
“土衛六－土星系統任務”是美国国家航空航天局和欧洲空间局联合提出的一项旨在探测土星系卫星（包括土卫二）的计划，与之相竞争的则是“木衛二－木星系統任務”。2009年2月，美国国家航空航天局和欧洲空间局宣布将优先实施木卫二-木星计划，同时也将继续研究土卫六-土星计划的可行性，择机实施。
土卫二 轨道
土卫二属土星的内层大卫星。按距离土星由近及远排序，土卫二位居第14位，它的轨道位于土星E环的稠密部分。
土卫二在距土星中心23万8千公里、距其云层顶部18万公里的轨道上环绕土星运转，其轨道位于土卫一与土卫三之间，公转周期为32.9小时（可以通过一个晚上的观测发现其位移）。其轨道与土卫四的轨道形成了2:1的轨道共振，即每当它完成两次公转，土卫四即完成一次公转。这种轨道共振关系导致土卫二轨道的离心率达到了0.0047，并为其地质活动提供了加热源。
如同大部分土星的大卫星一般，土卫二的自转与公转相同步，它永远都保持着同一面面向土星。不同于月球，土卫二并没有出现自转轴的摆动（而月球则有超过1.5°的摆动）。不过，对土卫二外形的分析表明，有时候它会由于外力作用——如土卫四的轨道共振效应——而产生自转轨道的扰动。这种扰动亦能够为土卫二提供额外的加热源。
土卫二 轨道
E环是土星的最外层光环，极其宽大（是土星环中最宽的环），但也极其稀薄，构成物质仅为极细小的冰晶和粉尘。该环起始于土卫一的轨道，一直延伸至土卫五的轨道附近，甚至有观测者认为它已经延伸至土卫六的轨道附近了，如此算来，其宽度将达100万公里。然而，众多的数学公式都显示这样的环是不稳定的，只能维持1万至100万年。由此看来，构成该环的颗粒必然是从某处得到了源源不断的补充，而土卫二的运行轨道则正好处于环带之中，并且位于环带中最稠密的部分。因此，某些理论推测土卫二是构成E环的颗粒的来源地。而卡西尼号的观测结果支持了这种观点。
事实上，共有两种不同的机制补充着环带的颗粒。第一种机制，同时也可能是最重要的，是土卫二南极地区冰火山的羽状喷射物，尽管大部分的喷射物都落回卫星表面，但由于土卫二的逃逸速度仅为866公里/小时，故仍有部分物质逃逸出土卫二的重力控制而进入环绕土星的轨道。第二种机制是流星对土卫二的轰击造成其表面扬起的粉尘进入环带。这种机制并非土卫二所独有，它对E环中的所有卫星都有效。
土卫二 物理特征
土卫二是一颗相对较小的卫星，平均直径为505公里，只有月球直径的七分之一，比不列颠岛的最大长度还稍小，而其大小也和不列颠岛不相上下。而亚利桑那州和科罗拉多州也能够容得下这颗卫星。不过若论其球体面积，则比以上这些区域要大得多，它的面积达80万平方公里，相当于莫桑比克的国土面积，比德克萨斯州大15%。
土卫二的质量和直径都位列土星卫星的第六位，居于土卫六（5150公里）、土卫五（1530公里）、土卫八（1440公里）、土卫四（1120公里）和土卫三（1050公里）之后。它也是土星拥有的最小的球状卫星之一，除了它和土卫一（390公里）之外，其他的小卫星均为不规则形状。
事实上土卫二为一个扁平椭球体，依据卡西尼号发回的照片进行测算，土卫二的三轴长度为513（a）×503（b）×497（c）公里，其中（a）为面向土星面与背向土星面两极间的距离，（b）为星体凹面与凸面两极间的距离，（c）为南极与北极之间的距离。土卫二围绕其短轴自转，而其长轴则成放射状地偏离土星。
土卫二 物理特征
1981年8月，旅行者2号在人类历史上首次近距离地观测土卫二。对获得的图像信息进行分析后，科学家们发现了至少五种不同的地形，包括撞击坑地形、平坦地形（较年轻），而在平坦地形附近，则往往分布着山脊。另外还观测到大量的线性地缝和悬崖。鉴于在平坦地区分布的撞击坑较少，科学家推测这些平坦地区的形成时间可能只有几亿年。所以，在较近的一段地质时间里，土卫二上必然发生了诸如“水火山”之类的地质活动，才能使得原先千疮百孔的地表平整如初。固态水（冰）使得土卫二表面发生了很大变化，使其成为太阳系中反射率最大的天体，它的几何反照率高达138%。正因为它反射了如此之多的阳光，其平整地表的夜间温度仅为-198℃（较其他土星卫星寒冷）。
土卫二 物理特征
卡西尼号在2005年2月17日、3月9日、7月14日三次飞掠土卫二，观测到了土卫二表面的更多细节。例如旅行者2号所观测到的平坦地形，实际上是一些撞击坑分布较少的地区，这类地区还分布有山脊和悬崖。同时，在地质年龄较大、撞击坑分布密集的地区，还发现了数目众多的地缝，这证明在撞击坑大量形成之后，这一地区还经历了剧烈的地质运动。另外，在旅行者2号过去未详细勘测的地区，亦发现了几处较年轻的地形，如南极附近的一处古怪地形。
撞击坑是太阳系许多天体上存在的普遍现象。土卫二的许多区域都被分布密度不同、破损程度不同的撞击坑群所覆盖。在旅行者2号观测结果的基础上，科学家根据撞击坑分布密度的不同将其分为三类撞击坑地形单元。其中ct1和ct2虽然在撞击坑破损程度上有所不同，但都包含了数目众多的、直径达10-20公里的撞击坑；而cp则是分布有少量撞击坑的平坦地区。这种基于撞击坑密度（及与此相关的地表年龄）而进行的撞击坑地形细分支持了认为土卫二曾经历过多阶段的地表重塑的观点。
土卫二 物理特征
近期卡西尼号的观测则提供了关于ct2和cp地形单元的更多详细信息。这些高分辨率照片显示土卫二的许多撞击坑都出现了由粘性崩塌和结构性裂痕导致的严重破损。粘性崩塌是重力的作用所造成的撞击坑及其他水冰构成的地形的破损，这个作用过程需要经历漫长的地质时间，并将最终使该地区的地势趋于平缓。这个作用的效果取决于冰的温度，因为相较于温度较低、质地较硬的冰，温度较高的冰更容易遭到破坏。经历了粘性崩塌作用的撞击坑一般都有一个凸形底部，有时甚至只剩下一圈坑缘。图八左上角的大撞击坑——顿雅扎德撞击坑所拥有的凸形底部即是粘性崩塌作用的例证。另外，土卫二表面的许多撞击坑也已遭到结构性裂痕的严重破坏。照片底部中央偏右直径近10公里的撞击坑即是证明：宽度只有数百米至一千米的细长的裂痕已经严重破坏了该撞击坑的边缘和底部。迄今为止，几乎所有位于ct2地形单元中的撞击坑都有构造性变形的迹象。粘性崩塌和结构性裂痕的作用都证明了——尽管撞击坑地形地区是土卫二上地质年龄最大、撞击坑留存度最高的地区，但其中的几乎所有撞击坑都已处于某种被破坏的阶段。
土卫二 物理特征
旅行者2号在土卫二上发现了几种地质构造，包括槽沟、悬崖和山脊等。近期卡西尼号的观测表明土卫二上改变地貌的主要方式是构造作用。土卫二上发现的一种更加引人关注的地质构造是裂痕，这些峡谷能够延伸至200公里长，宽度为5-10公里，深度为1公里。图七显示了一条典型的大裂痕切割那些地质年龄较大、已经遭到结构性破坏的地区的景象。图八底部亦显示了这种地质构造。裂痕是一种较年轻的地质构造，因为它通常表现为切割其他地质结构，同时裂痕两壁有突出的露头。
土卫二上存在构造作用的另一例证是槽沟结构，它由一系列呈曲线状的槽沟和山脊构成。这种条纹状结构最初是由旅行者2号发现的，通常是平坦地形与撞击坑地形的分野标志。在图六和图十中均可见到这种地质构造（图十中的为撒马尔罕槽沟）。这种槽沟地形容易令人联想起木卫三上的相似地貌。不过土卫二的槽沟构造要比后者复杂：木卫三上的槽沟为平行排列，而土卫二的槽沟排列则显得较为凌乱，形状也多为锯齿状。引人关注的是，卡西尼号在对撒马尔罕槽沟进行观测时发现了一些暗点（直径125-750米），它们平行排列于槽沟旁，有推测认为这些暗点是位于该地区的陷坑。
土卫二 物理特征
除此之外，土卫二表面还有多种地质构造。图九显示了一种狭窄的断裂地形（通常有数百米宽），该地形由卡西尼号发现。这些裂缝常常贯穿于撞击坑地形之中，其深度也只有一两百米。其中的许多裂缝在其形成过程中受到了撞击坑所产生的微薄表土的影响，导致裂纹走向经常发生变化。
旅行者2号在土卫二表面发现了两种平坦地形。这些地形的地势起伏较小，较之撞击坑地形，其撞击坑数目也很少，这表明这种地质构造的产生年代较晚。其中的典型——锡兰平原，从照片上就未发现可见的撞击坑。而在锡兰平原西南方的另一个平坦地形，则纵横交错着数条槽沟和悬崖。其后，卡西尼号也曾观测过这些平坦地形，其中包括了锡兰平原和蒂雅平原，并拍下了高分辨率的照片。这些照片显示这些地形中其实布满了较低的山脊和较浅的裂缝。目前认为，其中的裂缝是由于剪切形变造成的。其中拍摄的锡兰平原的照片显示该地区仍存在着一定数量的微小撞击坑——依据这些撞击坑估计，该地区地表的年龄从1.7亿年到37亿年不等，具体年龄取决于撞击坑的分布情况。[a]
土卫二 物理特征
卡西尼号对土卫二表面进行观测的区域的扩大使得更多的平坦地形得以发现，特别是在土卫二朝向轨道运动方向的球面上。这些地形上布满了数目众多的槽沟和山脊，类似于南极地区的变形构造。这些地形正好位于锡兰平原和蒂雅平原的球体对立面上，表明这一地区受到了土星引力潮汐的影响。
土卫二 物理特征
2005年7月14日，科学家在卡西尼号飞掠土卫二时拍摄的照片中发现了一个位于南极地区、产生构造变形的特别区域。该地区位于北纬60°区域，其间遍布裂缝和山脊，同时也存在着少量微型撞击坑，这表明这是土卫二表面最年轻的地貌，同时也是所有中等大小的冰冻卫星上的最年轻地貌；其间的撞击坑构造表明该地区的某些区域可能只有5万年的历史，甚至可能更年轻。靠近该区域的中心区分布着4个裂缝带，以及众多的山脊——这些山脊被非正式地命名为“虎皮条纹”。这些裂缝可能是该地区最年轻的地质结构，它们的四周分布着呈薄荷绿色、带有粗糙纹理的冰体——这些冰体在其他地区常常出现在岩石露头中或裂缝壁上。在该地区的平坦地带中亦发现了“蓝”冰，这表明该地区十分年轻，以致还未来得及被覆盖上一层来自E环的带有细密纹理的冰体。可见光和红外线测绘分光计（VIMS）的探测结果表明分布于“虎皮斑纹”四周的绿色物质在化学结构上与土卫二的其他地表物质存在差异，同时在“虎皮斑纹”中发现了透明的冰体，这说明这一地质构造十分年轻（可能小于1千年），或者该地质构造表面的冰体近期曾受到热源影响。另外，该仪器还在“虎皮斑纹”中测得结构较简单的有机化合物，这在该卫星上尚属首次发现。
土卫二 物理特征
在7月14日的飞掠中，卡西尼号对南极地区分布“蓝”冰的地区之一进行了观测，并拍下了高分辨率的照片，照片显示该地区存在着剧烈的地质变形，并发现了一些直径为10—100米的巨石。
土卫二 物理特征
土卫二南极地区四周环绕着一系列相互平行的、呈Y形和V形的山脊和峡谷。这些山脊和峡谷的形状、走向和位置都表明它们是土卫二的整体形变造成的。最近，存在着两种理论解释这种地形形变的产生。第一种认为：土卫二绕土星运行的轨道缩小了，从而导致土卫二自转速度的提高，这种变化进而导致土卫二自转轴的调整。第二种理论认为大量从土卫二内部喷发出的温暖的、低密度的物质导致了这种地形所在区域从土卫二南半球中纬度地区位移至高纬度地区。结果，土卫二的椭球体将会因为这种变化做出相应的调整。根据自转轴变化理论所得出的推导结果之一是土卫二的南北两极均曾有过类似的地形变化。不过与推论相反，土卫二的北极地区却密布着撞击坑，且地质年龄也较南极地区大得多。土卫二地壳的厚薄不均或许可以解释这种差异。这种地壳厚度的变化得到了南极地区边缘Y形、V形地形和毗邻南极的地区地质年龄之间相互关联的佐证：Y形的、不连贯的地形和纵贯南北的断裂带均是较年轻的地形，推测亦认为这种地形对应的地壳厚度较薄；而V形地形则毗邻着那些地质年龄较大、撞击坑分布稠密的地区。
土卫二 物理特征
在80年代初期旅行者号对土卫二进行了观测之后，科学家们基于以下理由认为该星体可能存在着地质活动：年轻的、具有高反射度的表面和其处于E环核心区的位置。土卫二和E环的联系使科学家猜想认为土卫二正是E环上散布的物质的来源——即从土卫二内部喷射出的水蒸气最终构成了E环。不过，旅行者号的观测结果未能提供确凿证据证明土卫二现今仍处于活跃状态。
土卫二 物理特征
不过之后的卡西尼号上承载了多种仪器，通过这些仪器的观测，科学家最终发现了土卫二上存在着喷发水和其他易挥发物质、而非硅酸盐石块的冰火山。2005年1月和2月，卡西尼号上的成像科学子系统（ISS）首次观测到土卫二南极地区喷发出的由细小冰晶构成的羽状物。在2005年2月17日的飞掠中，磁力计观测到的关于土卫二大气的数据也证明之前成像科学子系统所观测到的现象是真实的——该数据显示当时土卫二附近的离子回旋波的能量有所增强。离子回旋波是离子和磁场相互作用的产物，通过测定离子回旋波的频率可以确定物质的构成——经过测定，这种物质是经过电离的水蒸气。在其后的两次飞掠中，磁力计发现土卫二大气中的气体大部分都集中于南极地区，其他地区的大气浓度则相对十分稀薄。在2月17日和7月14日的飞掠中，紫外线摄谱仪（UVIS）观测到两例掩星现象。在2月的飞掠中，紫外线摄谱仪未能找到土卫二赤道地区存在大气的证据，但在7月飞掠观测掩星现象的过程中探测到了水蒸气的存在。
土卫二 物理特征
在7月14日的飞掠中，卡西尼号偶然地穿越了气体云，离子和中性粒子分光计（INMS）和宇宙尘埃分析仪（CDA）从而能够直接获取羽状物的样本。离子和中性粒子分光计对气体云的物质构成进行了测定，发现其中大部分为水蒸气，并包含少量的分子态氮、甲烷和二氧化碳。宇宙尘埃分析仪发现“越靠近土卫二，颗粒物质数量越多”，这证明土卫二的确是E环物质的主要来源地。离子和中性粒子分光计以及宇宙尘埃分析仪的数据表明卡西尼号穿越的气体云确为冰火山所喷发的、富含水分的羽状物，这种羽状物来源于南极地区的喷射口。
土卫二 物理特征
2005年11月，这种喷射活动得到了进一步的确认，成像科学子系统拍摄到了土卫二南极地区类似喷泉的冰晶喷射活动。（实际上，在之前的2005年2月，卡西尼号已经拍摄到羽状物，只是仍需要进一步对高相位角度拍摄的照片——即当太阳处于土卫二身后时所拍摄的照片——进行研究以真正确认其存在，这些照片还需要同其他土星卫星的高相位照片进行对比。）11月的观测结果显示了羽状物的完整结构，并发现该羽状物由数个独立的喷射活动的喷射物（或许来自数个不同的喷射口）共同构成，并扩展至距卫星表面近500公里的地区。这一观测结果使得土卫二成为第四颗被证实存在火山活动的太阳系天体，之前的三颗分别是地球、海卫一和木卫一。2007年10月，在成像科学子系统观测到尘埃喷射活动的同时，紫外线摄谱仪亦观测到了气体喷射活动。
2008年3月12日的飞掠使卡西尼号获得了进一步的观测机会。观测数据显示羽状物中含有更多的化学物质，包括简单的和复杂的碳氢化合物，如丙烷、乙烷和乙炔。这项发现提高了土卫二表面存在生命的可能性。卡西尼号上的离子和中性粒子分光计对羽状物的物质构成进行测量后发现其与大部分彗星的物质构成相近。
土卫二 物理特征
多种观测仪器的观测结果表明在土卫二南极地区，这种从受压的地下腔室中喷发羽状物的活动类似于地球上的喷泉。由于离子和中性粒子分光计和紫外线摄谱仪均未在喷射物质中发现氨——该物质能够起到防冻作用，因此科学家预测在土卫二地下受热、受压的腔室中流动着温度至少达到零下3摄氏度、近乎纯净的液态水，即如图十三所示。由冰融化为纯水，比之氨水混合物的融化需要更多的热量。这种热量可能来自引力潮汐能或辐射源所产生的能量。另一种产生羽状物的途径是土卫二表面温暖的冰的升华。在2005年7月14日的飞掠过程中，卡西尼号上的红外成份分光计（CIRS）在靠近南极点的地区发现了一个温暖区域，该区域的温度达到了85-90开尔文度，部分区域的温度甚至高达157开尔文度（零下116摄氏度），远较地表接收阳光辐射产生的温度高，这表明该区域受到了土卫二内部热源的加热。在这种温度下，该区域的冰体能够以较其他区域冰体快得多的速度升华，并产生羽状物。这种假说受到了较多关注，因为如若加热地表冰体的地下层物质为呈半流质状态的氨水混合物，那么不需要太多的能量就可以产生羽状物。不过，羽状物中富含的大量冰晶显然更支持“冷喷泉”模式假说，并削弱了冰体升华假说的可信性。
此外，基辅等人还提出了笼型水合物的来源理论，该理论认为，当“虎皮斑纹”地形破裂时，蕴藏于其中的二氧化碳、甲烷和氮暴露于真空之中，从而被释放出来。该理论并不需要“冷喷泉”模式假说中用于融冰的热能的存在，也能在缺少氨的情况下解释得通。
在卡西尼计划施行之前，人们对于土卫二的内部构造知之甚少。不过，在卡西尼号飞船对土卫二进行的数次飞掠过程中所得出的探测结果为构建土卫二的内部模型提供了必要的信息，其中包括了对土卫二的质量和三轴椭球体形状的测定、高分辨率的地表照片和地质化学上的新发现。
之前旅行者测得的土卫二质量表明土卫二可能完全是由固态冰组成的。但是根据土卫二对卡西尼号的重力作用效果进行的测定表明，这个数值要远高于之前的推测，其密度达到了1.16克/立方厘米，高于土星其他中等体积的冰卫星的密度，这表明土卫二可能含有更多的硅酸盐和铁。除了固态冰之外其他物质的存在，意味着土卫二内部可能拥有放射性物质衰变所产生的较为丰富的热能。
卡斯蒂略等人认为土卫八和其他的土星冰卫星都是在土星分星云形成后不久就形成的，因此富含短期放射性核素。这些放射性核素，如铝-26和铁-60，有较短的半衰期，并能够相对较快地为星体内核提供热能。虽然土卫二拥有相对高密度的岩石构造，但是如果没有这些短期放射性核素，那么土卫二内部的长期放射性核素则来不及阻止内核的快速冰冻。鉴于土卫二的高密度岩石构造，人们猜测铝-26和铁-60的高含量将会导致一个不同的构造类型的出现，这个构造类型包含了一个冰冻的地幔和一个岩石的内核。后期的辐射能和潮汐作用则将内核的温度提升到了1000 K，这个温度足以融解内层地幔。但是，若要保持土卫二地质活动的活跃性，则部分的内核也必须融化，以形成岩浆腔室，这种腔室在土星的潮汐作用下会扭曲变形。土卫四的共振效应或天平动产生的潮汐热使得这些位于内核的热点至今仍保持活跃，并为现在土卫二上的地质活动提供能量。
此外，科学家还测定了土卫二的形状，以进一步判断该卫星是否具有内部分层结构。波尔科等人根据其2006年的测量结果认为该星体处于流体静力学的平衡状态，在此状态下，星体内部是不分层的，这与地质学及地球化学方面的证据所指向的结果相矛盾。不过，该星体的形状并未排除其不处于流体静力学平衡状态的可能性，可能在较近的一个时期，土卫二仍可能拥有一个分层的内部结构，在该星体的某些区域旋转速度较其他区域快。
2023年6月，一組國際研究團隊依照卡西尼號蒐集到的資料發表報告指出，土衛二噴出的冰粒含有高濃度的磷。之前，科學家們已在土衛二海洋發現過碳、氫、氧、氮、硫，如今又發現了自然界中稀少的磷，此六種元素皆為生命組成的重要元素，表明土衛二孕育生命的潛能相當高。
2008年，科学家们观测到了从土卫二表面喷出的水蒸气。这一观测结果证明了该卫星上存在着液态水，并支持了土卫二有可能存在生命的观点。
坎迪斯·汉森是美国太空總署位于加州的喷气推进实验室的一名科学家，他发现了一些羽状物的速度高达2189公里/小时。这种速度十分罕见，往往只有在含有水的情况下才能达到这种速度。隨後，他领导其团队开始研究这些物质。
卡西尼號在2010至2012年間略過土衛二時所採得的證據顯示，其冰層底下很可能存在液態海洋。美國太空總署於2014年4月3日宣佈這項發現，並在翌日發佈在《科學》期刊上。計算表明，30公里厚的冰層之下有著大約10公里深的海洋。未知海洋是否只存在於南極地區，還是延伸至赤道，甚至直到北半球。卡西尼号对其所捕获的冰晶颗粒进行分析后发现，这些冰晶颗粒是由盐水凝集而成的——这种状况一般只发生于大面积的水体之中。因此土卫二之上也可能存在外星生命。另一种观点则认为土卫二上存在的并非大面积的海洋，而是分布广泛的溶洞，这些溶洞之中充满了液态水。
土卫二地壳之下液态水的存在表明在其内部存在着内部热源，科学家相信放射性衰变和潮汐效应共同提供了液态水存在所需要的热量，因为仅有潮汐效应的话是无法提供如此多的热量的；例如土星的另一颗卫星土卫一比起土卫二更为靠近土星，且其轨道离心率更大，这意味着该卫星比起土卫二受到更为强大的潮汐效应影响，但其老旧且布满创伤的表面表明该卫星似乎早已停止了地质活动。
土卫二 土卫二上的夜空
从土卫二上观测，土星占据着近30°的视角，比从地球上观测到的月球的视角大60多倍。[b]此外，由于土卫二的自转与公转同步，造成土卫二永远都由同一面面向土星，所以土星在土卫二的夜空中从不移动（除了由于轨道异常所造成的微小变化），而在土卫二背对着土星的那一面，则永远都看不到土星。
土星光环的可观测视角只有0.019°，看起来就像一条明亮的细线横穿土星的圆盘，不过它落在土星盘面上的阴影则可以被清楚地辨认出。就如同在地球上观测到的月球一般，土卫二上观测到的土星也有定期的相的变化，其从亏到盈要经历一个16小时的周期。与此同时，太阳则只占据着3.5'的视角，比从地球上观测到的月球的视角小了9倍。
如果一个观测者在土卫二上进行观测，那么平均每过72小时，他就能观测到土卫一（位于土卫二轨道内侧的最大卫星）运行至土星前面。土卫一的视角接近于月球，最大时为26'；而土卫十三和土卫三十二大小则如同星星；土卫三的最大视角能略超过1°，比月球的视角大一倍，但只有在其最靠近土卫二时从土卫二的背向土星面才能看到。
土卫三
土衛三又稱為「特堤斯」（Tethys），是一顆土星的衛星，由義大利科學家乔瓦尼·多梅尼科·卡西尼在1684年3月21日發現。
土卫三 名稱
土衛三是根據希臘神話泰坦的特堤斯來命名的。
卡西尼稱呼了他所發現的4顆土星衛星（土衛三、「土衛四」狄俄涅、「土衛五」利亞、「土衛八」伊阿珀托斯）為路易之星（Sidera Lodoicea）來紀念路易十四世。而天文學家在第17世紀結束時，根據習慣將它們稱乎為土衛一、土衛二、土衛三、土衛四與土衛五（包括「土衛六」泰坦）。在（土衛一）彌瑪斯與（土衛二）恩克拉多斯於1789年被發現後，編號延伸到土衛七。1848年發現的許珀里翁最後一次改變編號順序，將伊阿珀托斯擠到土衛八。
天文學家約翰·弗里德里希·威廉·赫歇爾（威廉·赫歇爾的兒子，也是土衛一與土衛二的發現人）後來在《好望角觀測結果》（Results of Astronomical Observations made at the Cape of Good Hope）中建議這7顆衛星應該以泰坦神族來命名，後來這項建議被正式採用。
土卫三 物理特徵
土衛三由冰所構成，類似土衛五與土衛四。它的密度為0.97 g/cm³，表示土衛三幾乎都是由水冰所組成的。土衛三的表片受到天體嚴重的撞擊，並擁有許多冰裂縫。它是太陽系反射率最高的天體之一，反射率達到1.229。這樣高的反射率是因為土星昏暗的E環物質所導致的，它的物質也包括土衛二所噴發出的水冰。
在土衛三擁有2種不同的地形，其中一種是由許多坑洞所構成的，而另一種地形則是黑暗的火山帶所組成的。這樣的火山口意味著土衛三曾經擁有內部的地質活動，導致古老的地形重新出現在地表。這種黑暗火山帶的精確形成原因仍是未知的，不過可能可以從伽利略號拍攝的木衛三與木衛四的照片來解釋，照片中顯示它們的極區擁有明亮的冰帽，這是因為冰沉積在朝著極點傾斜的火山口中。土衛三也可能是類似的情況，它的極區也相當明亮，並有黑暗的區域散布其中。
土衛三的西半球主要是巨大坑洞奧德修斯撞擊坑（Odysseus），它的直徑為400公里，接近2/5個土衛三的大小。這個坑洞非常平坦，就像木衛四的坑洞，沒有月球與水星常見高聳的環狀山與中央隆起。這非常可能是因為天體撞擊在土衛三柔軟的表面所造成的地質現象。
土卫三 物理特徵
土衛三的第2個主要特徵是巨大的伊薩卡峽谷（Ithaca Chasma），它寬100公里，深3至5公里。它延伸了2,000公里長，大約是土衛三圓周長的3/4。伊薩卡峽谷的形成被認為是因為在土衛三內部液體凝固時，導致體積膨脹，土衛三的表面因此裂開。地表下的海洋可能使得土衛三與土衛四在在早期形成2：3的軌道共振，也導致內部的潮汐加熱與軌道偏心率。這個海洋後來在土衛三脫離這種共振關係之後完全結凍。在土衛三完全固化前所形成的坑洞很可能全部被後來的地質活動所消除。天文學家也提出另一種理論來解釋伊薩卡峽谷的形成：在奧德修斯撞擊坑形成時受到的巨大撞擊，形成衝擊波傳遍土衛三，導致土衛三另外一面的表面破裂，形成伊薩卡峽谷。土衛三的表面溫度為攝氏-187度。
土卫三 共軌
土衛三與土衛十三及土衛十四使用同一個軌道，並分別位在土衛三前後60度的拉格朗日點上（L4與L5）。
土卫三 探測
卡西尼號在2005年9月23日以1,500公里的距離飛越土衛三。雖然卡西尼號在延伸任務中仍然會繼續研究土衛三，不過並沒有計畫更接近的飛越探測。
土卫四
土卫四又稱為「狄俄涅」（Dione），是环绕土星运行的一颗卫星。它是1684年由乔瓦尼·多梅尼科·卡西尼发现的。國際天文聯會将它按照希腊神话中的泰坦狄俄涅定名为（国际音标为/daɪˈɔʊni/，希腊语原文为）。
如同土卫二和土卫六，土卫四内部也可能存在一层地下海洋。
土卫四 发现和命名
土卫四是于1684年3月21日被乔凡尼·多美尼科·卡西尼发现的。一开始卡西尼将他发现的土卫三、土卫四、土卫五和土卫八命名为“路易之星”（）来奉承法国国王路易十四，但是这个命名没有被天文学家普遍接受。他们则将最早被发现的五颗土星卫星称为土卫一至五。后来1789年土卫一和土卫二被发现后这个号码命名法被扩展到土卫七（今天的号码命名法后来被调整过，因此与当时的不一样）。
1847年約翰·弗里德里希·威廉·赫歇爾建议使用希腊神话中泰坦的名字来命名土星的卫星，因此土卫四获得了狄俄涅这个名称。（在希腊神话中克洛诺斯是泰坦之一，而希腊神话中的克洛诺斯相当于罗马神话中的萨坦，按照国际天文协会土星是以萨坦命名的，因此土星的卫星是按照希腊神话中他的兄弟姐妹命名的。）
土卫四 轨道
土卫四环绕土星的距离是377,420千米，其环绕周期为65小时41分钟。土卫四轨道的偏心率为0.0022，相对于土星的赤道它的轨道的倾角为0.02°。土卫十二与土卫四位于同一轨道上，土卫十二位于土卫四的拉格朗日点L4上，在土卫四前方60°的位置。
土卫四 物理特征
土卫四的平均直径为1118千米。土卫四主要由冰组成，不过它是土星卫星中密度第三高的（1.5克/立方厘米，土卫二和土卫六居第一和第二位），因此它的内部必须含有相当多的硅酸盐岩石。土卫四的反照率为0.55，与土卫三和土卫二相比它比较暗。土卫四的表面温度为-187°。它的自转周期与公转周期一样长，也是65小时41分钟，因此它与地球的卫星一样是同步自转。它的自转轴与公转轴之间的交角为0.006°。
土卫四比土卫五小一些，但与土卫五非常类似。它们的组成、反光率和地形均很类似，两颗卫星均具有非常不同的前面和反面（前面指的是在公转中朝着飞行方向的一面，反面指的是在公转中背着飞行方向的一面）。土卫四的正面有比较多的撞击坑，而且比较亮，而它的反面则完全不同，这一面比较暗，明亮的、细小的条纹遮盖了上面的撞击坑。这说明这些条纹是比较新的。这些条纹估计是冰的悬崖。
目前在土卫四上被发现的地质形态有：
土卫四 物理特征
在卡西尼-惠更斯号探测器2004年12月13日飞越土卫四之前，科學家不清楚土卫四表面明亮线条状的结构，原因之一是照片解析度不足。当时唯一知道的訊息這些地區反光率非常高，而且非常薄，可以看到下面的结构。当时的推测是土卫四刚刚形成后地质活跃，冰火山改造了大部分表面。这些线条是沿着裂缝的爆发后冰雪重新落到土卫四表面形成的。后来这些地质活动停止后前面由于不断受到陨星的撞击这些线条被磨灭了。
但卡西尼号最新的照片证明这个推测有誤，这些线条根本就不是堆积的冰雪，而是地震造成的明亮冰悬崖。土卫四的背面上显示着巨大的破裂。
2005年10月11日，卡西尼号以距離500千米飞越土卫四时，拍摄这些悬崖的清晰照片，显示悬崖有些达数百米高。
土卫四 物理特征
土卫四表面有多种地形，其中包括含有很多撞击坑的地形、含有中等撞击坑数目的平原、含有少数撞击坑的平原和地壳破裂的区域。含有很多撞击坑的地区有许多大到直径100千米的撞击坑。平原地区的撞击坑的直径一般小于30千米。不过也有有很多撞击坑的平原。大多数含有很多撞击坑的地区位于土卫四的反面，而在它的前面也有含有少量撞击坑的平原。这个现象与许多科学家预言的正好相反。尤金·舒梅克和其他人曾提出一个理论认为自传与公转同步的卫星的前面的撞击坑数量应该比较多，反面比较少。这说明土卫四被撞击时它的正面和反面正好反过来。由于土卫四比较小，在受到比较大的撞击（撞击坑大于35千米）时它会被转动。由于土卫四表面有许多大于35千米的撞击坑，因此它在早期撞击率比较高时可能不断被转动。今天遗留下来的撞击坑和比较亮的正面说明它现在的正面已经有数十亿年是正面了。
土卫四的撞击坑与木卫四的类似，而不像月球和水星上的撞击坑，它的边缘不那么明显。这可能是因为随着时间比较弱的冰衰落了。不过土卫四上的撞击坑中有些还有中央山，而不像木卫四那样完全没有中央山了，这说明土卫四上的冰不像木卫四那样脆弱。
土卫四 观测
土卫四的视星等为10.4等，从地球上看出去是土星最亮的卫星，不过要观察土卫四需要一台物镜大于10厘米的望远镜。
土卫五
土卫五又稱為「瑞亞」（），是环绕土星运行的第二大卫星，並為太陽系中第九大的衛星。它是由法國天文學家乔瓦尼·多梅尼科·卡西尼於1672年所發現的。
土卫五 名稱
土衛五的英語名字瑞亞（Rhea）乃源自希臘神話中十二泰坦巨神之一瑞亞（眾神之母，希臘語：）。
卡西尼稱呼了他所發現的4顆土星衛星（土衛三、土衛四、土衛五、土衛八）為路易之星（Sidera Lodoicea）來紀念路易十四世。而天文學家則根據習慣將它們稱乎為土衛一至土衛五。在土衛一與土衛二於1789年被發現後，編號延伸到土衛七。
天文學家約翰·弗里德里希·威廉·赫歇爾（威廉·赫歇爾的兒子，也是土衛一與土衛二的發現人）後來在《好望角觀測結果》（Results of Astronomical Observations made at the Cape of Good Hope）中建議這7顆衛星應該以泰坦神族來命名，後來這項建議被正式採用。
土卫五 物理特徵
土衛五由冰所構成，密度約為1.233 g/cm³。這樣低的密度顯示它是由25%的岩石（密度3.250 g/cm³）與75%的水冰（密度1.000 g/cm³）所組成的。雖然土衛五是太陽系第9大衛星，不過它的質量只能排在第10位。早期天文學家估計它擁有岩石的核心。然而卡西尼號近距離探測的結果顯示它的軸轉動慣量係數為 0.4 kg·m²，這樣的數據表明土衛五的內部幾乎都是一樣的物質，因為岩質核心的存在會使質量慣性矩落在3.4左右。土衛五的三維模型也跟流體靜力平衡天體一致。
土衛五的特徵有些類似土衛四，這顯示它們可能有類似組成與歷史。土衛五受到日照地區的溫度為开氏99度（攝氏−174度），而陰影地區的溫度則介於攝氏−200度與攝氏−220度之間。
土衛五的表面有明顯的坑洞與明亮的細微特徵。它的表面根據坑洞密度可以被分成2個不同的地理區域，第一個地區包括直徑在40公里以上的坑洞，而第二個地區則相反，並位在極區與赤道地區。這也顯示在土衛五形成的過程中曾經發生大規模的重組事件。
土卫五 物理特徵
主要的半球受到嚴重的撞擊，並且非常明亮。就像木衛四上的坑洞一樣，土衛五的坑洞缺乏在月球與水星上可以觀測到的明顯特徵。在另一個半球上可以見到明亮的網絡出現在黑色的地表上，少數坑洞也可以被辨識出來。這些明亮的區域曾被認為是在土衛五早期從冰火山所噴發出來的物質。不過最近對於土衛四的觀測顯示，散布地表的明亮條紋其實是冰構成的懸崖，於是天文學家推測土衛五上的條紋也是由冰組成的懸崖。
卡西尼號在2006年1月17日近距離飛越土衛五，並拍設一系列高解析度的照片。雖然科學分析仍然在進行中，不過這些照片顯示土衛五表面的條紋類似土衛四的條紋結構，其實是冰懸崖。
土卫五 大气
美国国家航空航天局于2010年11月27日宣布一项重要发现：土卫五上稀薄的散逸层的主要成分为氧气和二氧化碳，两者的比例约为5比2。这一散逸层的表面密度为每立方厘米约有106个分子。这是首次在地球以外的星球上发现存在以氧气为主的大气，尽管与地球相比非常之稀薄。该发现暗示，在整个太阳系中，甚至整个宇宙中，涉及氧原子的复杂化合物很可能是普遍存在的。
土卫五 環系統
美國太空總署在2008年3月6日宣布土衛五可能擁有一個稀薄的環帶，這也是人類首次在衛星發現環帶系統。這個環帶系統的存在是因為卡西尼號發現土星的磁場在土衛五附近有高能量的電子流所推論出來的。塵土與碎石延伸至土衛五的希爾球區域，不過在靠近土衛五的附近更加稠密，顯示土衛五可能擁有3條密度較高的細環帶。
土卫五 探測
卡西尼號在近距離內拍攝一些土衛五的照片，其中最接近的一張是在2005年11月26日所攝的，距離僅500公里。另外一次近距離飛越則是在2007年8月30日，距離為5,750公里。而在卡西尼延伸任務中則計畫在2010年3月2日從100公里的距離掠過土衛五。
欧洲空间局
欧洲空间局（法語：，缩写：；英語：，缩写：）是由欧洲数国政府組成的國際空间探测和开发组织，总部设在法国首都巴黎。
欧洲空间局的前身，（European Space Research Organization，ESRO）经过1962年6月14日签署的一项协议，于1964年3月20日建立。如今它仍旧是ESA的一部分，称为欧洲空间研究与技术中心，位于荷兰诺德韦克。
ESA目前共有19个成员国：奥地利、比利时、捷克、丹麦、芬兰、法国、德国、希腊、爱尔兰、意大利、卢森堡、荷兰、挪威、葡萄牙、西班牙、瑞典、瑞士、羅馬尼亞以及英国；另外，加拿大是ESA的準成員國（Associate Member）。法国是其主要贡献者（参见法國國家太空研究中心）。ESA並非隸屬欧盟的機構。歐盟轄下另有歐盟衛星中心（European Union Satellite Centre）。
欧洲空间局
ESA共有约2200名工作人员。其2011年的预算约为40亿欧元。
ESA的航天发射中心位于南美洲北部大西洋海岸的法屬圭亞那，占地约690平方公里，属法國國家太空研究中心领导，主要负责科学卫星、应用卫星和探空火箭的发射以及与此有关的一些运载火箭的试验和发射。由于此地靠近赤道，对火箭发射具有很大益处：纬度低，从发射点到入轨点的航程大大缩短，三子级不必二次启动；相同发射方位角的轨道倾角小，远地点变轨所需要的能量小，增加了同步轨道的有效载荷；向北和向东的海面上有一个很宽的发射弧度；人口、交通、气象条件理想等。目前，航天中心有阿里安第一、第二、第三发射场，是欧洲航天活动的主要基地。控制中心則位於德國的達姆施塔特。
欧洲空间局 译名
中國大陸譯為「欧洲空间局」；台灣則譯為「歐洲太空總署」；香港主流使用「歐洲太空總署」譯名，但有部份媒體譯為「歐洲航天局」。
欧洲空间局 主要项目
ESA也是为了在5万年后重返地球的，载有给予未来人类消息的KEO卫星计划的发起者之一。
ESA与NASA合作的项目有：
欧洲空间局 會員國及預算
欧洲空间局為跨國組織，共有18個會員國，各國於各強制性（佔2008年預算的25%）及選擇性（佔2008年預算的75%）的太空計畫，出資比例不尽相同。2008年預算為€30億歐元，2009年為36億歐元。
下表為各國於2011年預算及所佔比例：
土卫七
土卫七又稱為海柏利昂，是环绕土星运行的一颗卫星。
1848年美國天文學家喬治·邦德和英國的威廉·拉塞爾各自獨立發現土衛七，距土星1482000公里，像大星體的碎片，表面有如海綿，直徑大約270公里，它是太陽系中，自轉不規則的星體之一，每21.3天繞土星旋轉一周。
土卫八
土卫八又稱為「伊阿珀托斯」（Iapetus或Japetus，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，由乔瓦尼·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。
土卫八 发现
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。
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 命名
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。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。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 物理特性
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。
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，它的坑缘十分陡峭，其中的部分山崖高达15公里。
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 物理特性
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。
土卫八 物理特性
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。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。
土卫八 物理特性
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，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。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高地重新凝结，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，使隆塞斯瓦列斯高地和极地地区更亮。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，而隆塞斯瓦列斯高地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。
土卫八 物理特性
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，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。
土卫八 物理特性
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，所以即使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。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。
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。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这种同位素，但是估计已经在太阳系形成的初期就消耗殆尽了。要具备加热土卫八所需的铝-26同位素的数量，则土卫八的形成时间必须比预计的还要早——即在小行星开始形成200万年之后。
土卫八 温度
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。
土卫八 轨道
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）。
土卫八 探测
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。
土卫十
土卫十又稱為「傑努斯」(S/1980 S 1, Janus)，是环绕土星运行的一颗卫星。它绕土星一周约需要0.7天的时间，自转一周需要9小时。
曾經被錯認為另一顆衛星泰美斯，不過最後確認泰美斯和土衛十是同一個衛星。
土卫十 概述
土衛十在20世紀初期時便有了發現的報告，但是長時間以來都無法確認其存在。
19世紀末美國天文學家威廉·亨利·皮克林於發現土衛九後，宣稱在攝影乾版上又發現一顆新衛星；並將之命名為泰美斯，但是之後就再也沒有人能找到這顆衛星，因此泰美斯被認為是皮克林的誤報。
在皮克林宣稱發現泰美斯60年後的1966年，法國天文學家Audouin Charles Dollfus報告發現了新衛星。當初被以為是找回了泰美斯，不過後來則認為是新的衛星，因此另以羅馬神話中的門神雅努斯命名。然而，和泰美斯相同；除了Dollfus的報告之外，再也沒有人能找到這顆衛星。
直到1979年到1980年間，先鋒11號探測土星時；發現了幾顆新的衛星，日後確認了其中三顆衛星是同一顆衛星。而後更確認該顆衛星和Dollfus所發現的雅努斯是同一顆衛星，至此土衛十終於確認了其存在。
土卫十 表面特徵
土衛十上的撞擊坑，以和希臘神話中卡斯托耳和波魯克斯有關的人物命名。
土卫十一
土衛十一又稱為「艾比米修斯」（Epimetheus），是土星的一顆內側衛星，它的專屬名稱艾比米修斯源自神話，是普羅米修斯的兄弟。
土卫十一 發現
本質上，土衛十一和土衛十（Janus）佔有相同的軌道，但是天文學家認為只有一個天體在這個軌道，相對應的是難以確定這個軌道的特性。每次的攝影觀測都間隔了很長的時間，但是因為有兩個天體並存，因此很難整理與調和出合理的軌道。
Audouin Dollfus在1966年12月15日觀察到一顆衛星，他建議命名為Janus。在12月18日，理查·沃克也做了相似的觀測，現在知道他發現了土衛十一。 然而，在當時，它被認為應該只有一顆衛星，非正式的認為只有土衛十在給定的軌道上。
12年後，在1978年10月，Stephen M. Larson和John W. Fountain意識到有兩個不同的天體（土衛十和土衛十一）共用了非常相似的軌道，為1966年的觀測做了最好的解釋。在1980年，航海家1號證實了這一點，所以拉爾森（Larson）和方騰（Fountain）與沃克分享了土衛十一的發現。
土衛十一在1983年正式命名為厄庇墨透斯（Epimetheus）， 這個名字與土衛十同時由國際天文學聯合會批准，雖然Dollfusy在1966年發現土衛十之後不久就已經提出，並且非正式的使用。
土卫十一 參考資料
註解
文獻
來源
Anne Verbiscer, Richard French, Mark Showalter, Paul Helfenstein. . Science. 2007-02-09, 315 (5813): 815–815  [2018-04-02]. ISSN 0036-8075. doi:10.1126/science.1134681. （原始内容存档于2020-12-31） （英语）.
土卫十二
土卫十二又稱為「海倫」（S/1980 S 6，Helene），是环绕土星运行的一颗卫星。於1980年在Pic du Midi de Bigorre天文台被發現。1988年，土衛十二被命名為海倫。這個名字是來源於希臘神話中的海倫。
土卫十二（海倫）與土卫四（狄俄涅）共軌，並且駐留在土卫四的拉格朗日點 (L4)，跟隨在土卫四前方 60度。狄俄涅還有另一顆駐留在後方60度另一個拉格朗日點L5上的衛星土卫三十四 (「波吕丢刻斯」)。
土卫十二 概述
這顆衛星半长轴約為377,396公里，繞土星公轉週期2.736915天，與黃道及土星赤道的軌道傾角為0.199°，軌道離心率0.0022。
土卫十三
土卫十三又稱為「忒勒斯托」(S/1980 S 13, Telesto)，是環繞土星運行的一顆衛星。
土卫十三（忒勒斯托）與土卫三（忒堤斯）共軌，並且駐留在土卫三的拉格朗日點 (L4)，跟隨在土卫三前方 60度。忒堤斯還有另一顆駐留在後方60度另一個拉格朗日點L5上的衛星土卫十四 (「卡呂普索」)。 土卫十三和土卫十四都被稱為土卫三 (忒堤斯) 的特洛伊，類似於特洛伊小行星，是目前所知4顆特洛伊衛星中的半數。
土卫十三 概述
這顆衛星半长轴約為294,619公里，繞土星公轉週期1.887802天，與黃道及土星赤道的軌道傾角為1.19°，軌道離心率0.000，接近於0。
土卫十四
注意：木衛十四與小行星(53) Kalypso同名，請不要搞混！
土衛十四 又稱為「卡呂普索」(Calypso，發音： /kəˈlɪpsoʊ/ kə-LIP-soh; 希臘語：) ，是土星的一顆天然衛星。它於1980年被發現，是以Dan Pascu、P. Kenneth Seidelmann、William A. Baum、和Douglas G. Currie的天文台觀測為基礎發現的，臨時名稱是S/1980 S 25 (1980年發現的第25顆土星衛星)。 在下列的月份中也記錄到一些其它的影像：S/1980 S 29、 S/1980 S 30、 S/1980 S 32、和S/1981 S 2。 在1983年，它獲得官方以希臘神話的卡呂普索 (Calypso)，它也被標示為Saturn XIV或Tethys C。
土卫十四
土衛十四（卡呂普索）與土衛三（忒堤斯）共軌，並且駐留在土衛三的拉格朗日點 (L5)，跟隨在土衛三後方 60度。這個關係在1981年首度被 Seidelmann et al.確認。 忒堤斯還有另一顆駐留在前方60度另一個拉格朗日點L4上的衛星 (土衛十三，泰勒斯托)。 土衛十三和土衛十四都被稱為土衛三 (忒堤斯) 的特洛伊，類似於特洛伊小行星，是目前所知4顆特洛伊衛星中的半數。
像許多小行星和土星的其它小衛星一樣土衛十四和土衛十三的形狀是不規則的，有巨大和重疊的坑穴，並且也有鬆動的表面物質，坑穴呈現出平滑的外觀。它是太陽系中表面反射率 (在可見光的波長上) 最高的天體之一，在視覺上的幾何反照率是1.34。這非常高的反射率是來自E環，一個由土衛二的南極的間歇泉噴出的、細小、水冰顆粒構成的暗淡的環，的噴砂顆粒。
土卫十四 參考資料
Notes
Citations
Sources
P.K. Seidelmann, R.S. Harrington, D. Pascu, W.A. Baum, D.G. Currie, J.A. Westphal, G.E. Danielson. . Icarus: 282–287.   [2018-04-02]. doi:10.1016/0019-1035(81)90172-x. （原始内容存档于2020-08-02）.
Anne Verbiscer, Richard French, Mark Showalter, Paul Helfenstein. . Science. 2007-02-09, 315 (5813): 815–815  [2018-04-02]. ISSN 0036-8075. doi:10.1126/science.1134681. （原始内容存档于2020-12-31） （英语）.
土卫十五
土卫十五又稱為「亞特剌斯」(S/1980 S 28, Atlas)，是环绕土星运行的一颗內衛星。
土卫十五 概述
這顆衛星半长轴約為137,670公里，繞土星公轉週期0.6016947883天，與黃道及土星赤道的軌道傾角為0.003°~0.004°，軌道離心率0.0012。
土卫十六
土卫十六又稱為「普羅米修斯」（S/1980 S 27, Prometheus），是环绕土星运行的一颗卫星。
土卫十六 概述
這顆衛星半长轴約為139,380公里，繞土星公轉週期0.61299天，與黃道及土星赤道的軌道傾角為0.008°，軌道離心率0.0022。
土卫十七
土卫十七又稱為「潘多拉」（S/1980 S 26，英文：Pandora），是环绕土星运行的一颗卫星。
土卫十七 概述
土衛十七於1980年因旅行者1號探測飛船拍攝的照片而被发现，當時暫名為S/1980 S26。於1985年年底正式以希臘神話中的「潘多拉」（也可以稱做潘朵拉）為衛星命名。同時，它亦被命名為土衛十七（Saturn XVII）。
土衛十七屬土星環F環中的外守护衛星（outer shepherd satellite）（守护衛星是用引力维持环的规模的卫星）。它比附近的土衛十六（普羅米修斯）擁有更多的隕石坑，有兩個隕石坑直徑最少達30公里。
土衛十七的軌道看起來很混亂，此乃由於與土衛十六產生軌道共振。大約每隔6.2年，當土衛十七的拱點與土衛十六的遠拱點成直線，兩個衛星的距離於大約1400公里之內，這時候最能夠觀察到它們軌道的改變。此外，土衛十七亦與土衛一擁有3:2的軌道共振。
由於其較低密度及相對地高的反照率，土衛十七有可能是一個多缝隙的冰體。由於這方面的數據充滿不確定因素，所以未能確定這說法是否屬實。
土卫十八
土衛十八又稱做「潘 」（/ˈpæn/ PAN, 希臘語：），是土星最內側的衛星。它是核桃形的小衛星，大約長35公里，高23公里，軌道完全在土星A環的恩克環縫中。潘的行為像是環的牧羊犬，維繫著恩克環縫的形狀，並且清除侵入環中的粒子。
它是Mark R. Showalter在1990年分析早期的航海家2號的影像資料時發現的，由於資料的時間追溯至1981年，所以它被賦予的臨時名稱是S/1981 S 13。
土卫十八 預測
早在1985年，Jeffrey N. Cuzzi和Jeffrey D. Scargle就依據恩克環縫明顯是受到引力擾動的鋸齒狀邊緣預測環縫內有衛星。在1986年，Showalter 等人依據重力強度模式推測其軌道和質量。他們得到非常準確的預測，軌道半長軸是133,603 ± 10公里，質量是土星質量的5–10×10−12，並且推斷恩克環縫內只有單獨一顆衛星。與實際的半長軸差距只有19公里，而精確的質量是土星的8.6×10−12。
稍後，這顆衛星在距離預測位置1°之處被發現。這項搜尋使用了航海家2號所有的影像，並且利用電腦來計算，在充份有利的條件下，影像的解析度是否高到足以看見衛星。每幅航海家2號影像解析度必須比～50公里/像素還要好，才能讓潘清楚的顯現出來。總計，有11張航海家2號的影像中出現了潘的身影。
土卫十八 軌道
潘的軌道離心率造成它與土星的距離大約有4公里的變化。就目前資料來看，其傾斜角（上移和下移的角度）與零無甚差別。潘繞行其中的恩克環縫，寬度大約是325公里。