Mặc dù mặt trăng Saturn Iapetus được phát hiện lần đầu tiên vào năm 1671 bởi Giovanni Cassini, nhưng hành vi của nó cực kỳ kỳ lạ. Đến năm 1705, Cassini cuối cùng đã quan sát được Iapetus ở phía đông, nhưng phải mất một kính thiên văn tốt hơn bởi vì phía Iapetus xuất hiện khi ở phía đông thì tối hơn hai cường độ. Cassini phỏng đoán rằng đây là do một bán cầu ánh sáng, được trình bày khi Iapetus ở phía tây, và một bóng tối, có thể nhìn thấy khi nó ở phía đông do khóa thủy triều.
Với những tiến bộ trong kính viễn vọng, lý do cho sự phân chia đen tối này đã là chủ đề của nhiều nghiên cứu. Những lời giải thích đầu tiên được đưa ra trong 1970 1970 và một bài báo gần đây tóm tắt công việc được thực hiện cho đến nay trên vệ tinh hấp dẫn này cũng như mở rộng nó đến bối cảnh lớn hơn của một số mặt trăng khác của Saturn.
Nền tảng cho mô hình hiện tại của màn hình không đồng đều Iapetus, lần đầu tiên được đề xuất bởi Steven Soter, một trong những đồng tác giả của Carl Sagans Vũ trụ loạt. Trong một hội thảo của Liên minh Thiên văn Quốc tế, Soter đã đề xuất rằng bắn phá thiên thạch micromet của một mặt trăng Saturn khác, Pheobe, trôi vào trong và được Iapetus nhặt lên. Vì Iapetus luôn luôn giữ một mặt đối diện với Sao Thổ, điều này tương tự sẽ mang lại cho nó một lợi thế dẫn đầu, tốt nhất là nhặt các hạt bụi. Một trong những thành công lớn của lý thuyết này là trung tâm của vùng tối, được gọi là Cassini Regio, nằm trực tiếp dọc theo con đường chuyển động. Ngoài ra, vào năm 2009, các nhà thiên văn học đã phát hiện ra một vành đai mới xung quanh Sao Thổ, theo quỹ đạo ngược của Phoebe, mặc dù hơi hướng về mặt trăng, làm tăng thêm sự nghi ngờ rằng các hạt bụi sẽ trôi vào bên trong, do hiệu ứng Poynting-Robertson.
Vào năm 2010, một nhóm các nhà thiên văn học xem xét các hình ảnh từ nhiệm vụ Cassini, lưu ý rằng màu sắc có các tính chất không phù hợp với lý thuyết Soter. Nếu sự lắng đọng từ bụi là kết thúc của câu chuyện, người ta hy vọng rằng sự chuyển đổi giữa vùng tối và ánh sáng sẽ diễn ra từ từ vì góc mà chúng sẽ chạm vào bề mặt sẽ trở nên dài ra, lan rộng ra bụi. Tuy nhiên, nhiệm vụ Cassini tiết lộ quá trình chuyển đổi đột ngột bất ngờ. Ngoài ra, cực Iapetus cũng rất sáng và nếu việc tích tụ bụi đơn giản như Soter đã đề xuất, chúng cũng nên được phủ một phần. Hơn nữa, hình ảnh quang phổ của Cassini Regio cho thấy rằng phổ của nó khác biệt đáng kể so với Phoebe. Một vấn đề tiềm năng khác là bề mặt tối kéo dài qua phía đầu hơn mười độ.
Giải thích sửa đổi đã sẵn sàng sắp tới. Nhóm Cassini cho rằng việc chuyển đổi đột ngột là do hiệu ứng sưởi ấm chạy trốn. Khi bụi đen tích tụ, nó sẽ hấp thụ nhiều ánh sáng hơn, chuyển đổi thành nhiệt và giúp làm thăng hoa thêm băng sáng. Đổi lại, điều này sẽ làm giảm độ sáng tổng thể, một lần nữa làm tăng hệ thống sưởi, v.v. Vì hiệu ứng này khuếch đại màu sắc, nó có thể giải thích quá trình chuyển đổi đột ngột hơn theo cách tương tự như điều chỉnh độ tương phản trên hình ảnh sẽ làm sắc nét chuyển tiếp dần dần giữa các màu. Giải thích này cũng dự đoán rằng băng thăng hoa có thể di chuyển quanh phía xa của mặt trăng, đóng băng và tăng cường độ sáng ở các phía khác cũng như các cực.
Để giải thích sự khác biệt quang phổ, các nhà thiên văn học đề xuất rằng Phoebe có thể không phải là người đóng góp duy nhất. Trong hệ thống vệ tinh Saturn, có hơn ba chục vệ tinh không đều có bề mặt tối cũng có khả năng đóng góp, làm thay đổi cấu trúc hóa học. Nhưng trong khi điều này nghe có vẻ như là một giải pháp thẳng thắn, thì việc xác nhận sẽ cần điều tra thêm. Nghiên cứu mới, dẫn đầu bởi Daniel Tamayo tại Đại học Cornell, đã phân tích hiệu quả của các mặt trăng khác nhau có thể tạo ra bụi cũng như khả năng Iapetus có thể lấy nó ra. Điều thú vị là kết quả của họ cho thấy Ymir, chỉ có đường kính 18 km, có thể đóng vai trò là người đóng góp bụi quan trọng cho Iapetus như Phoebe Lỗi. Mặc dù không có mặt trăng nào khác, độc lập trông giống như nguồn bụi, nhưng tổng số bụi đến từ các mặt trăng tối, không đều còn lại được tìm thấy ít nhất cũng quan trọng như Ymir hoặc Phoebe. Như vậy, lời giải thích cho độ lệch phổ này là có căn cứ.
Khó khăn cuối cùng, đó là việc rải bụi qua mặt mặt trăng, cũng được giải thích trong bài báo mới. Nhóm nghiên cứu đề xuất rằng độ lệch tâm trong quỹ đạo của bụi cho phép nó tấn công mặt trăng ở các góc lẻ, cách xa bán cầu hàng đầu. Độ lệch tâm như vậy có thể dễ dàng được tạo ra bởi bức xạ mặt trời, ngay cả khi quỹ đạo của cơ thể có nguồn gốc không lập dị. Nhóm nghiên cứu đã phân tích cẩn thận các hiệu ứng như vậy và tạo ra các mô hình có khả năng phù hợp với phân phối bụi qua các cạnh hàng đầu.
Sự kết hợp của những sửa đổi này dường như bảo đảm tiền đề cơ bản của Soter. Một thử nghiệm tiếp theo sẽ là xem liệu các vệ tinh lớn khác như Iapetus cũng có dấu hiệu lắng đọng bụi hay không, ngay cả khi không được phân chia quá rõ ràng vì hầu hết các mặt trăng khác không có quỹ đạo đồng bộ. Thật vậy, Hyperion mặt trăng đã được tìm thấy có các vùng tối hơn nằm trong các miệng hố của nó khi Cassini chỉ vào năm 2007. Những vùng tối này cũng cho thấy quang phổ tương tự như của Cassini Regio. Mặt trăng lớn nhất của Sao Thổ, Titan cũng bị khóa chặt và dự kiến sẽ quét các hạt trên cạnh đầu của nó, nhưng do bầu khí quyển dày của nó, bụi có thể sẽ lan rộng khắp mặt trăng. Mặc dù khó xác nhận, một số nghiên cứu cho rằng bụi như vậy có thể giúp đóng góp vào các cuộc triển lãm bầu khí quyển Titan Titan.
