Encélado (lúa)

Encélado é a sexta lúa máis grande do planeta Saturno.Planetary Body Names and Discoverers. Consultado o 22 de marzo do 2006. Foi descuberta no ano 1789 por William Herschel.Herschel, W.; Account of the Discovery of a Sixth and Seventh Satellite of the Planet Saturn; With Remarks on the Construction of Its Ring, Its Atmosphere, Its Rotation on an Axis, and Its Spheroidical Figure, Philosophical Transactions of the Royal Society of London, Vol. 80 (1790), páx. 1–20

Encélado confirmou ter auga líquida baixo a súa codia de xeo de auga case puro, como amosan marcas que resaltan da análise dos datos de Cassini. Os criovolcáns do polo sur son capaces de emitir chorros de partículas de xeo de auga que acadan o espazo aberto. Moitos destes chorros de auga volven cara a superficie en forma de "neve", algunhas das partículas que acadan o espazo exterior acaban formando parte dos aneis de Saturno, mentres que outras acaban precipitándose cara ao planeta. Pénsase que a totalidade do anel E está composto de partículas de xeo procedentes de Encélado. Grazas a posible presenza de auga na superficie ou preto dela, Encélado podería ser un dos mellores sitios nos que a humanidade procure por vida extraterrestre. En contraste, a auga que se cre que hai na lúa de Xúpiter, Europa, estaría baixo unha grosa codia de xeo.

Antes de que as dúas sondas Voyager chegaran a Saturno, a comezos da década dos oitenta, pouco ou moi pouco se sabía deste pequena lúa agás da presenza de xeo na súa superficie. As Voyagers amosaron que o diámetro de era de só 500 km, só unha décima parte diámetro da lúa máis grande de Saturno, Titán, e reflicte practicamente toda a luz solar que golpea coa súa superficie. A Voyager 1 revelou que Encélado orbitaba no interior da parte máis densa do difuso anel E, indicando unha posible asociación entre ambos, mentres cá Voyager 2 revelou que a pesar do pequeno tamaño da lúa, esta tiña todo un rango de terreos, dende os terreos antigos moi craterizados ata as rexións con superficies moi novas, tectonicamente deformadas e con algunhas superficies de menos de 100 millóns de anos.

Comezando o ano 2005, e ata 2017, a sonda Cassini fixo ata 147 sobrevoos (23 a baixa altitude) sobre Encélado, amosando a súa superficie e o contorno da lúa con gran detalle. O achado máis notable foi o descubrimento de grandes chorros de auga que agroman no polo sur da lúa. Este achado, xunto co coñecemento que se posúe do escape de calor interno e a escaseza de cráteres de impacto na rexión do polo sur, indican que Encélado está xeoloxicamente activo. As lúas dos grandes planetas gasosos quedan moi a miúdo atrapadas en resonancias orbitais que forzan a estas lúas a ter libración ou unha excentricidade orbital que non posuían; a proximidade destas lúas ó planeta tamén pode levar ó seu quecemento interno debido ás mareas gravitatorias (en adición ós fenómenos anteriormente citados), ofrecendo así unha explicación á súa actividade xeolóxica.

Encélado é un dos tres corpos do Sistema Solar (exceptuando a Terra, xunto coa lúa de Xúpiter, Ío e a lúa de Neptuno, Tritón, nas cales se puideron observar erupcións activas. A análise da desgasificación suxire que esta debería ser orixinada nun corpo con auga líquida baixo a superficie, o que sumado á particular química observada nas plumas (chorros) dos criovolcáns, fai que se alimenten as especulación en torno a que Encélado podería ser un importante lugar para o estudo da astrobioloxía.Cassini Images of Enceladus Suggest Geysers Erupt Liquid Water at the Moon’s South Pole . Retrieved March 22, 2006. A descuberta da pluma volcánica engadiu peso ó argumento de que o material liberado por Encélado é a fonte do anel E de Saturno.

En maio do 2011, científicos da NASA na Enceladus Focus Group Conference informaron que Encélado "é o lugar do Sistema Solar nestes momentos con máis posibilidades de ter vida que non sexa a Terra".

 Nome 
A lúa recibe o seu nome do xigante Encélado da mitoloxía grega. Coma Encélado, os nomes do sete primeiros satélites descubertos de Saturno, foron suxeridos polo fillo de William Herschel, John Herschel, na súa publicación do ano 1847: Results of Astronomical Observations made at the Cape of Good Hope.Tal coma informou William Lassell, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Vol. 8, No. 3, páx. 42–43 14-01-1848 Escolleu eses nomes por que Saturno, que na mitoloxía grega está asociado con Cronos, era o líder dos Titáns.

Os nomes dos accidentes xeolóxicos de Encélado outorgados pola Unión Astronómica Internacional (UAI) proceden de personaxes e lugares da tradución de As mil e unha noites feita por Burton.Blue, J.; (2006) Categories for Naming Planetary Features. Consultado o 16-11-2006. Os cráteres de impacto reciben nomes de personaxes, mentres que outros accidentes xeolóxicos coma as fossae (longas e estreitas depresións), dorsa (escarpas), planitia (chairas), e sulci (sucos paralelos longos), teñen nomes de lugares. 57 accidentes xeolóxicos teñen nome oficial, 22 dos cales recibiron o seu nome en 1982 en base as observacións das Voyager, e outros 35 recibiron o seu nome no ano 2006, baseándose nos resultados das observación que levou a cabo a Cassini's no seu tres voos do ano 2005.Blue, J.; (2006); New Names for Enceladus , 13 November 2006. Consultado o 16-11-2006.

 Exploración 
+ Encontros previos da Cassini con EncéladoPlanetary Society, Cassini's Tour of the Saturn System . Consultado 0 31-03-2006.Cassini Solstice Mission: Saturn Tour Dates: 2011 . Saturn.jpl.nasa.gov. Consultado o 28-06-2011. Data Distancia (km) 17 de febreiro do 2005 1.264 9 de marzo do  2005 500 29 de marzo do 2005 64.000 21 de maio do 2005 93.000 14 de xullo do 2005 175 12 de outubro do 2005 49.000 24 de decembro do 2005 94.000 17 de xaneiro do 2006 146.000 9 de setembro do 2006 40.000 9 de novembro do 2006 95.000 28 de xuño do 2007 90.000 30 de setembro do 2007 98.000 12 de marzo do 2008 52 30 de xuño do 2008 84.000 11 de agosto do 2008 54 9 de outubro do 2008 25 31 de outubro do 2008 200 8 de novembro do 2008 52.804 2 de novembro do 2009 103 21 de novembro do 2009 1.607 28 de abril do 2010 103 18 de maio do 2010 201 13 de agosto do 2010 2.554 30 de novembro do 2010 48 21 de decembro do 2010 50 30 de xaneiro do 2011 60.000 20 de febreiro do 2011 68.000 13 se setembro do 2011 42.000 1 de outubro do 2011 99 19 de outubro do 2011 1.231 5 de novembro do 2011 496 23 de novembro do 2011 35.000 11 de decembro do 2011 20.000
miniatura|right|250px|Comparación entre os tamaños da Terra e Encélado.
miniatura|right|Diapositiva 1: Vista dende a Voyager 2 (tomada o 26-08-1981) do hemisferio de Encélado que está cara Saturno. Os sucos da Samarkand Sulci corren verticalmente cara ao centro da imaxe; os cráteres Ali Baba (o de máis abaixo) e Aladdin están na esquina esquerda superior.

Encélado foi descuberta por Fredrick William Herschel o 28 de agosto de 1789, cando usaba por primeira vez o seu novo telescopio de 1,2 m, por aquela época era o telescopio máis longo do mundo.Herschel, W. (1795) Description of a Forty-feet Reflecting Telescope, Philosophical Transactions of the Royal Society of London, Vol. 85, pp. 347–409 (reported by M. Arago (1871), Herschel , Annual Report of the Board of Regents of the Smithsonian Institution, pp. 198–223)Frommert, H.; and Kronberg, C.; William Herschel (1738–1822) . Consultado o 29 de maio de 2006 Herschel observara Encélado por primeira vez no ano 1787, pero no seu telescopio moito máis pequeno de 16,.5 cm, e por esa causa non puido recoñece-la lúa.Soylent Communications, William Herschel. Consultado o 29-05-2006 A súa feble magnitude aparente (+11,7m) e a súa proximidade a Saturno e os seus aneis, que son moito máis brillantes cá lúa, fai que Encélado sexa difícil de observar dende a Terra, precisando un telescopio cun espello de 15–30 cm de diámetro, cunha variación dependente das condicións atmosféricas e da contaminación lumínica. Coma outros satélites de Saturno foi descuberta antes da Era Espacial, Encélado foi observada por primeira vez durante o equinoccio de Saturno, cando os aneis de Saturno son vistos case de canto, o cal fai que se reduza o resplandor dos mesmo, facilitando así a observación das lúas do planeta.

Antes da chegada das Voyager, a visión do Encélado no mellorara moito do punto que observara Herschel por primeira vez. Só se coñecían as súas características orbitais, e unhas estimacións da súa masa, densidade e albedo.

As Voyager obtiveron as primeiras imaxes de preto de Encélado. A Voyager 1 foi a primeira en pasar preto de Encélado, a unha distancia de 202.000 km o 12 de novembro do ano 1980.Voyager Mission Description. Consultado o 29 de maio do 2006 As imaxes obtidas tiñan unha resolución moi pobre, pero amosaban unha superficie cunha alta refractividade e unha notoria escaseza de cráteres, o cal indicaba unha superficie nova.Terrile, R. J.; and Cook, A. F.; (1981); Enceladus: Evolution and Possible Relationship to Saturn's E-Ring. 12th Annual Lunar and Planetary Science Conference, Abstract 428 A Voyager 1 tamén confirmou que a lúa estaba situada no interior da parte máis densa do difuso Anel E. Isto combinado coa aparencia xuvenil da superficie, levou ós científicos da misión Voyager a suxerir que o anel E estaba formado con partículas procedentes das superficie de Encélado.
miniatura|Imaxes onde se poden aprecia-las plumas (chorros) de xeo de auga ó longo das Listas de Tigre do polo sur de Encélado. De dereita a esquerda, as catro estrías máis grandes son Damascus, Baghdad, Cairo e Alexandria sulci.

A Voyager 2 aproximouse moito máis a Encélado (a 87.010 km) o 26 de agosto de 1981, que lle permitiu obter imaxes dunha mellor resolución. Estas imaxes revelaron que a meirande parte da superficie da lúa era de formación recente, coma se pode apreciar na Diapositiva 1. Tamén revelaron unha superficie con diferentes rexións cunhas fortes variacións de idade, cunha rexión craterizada a latitudes setentrionais, e rexións moi pouco craterizadas preto do ecuador. Esta diversidade xeolóxica contrasta coa vella e craterizada superficie de Mimas, outra lúa de Saturno que é un pouco máis pequena cá Encélado. Os terreos xeoloxicamente recentes foron unha gran sorpresa para a comunidade científica, xa que non existía daquela teoría algunha que puidese predicir que un corpo tan pequeno (e frío, comparado coa activa lúa de Xúpiter, Ío) amosase signos de actividade. Pero pola contra, a Voyager 2 non puido determinar se Encélado estaba actualmente activa ou se era a fonte do material do anel E.
miniatura|Imaxe da Cassini en falsas cores dos chorros de xeo de auga do polo sur de Encélado.

A resposta a estes e outros misterios tivo que esperar ata a chegada da sonda Cassini no 1 de xullo de 2004, cando entrou en órbita ó redor de Saturno. Dados os resultados das imaxes da Voyager 2, Encélado foi considerado un obxectivo prioritario polos planificadores da misión Cassini, e planificáronse varios sobrevoos a menos de 1.500 km da superficie da lúa, así coma numerosos achegamentos a menos de 100.000 km de Encélado. Estes encontros están enumerados na táboa da esquerda. Os sobrevoos proporcionaron información importante sobre a superficie de Encélado, así como o descubrimento de chorros de vapor de auga e hidrocarburos complexos na rexión xeoloxicamente activa do polo sur. Estes descubrimentos levaron ó axuste do plan de voo de Cassini para permitir voos de aproximación rasantes a Encélado, incluíndo un encontro en marzo do 2008 que levou a sonda a achegarse a só 52 km da superficie da lúa. A misión estendida para Cassini incluíu sete voos rasantes preto de Encélado entre xullo de 2008 e xullo de 2010, incluíndo dous achegamentos a tan só 50 km na segunda metade do ano 2008.Moomaw, B.; Tour de Saturn Set For Extended Play, Spacedaily.com, February 5, 2007. Consultado o 5 de febreiro do 2007.

Os descubrimentos que a Cassini fixo en Encélado deron pé a varios estudos en misións de seguimento. En 2007, a NASA realizou un estudo conceptual para unha misión que orbitaria Encélado e realizaría un exame detallado das plumas do polo sur.Missions to Saturn, Cassini , NASA, Consultado o 02-03-2008. O estudo non foi seleccionado para un posterior desenvolvemento.Planetary exploration newsletter Volume 1, Número 36 (23-12-2007) , Consultado o 02-03-2008. A Axencia Espacial Europea tamén ten explorado a idea de enviar unha sonda cara Encélado, nunha misión que se combinaría con estudos de Titán.TandEM (Titan and Enceladus Mission) Workshop, 7 de febreiro do 2008; Consultado o 02-03-2008.

A Titan Saturn System Mission (TSSM) é unha proposta conxunta da NASA/ESA para a exploración dos satélites de Saturno, incluíndo Encélado. TSSM estivo competindo contra o proxecto Europa Jupiter System Mission (EJSM) pola procura de financiamento. En febreiro do 2009 anunciouse que a ESA/NASA daba prioridade a misión EJSM en detrimento da misión TSSM, con todo a misión TSSM continúa a ser estudada con vista a un futuro lanzamento.

 Características 
 Órbita 
miniatura|Diapositiva 2: Diagrama coa órbita de Encélado (resaltada en vermello).
Encélado é un dos principais satélites interiores de Saturno. É o satélite número catorce en orde de distancia respecto de Saturno e orbita dentro da parte máis densa do Anel E, o máis externo dos aneis de Saturno, anel extremadamente ancho pero cun disco moi difuso composto de partículas microscópicas de xeo ou po, o anel comeza na órbita da Mimas e remata nalgún lugar ó redor da órbita de Rea.

Encélado orbita Saturno a unha distancia de 238.000 km do centro do planeta e a 180,000 km das nubes máis altas, entre as órbitas de Mimas e Tetis, precisando 32,9 horas para completar unha órbita (rápido abondo para poder capta-lo movemento ó longo dunha única noite de observación). Encélado está actualmente nunha resonancia orbital de 2:1 con Dione, completando dúas órbitas de Saturno para cada órbita completada por Dione. Esta resonancia axuda a mante-la excentricidade orbital de Encélado (0,0047) e ofrece unha fonte de calor para a actividade xeolóxica da lúa.

Como a maioría dos satélites máis grandes de Saturno, Encélado xira sincronicamente co seu período orbital, mantendo sempre a mesma cara apuntando cara Saturno. Ó contrario do que acontece coa lúa da Terra, Encélado non padece libración sobre o seu eixo de rotación (máis de 1,5°). Con todo, a análise da forma de Encélado suxire que nalgún momento estaba nunha secundaria e forzada libración spin-órbita de 1:04. Esta libración, así coma a resonancia con Dione, poderían ter proporcionado unha fonte de calor extra.

 Interacción co anel E 
O Anel E é o anel máis ancho e externo de Saturno. É un disco moi amplo pero moi difuso de material xeado ou po microscópico, comeza na órbita de Mimas e remata nalgún lugar en torno da órbita da Rea, aínda que algunhas observacións suxiren que se estende máis aló da órbita de Titán, conseguindo así un ancho de 1 000 000 km. Con todo, varios modelos matemáticos mostran que tal anel é inestable, cunha vida útil entre 10.000 e 1 000 000 anos. Por conseguinte, as partículas que o compoñen deben ser constantemente substituídas. Encélado está orbitando dentro deste anel, no lugar onde é máis estreito pero onde presenta a súa maior densidade. Por iso, varias teorías sospeitan que Encélado pode se-la principal fonte de partículas do anel E. Esta hipótese foi apoiada polos voos rasantes da Cassini.
miniatura|left|450px|Diapositiva 3: Diagrama que amosa a relación entre as órbitas de varios satélites (incluído Encélado) de Saturno e os seus aneis (en especial o anel E).miniatura|left|250px|Encélado orbitando dentro do anel E de Saturno.

Actualmente hai dous mecanismos que alimentan o anel con partículas. A primeira, e probablemente a máis importante, fonte de partículas vén das plumas criovolcánicas da rexión do polo sur de Encélado. Mentres que a maioría das partículas volve caer de volta cara á superficie, algunhas delas logran escapar da gravidade de Encélado e entran en órbita ó redor de Saturno, xa que en Encélado a velocidade de escape é de tan só 866 km/h. O segundo mecanismo vén do bombardeo meteórico de Encélado, que levanta partículas de po da superficie. Este mecanismo non é exclusivo de Encélado, xa que se pode extrapolar a tódalas lúas de Saturno orbitan dentro do anel E.

Cassini ten atopado a relación entre moléculas orgánicas expulsadas de Encélado por criovulcanismo e a súa presenza no anel E de Saturno.

 Tamaño e forma 
miniatura|upright|Diaposiva 4: Encélado (arriba a esquerda) en tránsito sobre Titán, vista dende a Cassini, fotografía tomada o 5 de febreiro do ano 2006. Encélado estaba a 4,1 millóns de km de distancia, e Titán estaba 1,2 millóns de km máis afastada.
miniatura|upright|diapositiva 5: Comparación a escala do tamaño de Encélado feita pola NASA JPL.
Encélado é un satélite relativamente pequeno, cun diámetro medio de 505 km, só unha sétima parte do diámetro da Lúa. Encélado en diámetro é pequeno abondo para caber dentro da lonxitude da illa de Gran Bretaña. Tamén podería caber confortablemente dentro dos estados de California ou Colorado, aínda que, coma obxecto esférico que é, a súa área de superficie é moi grande, algo máis de 80.0000 km2, case a mesma superficie cá Mozambique, ou 15% máis grande cá de Texas.

A súa masa e diámetro fan de Encélado o sexto satélite de maior masa e tamaño de Saturno, despois de Titán (), Rea (), Iapeto (), Dione () e Tetis (). É tamén un dos satélites esféricos máis pequenos de Saturno, xa que tódolos satélites máis pequenos cá Encélado, excepto Mimas () teñen unha forma irregular.

Encélado ten a forma dunha esfera achatada, as súas dimensións, calculadas a partir de fotos tomadas pola ISS da Cassini (Imaging Science Subsystem), son de , con (a) que corresponde ó diámetro entre os polos que miran cara e en contra de Saturno, (b) para o diámetro entre os polos de vangarda e retagarda, e (c)  para a distancia entre os polos norte e sur. Esta é a orientación máis estable, coa rotación da lúa ó longo do eixe menor, o eixe máis longo aliñado radialmente na dirección contraria a Saturno.

 Surperficie 
miniatura|left|Vista de preto do polo sur de Encélado, onde se poden ver fendas e cristas, nun terreo fragmentado en grandes bloques.miniatura|left|405px|Mapa global de Encélado feito a partir de imaxes tomadas pola sonda Cassini (2010).

A Voyager 2, en agosto de 1981, foi a primeira nave espacial a observar a superficie en detalle. Un exame dun mosaico resultante a gran resolución revelou polo menos cinco tipos distintos de terreo, incluíndo varias rexións de terreo craterizado, rexións (novas) de terreo liso e suave, e liñas de terreo escarpado e encristado que a miúdo fan fronteira coas áreas lisas e suaves. Ademais, puidéronse observar extensas fisuras lineais e escarpas. Dada a relativa falta de cráteres nas chairas suaves, estas rexións teñen probablemente menos duns centos de millóns de anos. Así pois, Encélado debeu estar recentemente activa a través do "criovulcanismo" ou a través doutros procesos que renoven a superficie. O xeo fresco, limpo que domina a súa superficie, outorgandolle a Encélado, probablemente, a superficie máis reflexiva de tódolos corpos do Sistema Solar cun albedo xeométrico visual de 1,38. Debido a que reflicte moita luz solar, a temperatura media da superficie ó mediodía só alcanza os -198 °C (un pouco máis frío có resto de satélites de Saturno).

Observacións feitas durante tres sobrevoos da Cassini, que tiveron lugar o 17 de febreiro, 9 de marzo e o 14 de xullo do 2005, revelaron as características da superficie de Encélado con moito máis detalle cás observacións da Voyager 2. Por exemplo, as chairas suaves observadas pola Voyager 2 resultaron ter relativamente poucos cráteres pero estar cubertas con numerosas cordilleiras pequenas e escarpas. Ademais, atopáronse numerosas fracturas dentro do antigo terreo craterizado, o que suxire que a superficie que foi sometida a unha extensa deformación dende a época de formación dos cráteres.Rathbun, J. A.; et al.; (2005); Enceladus's global geology as seen by Cassini ISS , Eos Trans. AGU, Vol. 82, No. 52 (Fall Meeting Supplement), abstract P32A-03 Finalmente, varias rexións de terreo recente foron descubertas en áreas non moi ben fotografadas polas Voyager, coma por exemplo, os terreos rilleiros preto do polo sur.

 Cráteres de impacto 
miniatura|Diapositiva 6: Cráteres degradados en Encélado, fotografados pola Cassini, o 17 de febreiro do 2005. Pódese ve-la Hamah Sulci correr de esquerda a dereita na parte inferior da imaxe. Tamén se poden ve-los cráteres do terreos craterizados do tipo ct2 e cp na parte superior da imaxe.
Os cráteres de impacto son algo moi común en moitos corpos do Sistema Solar. Gran parte da superficie de Encélado está cuberta de cráteres con varios niveis de densidade e degradación. A partir das observacións da Voyager 2, catalogáronse tres unidades diferentes de topografía craterizada, en base ás súas densidades de cráteres, as ct1 e ct2, conteñen numerosos cráteres con diámetros de 10–20 km pero que difiren no grao de deformación e degradación, o cp está composto por chairas con poucos cráteres. Esta subdivisión dos terreos de cráteres en base a densidade de cráteres (e, polo tanto, en base a idade das superficies) suxire que a superficie de Encélado foi remodelada durante múltiples etapas.

As observacións máis recentes da Cassini deron unha visión máis de preto dos tipos de terreo tc2 e cp. Estas observacións de alta resolución, coma da diapositiva 6, revelan que moitos dos cráteres de Enceladus están fortemente deformados a través do relaxación viscosa e da fracturación.Turtle, E. P.; et al.; Enceladus, Curiouser and Curiouser: Observations by Cassini's Imaging Science Subsystem , Cassini CHARM Teleconference, 28 de abril de 2005. A relaxación viscosa permite que a gravidade, en escalas de tempo xeolóxicas, deforme os cráteres e outras características topográficas formadas con xeo de auga, reducindo a cantidade de topografía ó longo do tempo. A velocidade e incidencia deste fenómeno depende da temperatura do xeo: un xeo máis morno é máis fácil de deformar cun máis frío e ríxido. Os cráteres que se teñen relaxado adoitan ter chans abovedados, ou son recoñecidos como cráteres só por unha elevación do terreo e o seu bordo circular (ver no centro, xusto por baixo do terminador da diapositiva 6). Dunyazad, o gran cráter que se pode ver na diapositiva 8, á esquerda do centro da parte superior da imaxe, é un excelente exemplo dun cráter deformado pola relaxación viscosa en Encélado, cun chan en forma de cúpula moi acentuado. Ademais, moitos cráteres en Encélado foron moi modificados por fracturas tectónicas. O cráter de 10 km de ancho á dereita do centro inferior da diapositiva 8 é un excelente exemplo: fracturas finas, de varios centos de metros a un quilómetro de ancho, que alteraron acentuadamente o bordo e o chan do cráter. Até agora, case todos os cráteres en Encélado, fotografados pola Cassini en terreos tipo ct2 amosan signos de deformación tectónica.

 Fenómenos tectónicos 
A Voyager 2 atopou varios tipos de accidentes xeolóxicos en Encélado, incluíndo depresións, escarpas, e cintos de sucos e cordilleiras. Resultados recentes achegados pola sonda Cassini indican que a tectonismo é o estilo de deformación dominante en Encélado. Un dos tipos máis rechamantes de accidente xeolóxico de Encélado de orixe tectónico son as fendas. Estes canons pode ter de ata 200 km de lonxitude, de 5 a 10 km de ancho e un quilómetro de profundidade. A diapositiva 7 amosa unha típica gran fractura de Encélado que corta transversalmente outro terreo máis vello deformado tectonicamente. Outro exemplo pode ser visto correndo ó longo da parte inferior da diapositiva 8. Tales características semellan relativamente novas, xa que atravesan outras características tectónicas e teñen un relevo topográfico agudo con prominentes afloramentos ó longo dos cantís.
miniatura|left|260px|Diapositiva 7: Vista de Encélado semellante a da superficie de Europa, coas fendas e fracturas de Labtayt Sulci no centro e as Ebony (esquerda) e Cufa dorsa cara a abaixo a esquerda; imaxe da Cassini tomada o 17 de febreiro do 2005.miniatura|left|Diapositiva 8: Vista da superficie de Encélado en falsas cores feita pola sonda Cassini, onde se pode ve-los varios graos de degradación dos cráteres e doutros accidentes xeolóxicos. O cráter Dunyazad está arriba de todo; e a Misr Sulci corre ó longo da parte inferior da imaxe.miniatura|Diapositiva 9: Mosaico de gran resolución da superficie de Encélado, onde se pode ve-los varios graos de degradación dos cráteres e doutros accidentes xeolóxicos. A Misr (arriba) e Al-Yaman sulci corren horizontalmente na esquina superior dereita.

Outra evidencia das forzas tectónicas en Encélado son os terreos con sucos, composto por bandas de cordilleiras e cristas curvilíneas, e sucos. Estas bandas, descubertas por primeira vez pola Voyager 2, frecuentemente separando chairas suaves das rexións craterizadas. Exemplos deste tipo de terreo pódense ver nas diapositivas 6 e 10 (neste último caso, pódese observa-la Samarcanda Sulci). Terreos con sucos coma nos que está a Samarcanda Sulci son unha reminiscencia do terreo cheo de sucos de Ganímedes. Con todo, ó contrario do que se pode observar en Ganímedes, a topografía dos sucos de Encélado é xeralmente moito máis complexa. Máis que conxuntos de sucos paralelos, estas bandas aparecen moitas veces aliñadas de xeito caótico. Noutras zonas, estas bandas semellan curvarse cara a arriba con fracturas e sucos que discorren lonxitudinalmente ó longo das bandas. As observacións da Cassini de Samarcanda Sulci revelaron unhas manchas escuras bastante intrigantes (de 125 a 750 m de anchura), que parece correr paralelas ás fracturas estreitas. Actualmente, eses puntos son interpretados coma covas colapsadas dentro desas bandas de cristas e cordilleiras.

Ademais das fracturas profundas e das bandas de sucos, Encélado ten outros tipos de terreo de orixe tectónica. A diapositiva 9 amosa os xogos de fracturas estreitas (aínda que de varios centos de metros de ancho) que foron descubertas por primeira vez pola sonda Cassini. Moitas destas fracturas aparecen en bandas que cortan a través dos terreos craterizados. Estas fracturas parecen introducirse só a poucos centos de metros na codia. Moitas parecen estar influenciadas durante a súa formación polo feble regolito producido polos cráteres de impacto, cambiando moitas veces a dirección da propagación da fractura.Barnash, A. N.; et al.; (2006); Interactions Between Impact Craters and Tectonic Fractures on Enceladus , Bulletin of the American Astronomical Society, Vol. 38, No. 3, presentation no. 24.06

Outro exemplo de características tectónicas en Encélado son os sucos lineais atopados por primeira vez pola Voyager 2 e vistos cunha resolución moito maior pola Cassini. Exemplos de sucos lineais podémolos atopar na parte inferior esquerda da diapositiva de enriba e na diapositiva 10 (esquina inferior esquerda), correndo de norte a sur dende a parte superior central antes de virar cara ó suroeste. Estes sucos lineais pódense ver cortando outros tipos de terreo, coma os sucos ou as bandas de cordilleiras e cristas. Coma as fendas profundas, parecen estar entre as características máis novas de Encélado. Con todo, algúns sucos lineais parecen estar suavizados coma os cráteres dos arredores, o que suxire unha idade máis avanzada. Tamén se observaron dorsais en Encélado, aínda que sen comparación co que se pode ver en Europa. Varios exemplos poden ser vistos na parte inferior esquerda da diapositiva 7. Estes sucos son relativamente limitados en extensión e poden chegar a ter ata un quilómetro de altura, de feito tamén se observaron cumios cunha altura dun quilómetro. Dado o nivel atopado de remodelado tectónico da superficie de Encélado, está claro que as forzas tectónicas foron un importante factor na xeoloxía desta lúa pequena ó longo de gran parte da súa historia.

 Chairas suaves 
miniatura|upright|Diapositiva 10: A Samarkand Sulci (vertical, á dereita do centro), cunha porción de Sarandib Planitia á súa dereita; Daryabar Fossa corre cara a arriba e cara a dereita dende a parte inferior da imaxe.

Dúas chairas suaves foron observadas tamén pola Voyager 2. Estas chairas normalmente teñen un relevo baixo e teñen moito menos cráteres que os terreos craterizados e as chairas comúns, indicando unha idade da superficie relativamente nova. Nunha destas rexións planas e lisas, Sarandib Planitia, non había cráteres de impacto visibles dentro do límite de resolución. Outra rexión de chairas suaves ó suroeste de Sarandib, está atravesada por varias fendas e escarpas. A Cassini dende entón puido observar esas rexións de chairas suaves, coma Sarandib Planitia e Diyar Planitia cunha resolución moito maior. As imaxes da Cassini amosan estas rexións planas e lisas cubertas de sucos de baixorrelevo e fracturas. Estes accidentes xeolóxicos son interpretados como o resultado da deformación de corte. A imaxes de alta resolución de Sarandib Planitia revelaron unha serie de pequenos cráteres de impacto, que permiten unha estimación da idade de superficie, que iría de 170 millóns de anos ou 3.700 millóns de anos, en función da poboación de meteoros caídos.

A cobertura ampliada da superficie proporcionada pola Cassini permitiu a identificación doutras rexións de chairas suaves, especialmente no hemisferio vangarda de Encélado (o lado de Encélado que afronta a dirección do movemento da lúa ó redor de Saturno). Máis que estar cuberta de cristas de baixorrelevo, esta rexión está cuberta de numerosos conxuntos cruzados de fendas e cristas, semellante á deformación vista na rexión do polo sur. Esta área está no lado oposto do satélite respecto de Sarandib e Diyar Planitiae, suxerindo que a colocación destas rexións está influenciada polas mareas gravitatorias de Saturno sobre Encélado.

 Rexión do polo sur 
miniatura|upright|Diapositiva 11: Mosaico en falsas cores de Encélado tomado pola sonda Cassini-Huygens o 14 de xullo do 2005. Amosa a rexión do polo sur, onde se poden apreciar un grupo de cristas e fracturas.

Imaxes tomadas pola Cassini durante o sobrevoo 14 de xullo do 2005, revelaron unha rexión moi particular, tectonicamente deformada arredor do polo sur de Encélado. Esta área, que vai dende o extremo do polo sur ata os 60° de latitude sur, está cuberta de fracturas e sucos de orixe tectónica.Enceladus in False Color . Consultado o 22 de marzo do 2006. A área ten poucos cráteres de impacto de tamaño considerable, o que suxire que é a superficie máis nova de Encélado ou de calquera dos satélites xeados de tamaño medio; os modelos da taxa de cráteres suxiren que algunhas rexións do polo sur teñen, posiblemente, 500 mil anos ou son incluso máis recentes. Preto do centro deste terreo están catro fracturas limitadas en ámbolos dous lados por cordilleiras, oficialmente chamado de "Listas de Tigre". Estas fracturas parecen se-las características topográficas máis recentes desta rexión e están rodeadas por unha cor verde-menta (en cores falsas), o xeo de auga de granulación grosa, pode ser visto por todo lados dentro da superficie dos afloramentos e paredes das fracturas. Aquí o xeo "azul" está sobre unha superficie plana, o que indica que a rexión é o suficiente nova para non estar cuberta por xeo de auga de granulación fina procedente do Anel E. Os resultados do espectrómetro (VIMS) no infravermello e nas frecuencia de luz visible suxiren que o material de cor verde ó redor das listas de tigre é quimicamente distinto do resto da superficie de Encélado. O VIMS detectou xeo de auga cristalino nas tiras (listas), o que suxire que son moi novas (probablemente menos de 1.000 anos de idade) ou que o xeo da superficie foi modificado termicamente nun pasado recente.Cassini Finds Enceladus Tiger Stripes are Really Cubs , 30 de agosto do 2005. Consultado o 29 de maio do 2006. O VIMS tamén detectou compostos orgánicos simples nas raias de tigre, química non atopada en ningún outro lugar do satélite ata o momento.

Unha desas áreas de xeo azul do polo sur foi observada cunha gran resolución durante o sobrevoo de 14 de xullo, revelando unha área de extrema deformación e con terreos en forma de bloques, algunha destas áreas estaban tamén cubertas con penedos e rochedos de entre 10 a 100 metros de ancho.Boulder-Strewn Surface . Consultado o 22 de marzo do 2006.

miniatura|upright|Mapa do polo sur de Encélado (ata os 65º de latitude sur. 2007)

A fronteira da rexión polar sur está marcada por un patrón de paralelo, con sucos e vales en forma de Y e V. A forma, a orientación e localización destas características indican que son causadas por cambios na forma global de Encélado. Dende o 2006, hai dúas teorías para explicalo que podería provocar tales cambios na forma. En primeiro lugar, a órbita de Encélado podería ter migrado cara ó interior (dende o propio artigo: "a ausencia de calquera mecanismo plausible para o aumento achatamento"), levando a un aumento na velocidade de rotación de Encélado. Tal cambio tería conducido a un achatamento do eixe de rotación de Encélado. A outra teoría suxire que unha masa de material de baixa densidade quente en proceso de subida dende o interior de Encélado levou a un cambio na posición actual do terreo do polo sur, de latitudes medias do sur de Encélado ó polo sur da lúa, que é onde está actualmente. Consecuentemente, a forma elipsoide de Encélado teríase axustado para coincidir coa nova orientación. Unha das consecuencias da teoría do achatamento axial é que ambas as rexións polares deben ter historias deformación tectónica semellantes. Con todo, a rexión polar norte está densamente craterizada, e ten unha superficie cunha idade moito máis antiga cá do polo sur. Variacións de espesor na litosfera de Encélado serían unha das explicacións desta discrepancia. As variacións no grosor da litosfera serían corroboradas pola correlación entre as descontinuidades en forma de Y e as cúspides en forma de V ó longo da beira dos terreos do polo sur terreo e da idade relativa da superficie das rexións polares adxacentes a estes terreos do polo sur. As descontinuidades en forma de Y, e as fracturas de tensión con dirección norte-sur, indicarían que están co-relacionadas con terreo máis novo que ten litosferas presumiblemente máis finas. As cúspides en forma de V son adxacentes a terreos máis antigos, máis cheos de cráteres.

 Atmosfera 
Os primeiros sobrevoos da Cassini sobre Encélado revelaron que ten unha atmosfera significativa en comparación coas outras lúas de Saturno, exceptuado Titán. A fonte da atmosfera podería ser volcánica, a través de geysers ou gases que escapen da superficie ou do interior da lúa. A atmosfera de Encélado está composta por un 91% de vapor de auga, 4% de nitróxeno, 3,2% de dióxido de carbono, e 1,7% de metano.

 Criovulcanismo 
miniatura|Diapositiva 12: Plumas no limbo de Encélado que alimentan ó anel E. Semellan emanar das listas de tigre que están preto do polo sur. (Vista tomada dende a sonda Cassini)
miniatura|Diapositiva 13: Mapa térmico (no interior do cadro branco) do terreo activo de fracturas, usando lonxitudes de onda de 12 e 16 micrómetros, superpoñéndose á imaxe feita no espectro visible. Unha das 4 fracturas só se pode ver parcialmente (dereita).
miniatura|Vista da Cassini con iluminación de fondo das plumas do polo sur de Encélado, fotografía tomada dende unha distancia de 190.000 km.

Tralos encontros Voyager con Encélado a principios de 1980, os científicos postularon que a lúa podía estar xeoloxicamente activa baseándose na súa superficie nova e moi refractiva, e na súa localización preto do centro do anel E. En base a conexión entre Encélado e o anel E, pensábase que Encélado era a fonte de material do anel E, quizais por medio da expulsión do vapor de auga do interior do Encélado. Con todo, as Voyagers fallaron no seu intento de ofrecer probas concluíntes de que Encélado estaba activo.

No 2005 e grazas ós datos dunha serie de instrumentos da nave espacial Cassini, foi descuberto o criovulcanismo, onde é a auga e outros compostos volátiles os que erupcionan, no canto de rochas de silicatos. O primeiro avistamento da Cassini dunha nube de partículas de xeo por enriba do polo sur de Encélado foi realizado en xaneiro e en febreiro do 2005, aínda que a posibilidade de que a nube fose un erro da cámara paralizou un anuncio oficial. Os datos do magnetómetro obtidos durante o 17 de febreiro do 2005 proporcionaron un indicio de que a nube podía ser real cando se atoparon evidencias dunha atmosfera en Encélado. O magnetómetro observou un aumento das ondas ciclotrónicas iónicas preto de Encélado. Estas ondas prodúcense pola interacción entre partículas ionizadas e campos magnéticos, e a frecuencia das ondas pode ser utilizada para identifica-la composición, neste caso o ionizado vapor de auga. Durante os dous seguintes encontros, o equipo a cargo do magnetómetro determinou que os gases na atmosfera de Encélado estaban concentrados sobre a rexión do polo sur, cunha densidade atmosférica que minguaba moito ó irse afastando do polo. O espectrógrafo ultravioleta (UVIS) confirmou este resultado, observando dúas ocultacións estelares durante os encontros do 17 de febreiro e 14 de xullo. Ó contrario que o magnetómetro, o UVIS non puido detectar unha atmosfera sobre Encélado durante o encontro de febreiro, cando estaba buscando unha evidencia dunha atmosfera sobre a rexión ecuatorial, pero si que detectou vapor de auga durante unha ocultación sobre a rexión do polo sur durante o seu encontro de xullo.

Por sorte, a Cassini voou a través desta nube de gas durante o encontro do 14 de xullo, permitindo que instrumentos coma o espectrómetro de masa (INMS) e o analizador de po cósmico (CDA) puidesen facer unha análise in situ da pluma. INMS mediu a composición da nube de gas, detectando principalmente vapor de auga, así como compoñentes menores coma o nitróxeno molecular, metano e dióxido de carbono. O CDA "detectou un grande aumento no número de partículas nas proximidades de Encélado", confirmando que o satélite é a fonte primaria do anel E. Análise dos datos INMS e do CDA suxiren que a nube de gas a través da cal voou a Cassini durante o encontro xullo, e observou dende a distancia co seu magnetómetro e co UVIS, era unha pluma criovolcánica rica en auga, procedentes das fendas e fracturas próximas ó polo sur.NASA's Cassini Images Reveal Spectacular Evidence of an Active Moon , 6 de decembro do 2005. Consultado o 22 de marzo do 2006.

A confirmación visual da expulsión de gases chegou en novembro do 2005, cando a ISS (un instrumento de imaxes da Cassini) fotografou chorros semellantes a géiseres constituídos por partículas de xeo que se elevaban dende a rexión do polo sur da lúa  (Como dito enriba, a pluma foi fotografada antes, en xaneiro e febreiro de 2005, pero estudos adicionais da resposta da cámara en ángulos altos de fase, cando o sol está case detrás de Encélado, e comparación con imaxes equivalentes de ángulos altos de fase tomadas a outros satélites de Saturno, fixéronse necesarios antes de que este fenómeno puidese ser confirmado).Spray Above Enceladus . Consultado o 22 de marzo do 2005. As imaxes captadas en novembro do 2005 amosaron a fina estrutura da pluma, revelando numerosos chorros (quizais a emisión de moitas bocas distintas) dentro dunha nube maior e máis difusa que se estende ata uns 500 km da superficie, facendo de Encélado o cuarto corpo do Sistema Solar onde se confirmou a existencia de actividade volcánica, xunto coa Terra, a lúa Tritón de Neptuno e a lúa Ío de Xúpiter. O UVIS da Cassini observou máis tarde chorros de gas que coinciden cos chorros de po vistos polo instrumento ISS durante un encontro non programado con Encélado en outubro do 2007.

Adquiríronse observacións complementarias durante un sobrevoo que tivo lugar o día 12 de marzo do 2008. Os datos deste sobrevoo revelaron a presenza de compoñentes químicos adicionais na pluma, incluíndo hidrocarburos simples e complexos, coma o propano, o etano e o acetileno.Cassini Tastes Organic Material at Saturn's Geyser Moon , 26 de marzo do 2008. Consultado o 26 de marzo do 2008. Esta constatación aumenta aínda máis as posibilidades da existencia de vida baixo a superficie de Encélado.A Perspective on Life on Enceladus: A World of Possibilities , 26 de marzo do 2008. Consultado o 15 de setembro do 2011. A composición da pluma de Encélado que foi medida polo instrumento INMS da Cassini é semellante á observada na maioría dos cometas.

 O paradoxo de Mimas–Encélado 
Mimas, é o satélite máis interior entre as lúas esféricas de Saturno e é a seguinte lúa cara ao interior (de Saturno) respecto da propia Encélado, Mimas está xeoloxicamente morta, a pesar de que experimenta unhas mareas gravitatorias máis fortes que Encélado. Este aparente paradoxo pode ser explicado por modelos de quecemento producidos polas mareas gravitatorias que prognostican un estado térmico de baixa enerxía para Mimas, pero un estado térmico alto, de alta enerxía para Encélado, a pesar de Encélado está máis afastado de Saturno cá Mimas.

 Antes do descubrimento do amoníaco 
A análise conxunta de imaxes, espectrometría de masas, e dos datos da magnetosfera suxire que as plumas observadas no polo sur emanan de cámaras subterráneas presurizadas, semellantes ós geysers da Terra. Xa que os instrumentos INMS ou Uvis non atoparon amoníaco no material expulsado, o cal podería actuar como un anticonxelante, facendo as veces dunha cámara presurizada e quente que consistiría en auga líquida case pura, cunha temperatura de polo menos 270 K (-3 °C), coma ilustra a diapositiva 14. A auga pura precisaría máis enerxía para ser derretida con fontes coma as mareas gravitatorias ou da desintegración dos isótopos radioactivos que cunha mestura de auga-amoníaco. Outro método posible para xerar unha pluma é a sublimación de xeo máis quente da superficie. Durante o sobrevoo do 14 de xullo de 2005, o espectrómetro infravermello (CIRS) atopou unha zona quente preto do polo sur. Temperaturas atopadas nesta zona eran de 85-90 K, con pequenas zonas con temperaturas tan altas coma os 157 K (-116 °C), quente de máis para ser explicado polo quecemento solar, o que indica que partes da rexión do polo sur son quentadas a partir do interior de Encélado. O xeo a esas temperaturas está o suficiente quente coma para sublimar a un ritmo moito máis rápido có xeo de debaixo da superficie, e así xeraría unha pluma. Esta hipótese é atractiva, xa que a capas por debaixo da superficie que quentan o xeo superficial, poderían ser unha mestura de amoníaco-auga cunhas temperaturas moi baixas, do redor dos 170 K (-103 °C) e, polo tanto non se precisaría demasiada enerxía para produci-la actividade pluma. Con todo, a abundancia de partículas na nube do polo sur favorece o modelo "geysers fríos", en contraposición ó modelo da sublimación do xeo.

Alternativamente, Kieffer et al. (no 2006) suxeriron que os geysers de Encélado se orixinan a pola presenza de clatratos de hidratos, onde o dióxido de carbono, metano e nitróxeno son liberados cando son expostos ó baleiro do espazo polas fracturas activas. Esta hipótese non esixiría a gran cantidade de calor necesaria para fundi-lo xeo auga, coma esixe o modelo de "geysers fríos", e podería explica-la falta de amoníaco.


 Descubrimento de amoníaco 
En xullo do 2009 foi anunciado que se descubrira amoníaco durante os sobrevoos de xullo e outubro da sonda Cassini 

 Estrutura interna 
miniatura|Diapositiva 15: Modelo do interior de Encélado baseado nos recentes descubrimentos da Cassinis. O núcleo interno de silicatos estaría representado pola cor marrón, mentres co manto exterior de xeos ricos en auga estaría representado pola cor branca. As cores amarela e vermella representarían un diapiro proposto para o polo sur da lúa.
Antes da chegada da sonda Cassini, coñecíase relativamente pouco acerca da estrutura interna de Encélado. Con todo, os resultados dos sobrevoos recentes sobre Encélado feitos pola sonda Cassini proporcionaron información moi importante para construílos modelos da estrutura interna de Encélado. Esta información inclúe unha mellor determinación da masa e forma elipsoidal tri-axial da lúa, así coma, observacións de alta resolución da superficie, e unha nova percepción sobre a xeoquímica de Encélado.

As estimacións de masa baseadas nos datos do programa Voyager suxerían que Encélado estaba composto case por completo de xeo de auga. Con todo, a partir dos efectos da gravidade de Encélado sobre a sonda Cassini, determinouse que a súa masa é moito maior do que se pensaba, dando unha densidade de 1,61 g/cm³. Esta densidade é maior cás densidades doutros satélites xeados de tamaño medio de Saturno, indicando que Encélado contén unha porcentaxe maior de silicatos e ferro. Con material adicional alén de xeo de auga, o interior de Encélado podería, comparativamente, ter experimentado máis quecemento procedente da desintegración de elementos radioactivos.

Castillo et al., no ano 2005, suxeriu que Iapeto, e os outros satélites xeados de Saturno, teríanse formado de xeito relativamente rápido despois da formación da sub-nebulosa de Saturno, polo tanto, eran ricos en radioisótopos de vida curta.Castillo, J. C.; et al.; (2005); 26Al in the Saturnian System – New Interior Models for the Saturnian satellites , Eos Transactions AGU, Vol. 82, No. 52 (Fall Meeting Supplement), abstract P32A-01 Estes radioisótopos, coma o aluminio-26 e ferro-60, teñen unha vida media curta e producirían un quecemento de xeito relativamente rápido. Sen unha variedade de isótopos de curta duración, os isótopos de larga vida de Encélado non serían suficientes coma para evitar a rápida conxelación do interior, mesmo coa fracción comparativamente alta de rocha maciza de Encélado, dado o tamaño pequeno da lúa.Castillo, J. C.; et al.; (2006); A New Understanding of the Internal Evolution of Saturnian Icy Satellites from Cassini Observations, 37th Annual Lunar and Planetary Science Conference, Abstract 2200 Dada a fracción relativamente alta de masa de rochas de Encélado, o reforzo proposto con 26Al e 60Fe teríase dado nun corpo con diferenciación planetaria, cun manto de xeo e un núcleo rochoso. Posteriormente a radioactividade e o quecemento por mor das mareas gravitatorias puideron facer que a temperatura do núcleo se elevase ata os 1.000 K, o suficiente para derrete-lo interior do manto. Con todo, para que Encélado poida seguir estando activo, parte do núcleo debe estar fundido, formando cámaras de magma que se flexionan baixo a tensión de mareas gravitatorias de Saturno. O quecemento debido as mareas gravitatorias, así coma a resonancia orbital con Dione ou a libración, poderían ter sostido eses puntos quentes no núcleo ata o presente, o cal mantería a actividade xeolóxica actual.Matson, D. L.; et al.; (2006); Enceladus's Interior and Geysers – Possibility for Hydrothermal Geometry and N2 Production, 37th Annual Lunar and Planetary Science Conference, abstract 2219

Ademais da súa masa e da súa xeoquímica, os investigadores tamén examinaron a forma da Encélado para probar se o satélite está internamente diferenciado ou non. Porco et al. no ano 2006, usaron as medicións do limbo para determinar que forma de Encélado, supoñendo que está en equilibrio hidrostático, é consistente cun interior non diferenciado, en contradición coas evidencias xeolóxicas e xeoquímicas. Con todo, a forma actual tamén soporta a posibilidade de que Encélado non estea en equilibrio hidrostático, e puido ter rotado máis rápido nalgún momento no pasado recente (cun interior diferenciado).

 Un posible océano de auga 
A finais do ano 2008, os científicos observaron vapor de auga saíndo a chorros da superficie de Encélado, e máis tarde descubriríase que este vapor deixaba un rastro ata Saturno.ESA (2011). Enceladus rains water onto Saturn. http://www.esa.int/esaCP/SEMNGHFTFQG_index_0.html Isto podería indicar a presenza de auga líquida, e por conseguinte este feito outorgaríalle a Encélado unha pequena posibilidade para albergar vida.Plumes from Saturn's Moon May Contain Water Seth Borenstein, AP Science Writer, 11/26/08. Candice Hansen, un científico do Jet Propulsion Lab da NASA, lidera un equipo de investigación sobre as plumas despois de que descubriran que estas plumas se movían a ~2.189 k/s. Xa que a esa velocidade é difícil discernir que líquidos están implicados, decidiron que era mellor investiga-las composicións das plumas.

Finalmente, descubriuse que, o 6% da partículas do anel E conteñen aproximadamente un 0,5-2% da súa masa en de sales de sodio, o cal é unha cantidade significativa. Nas partes das plumas que están a rentes de Encélado, a fracción de partículas "salgadas" aumenta a 70% en número e a proporción da súa de masa en sales pode acada-lo 99% en masa. Estas partículas presuntamente son coma un spray conxelado procedentes dun océano salgado subterráneo. Por outra banda, as pequenas partículas de pobres en sal fórmanse por nucleación homoxénea directamente dende a fase gasosa. As fontes de partículas salgadas están uniformemente distribuídas ó longo da Listas de Tigre, mentres cás fontes de partículas "frescas" están moi relacionadas cos chorros de gas de alta velocidade. As partículas "salgadas" móvense lentamente e a meirande parte volve caer de volta á superficie, mentres cás rápidas partículas "frescas" élles máis fácil acada-lo anel E, explicando así a súa pobre en composición en sales.

A composición salgada das plumas suxire con moita forza que a súa fonte é un océano salgado baixo a superficie ou cavernas baixo a superficie cheas de auga salgada.Ocean Hidden Inside Saturn's Moon Space.com, 24-06-2009. As alternativas coma a hipótese da sublimación por clatratos non poderían explicar coma se forman as partículas salgadas. Ademais, a Cassini tamén atopou trazas de compoñentes orgánicos nalgúns grans de po.ESA (2011). Cassini samples the icy spray of Enceladus' water plumes. http://www.esa.int/esaSC/SEMSZ2037PG_index_0.html Grazas a este posible océano subterráneo, Encélado converteuse nun candidato a albergar vida extraterrestre.

A presenza de auga líquida implica que baixo a codia existe unha fonte de calor interno. Actualmente pénsase que esa fonte é unha combinación da desintegración radioactiva e da fricción provocada polas mareas gravitatorias, xa que as mareas gravitatorias por si soas non son suficiente explicación para o quecemento interno. Por exemplo, Mimas, outra da lúas de Saturno, que está máis cerca do planeta e que ten moita máis excentricidade orbital, o cal fai que estea exposta a forzas gravitatorias moito máis grandes cás de Encélado, e aínda así a súa superficie vella e cuarteada indica que a lúa está xeoloxicamente morta.

 Notas 

 Véxase tamén 

 Outros artigos 
 Saturno
 Titán
 Europa
 Tritón
 Ahmad

 Ligazóns externas 
 Visión interactiva de Encélado
 Enceladus Profileat NASA's Solar System Exploration site 
 Calvin Hamilton's Enceladus page 
 Enceladus page at The Nine8 Planets 
 The Planetary Society: Enceladus information 
 Cassini Mission Enceladus Page. Contains catalog of released Cassini Images of Enceladus 
 CHARM: Cassini–Huygens Analysis and Results from the Mission page, contains presentations on recent Enceladus results 
 Paul Schenk's 3D images and flyover videos of Enceladus and other outer solar system satellites 
 Cassini images of Enceladus  
 Images of Enceladus at JPL's Planetary Photojournal 
 Movie of Enceladus's rotation from the National Oceanic and Atmospheric Administration 
 Enceladus global  and polar  basemaps (febreiro 2010) from Cassini images 
 Enceladus atlas (maio de 2010) from Cassini images  
 Enceladus nomenclature and Enceladus map with feature names from the USGS planetary nomenclature page