Bugün öğrendim ki: Satürn'ün altıncı büyük uydusu Enceladus'un çoğunlukla taze, temiz buzla kaplı olması, onu Güneş Sistemi'ndeki en yansıtıcı gövde yapar. Saniyede yaklaşık 200 kilogram su buharı ve diğer katı maddeleri dışarı atar. Bu maddelerin çoğu Satürn'ün E halkasının yapımını sağlar.
Satürn'ün doğal uydusu
Enceladus, Satürn'ün altıncı en büyük uydusudur ve Güneş Sistemi'ndeki 18. en büyük uydudur. Çapı yaklaşık 500 kilometre olup, Satürn'ün en büyük uydusu Titan'ın yaklaşık onda biri kadardır. Yüzeyi çoğunlukla yeni ve temiz buzla kaplı olduğu için Güneş Sistemi'nin en yansıtıcı cisimlerinden biridir. Bunun sonucu olarak, öğle vakti yüzey sıcaklığı sadece -198°C'ye (75.1 K) ulaşır; bu da ışığı emici bir cisminkinden çok daha soğuktur. Küçük boyutuna rağmen, Enceladus'un yüzeyinde eski, yoğun kraterli bölgelerden genç, tektonik olarak deforme olmuş arazilere kadar çeşitli yüzey özellikleri bulunur.
Enceladus, 28 Ağustos 1789'da William Herschel tarafından keşfedildi; ancak, 1980 ve 1981'de iki Voyager uzay aracı, Voyager 1 ve Voyager 2, Satürn'ün yakınından geçene kadar hakkında çok az şey biliniyordu. 2005'te Cassini uzay aracı, Enceladus'un yüzeyini ve çevresini daha ayrıntılı olarak incelemek üzere birden fazla yakın geçiş yaptı. Özellikle Cassini, güney kutup bölgesinden su zengini püskürmeler çıkardığını keşfetti. Güney kutbuna yakın kriosuvolkanlar, su buharı, moleküler hidrojen, diğer uçucu maddeler ve sodyum klorür kristalleri ve buz parçacıkları gibi katı maddeler içeren jeyser benzeri püskürmeler yayıyor; bu miktar saniyede yaklaşık 200 kilogramdır. 100'den fazla jeyser tespit edildi. Su buharının bir kısmı "kar" olarak geri düşer; geri kalanı kaçarak Satürn'ün E halkasını oluşturan malzemelerin çoğunu sağlar. NASA bilim insanlarına göre, püskürmeler kuyruklu yıldızlarınkine benzer bir bileşime sahiptir. 2014'te NASA, Cassini'nin güney kutup bölgesi altında yaklaşık 10 kilometre kalınlığında büyük bir sıvı su okyanusu bulduğuna dair kanıtlar bulduğunu bildirdi. Enceladus'un yer altı okyanusunun varlığı daha sonra matematiksel olarak modellendi ve tekrarlandı.
Aktif kriospatlamaların gözlemleri, dışarıya çıkan iç ısı ve güney kutup bölgesindeki çok az (varsa) darbe krateri, Enceladus'un jeolojik olarak aktif olduğunu göstermektedir. Dev gezegenlerin geniş sistemlerindeki diğer birçok uydu gibi, Enceladus da yörünge rezonansına katılır. Dione ile olan rezonansı yörünge eksantrikliğini arttırır, bu da gelgit kuvvetleri tarafından dengelenir, içini gelgitsel olarak ısıtır ve jeolojik aktiviteyi yönlendirir.
Cassini, Enceladus'un püskürmeleri üzerinde kimyasal analizler yaptı ve muhtemelen karmaşık kimyayı yönlendiren hidrotermal aktiviteye dair kanıtlar buldu. Cassini verilerine yönelik devam eden araştırmalar, Enceladus'un hidrotermal ortamının Dünya'daki hidrotermal vent organizmalarından bazılarının yaşanabilir olabileceğini ve püskürmelerde bulunan metanın bu organizmalar tarafından üretilebileceğini ortaya koymaktadır.
Keşif
Enceladus, William Herschel tarafından 28 Ağustos 1789'da, o sırada dünyanın en büyük teleskobu olan yeni 1,2 metrelik (47 inç) 40 metrelik teleskopunu kullanırken keşfedildi. Görünür zayıf büyüklüğü (HV = +11.7) ve çok daha parlak Satürn ve Satürn halkalarına yakınlığı, Enceladus'u daha küçük teleskoplarla Dünya'dan gözlemlemek için zorlaştırmaktadır. Uzay Çağı'ndan önce keşfedilen Satürn uydularından birçoğu gibi, Enceladus ilk olarak Dünya, halka düzleminde bulunurken, Satürn'ün ekinoks döneminde gözlemlenmiştir. Bu zamanlarda, halkalardan gelen parıltı azalması, uyduları gözlemlemeyi kolaylaştırır. Voyager görevlerinden önce Enceladus'un görünümü Herschel tarafından ilk gözlemlenen noktadan çok az gelişme göstermişti. Sadece yörünge özellikleri, kütlesi, yoğunluğu ve albedo tahminleri biliniyordu.
Adlandırma
Enceladus, Yunan mitolojisindeki dev Enceladus'tan adını almıştır. Ad, Herschel'in oğlu John Herschel tarafından 1847 tarihli "Cape of Good Hope'te Yapılan Gökbilimsel Gözlemlerin Sonuçları" adlı yayında önerilmiştir. Saturn'un Yunan mitolojisindeki adı Cronus'tur, Titanların lideridir.
Enceladus'taki jeolojik özellikler, Uluslararası Astronomi Birliği (IAU) tarafından, Richard Francis Burton'ın 1885 tarihli "Binbir Gece Masalları" çevirisindeki karakter ve yerlerden adlandırılmıştır. Darbe kraterleri karakterlere, fossae (uzun, dar çukurlar), dorsa (sırtlar), planitiae (ovalar), sulci (uzun paralel oluklar) ve rupes (kayalıklar) gibi diğer özellik tipleri ise yerlere göre adlandırılmıştır. IAU, Enceladus'ta 85 özelliği resmen adlandırdı; sonuncusu, önceden Samaria Fossa olarak adlandırılan Samaria Rupes'tir.
Şekil ve boyut
Enceladus, nispeten küçük bir buz ve kaya uydudur. Şekli, Cassini'nin ISS (Görüntüleme Bilim Alt Sistemi) cihazı tarafından alınan görüntülerden hesaplanan elipsoiddir; alt ve karşı Satürn kutupları arasındaki çapı 513 km, ön ve arka yarımküreler arasındaki çapı 503 km, kuzey ve güney kutupları arasındaki çapı 497 km'dir.
Enceladus, Dünya Ayının yedide birine denk gelen bir çapa sahiptir. Satürn uyduları arasında, Titan (5.150 km), Rhea (1.530 km), Iapetus (1.440 km), Dione (1.120 km) ve Tethys (1.050 km) sonra, hem kütle hem de boyut açısından altıncı sırada yer almaktadır.
Yörünge ve dönme
Enceladus, Dione, Tethys ve Mimas ile birlikte Satürn'ün önemli iç uydularından biridir. Satürn'ün merkezinden 238.000 km (148.000 mil) ve bulut tepelerinden 180.000 km (110.000 mil) uzaklıkta, Mimas ve Tethys yörüngeleri arasında yörüngede döner. Satürn etrafındaki bir turunu 32,9 saatte tamamlar; bu da bir gözlem gecesinde hareketinin gözlemlenmesini sağlar. Enceladus, Dione ile 2:1 ortalama hareket yörünge rezonansında bulunmaktadır; Dione'nin bir turu için Satürn etrafında iki tur tamamlar.
Bu rezonans, Enceladus'un yörünge eksantrikliğini (0,0047) korur; bu da zorlanmış eksantriklik olarak bilinir. Sıfır olmayan bu eksantriklik, Enceladus'un gelgitsel deformasyonuna yol açar. Bu deformasyondan kaynaklanan ısı dağılımı, Enceladus'un jeolojik aktivitesi için ana ısı kaynağıdır. Enceladus, Satürn'ün ana halkalarının en dışındaki en yoğun E halkası içinde döner ve halkadaki malzemelerin ana kaynağıdır.
Satürn'ün diğer büyük uydularının çoğu gibi, Enceladus da yörünge periyoduyla senkron olarak döner ve bir yüzünü Satürn'e doğru tutar. Dünya Ayı'nın aksine, Enceladus'un kendi dönüş ekseni etrafındaki salınımı 1,5 dereceden fazla görünmemektedir. Ancak, Enceladus'un şeklinin analizi, bir noktada 1:4 zorlamalı ikincil dönüş-yörünge salınımında olduğunu göstermektedir. Bu salınım, Enceladus'a ek bir ısı kaynağı sağlayabilirdi.
E Halkası'nın Kaynağı
Enceladus'un kuyrukları, bileşimi kuyruklu yıldızlara benzer; Satürn'ün E halkasındaki malzemelerin kaynağı oldukları gösterilmiştir. E halkası, Satürn'ün (ince Phoebe halkası hariç) en geniş ve en dış halkasıdır. Mimas ve Titan yörüngeleri arasında dağılmış, son derece geniş ancak dağınık mikroskobik buz veya toz malzemeden oluşan bir diske sahiptir.
Matematiksel modeller, E halkasının kararsız olduğunu ve ömrünün 10.000 ile 1.000.000 yıl arasında olduğunu göstermektedir; bu nedenle onu oluşturan parçacıklar sürekli olarak yenilenmelidir. Enceladus, halkanın en dar ancak en yoğun noktasında yörüngede dönmektedir. 1980'lerde bazı gökbilimciler Enceladus'un halkanın parçacıkları için ana kaynağı olduğundan şüpheleniyordu. Bu hipotez, 2005'teki Cassini'nin ilk iki yakın geçişi ile doğrulandı.
Kozmik Toz Analizörü (CDA), "Enceladus yakınında parçacık sayısında büyük bir artış tespit etti"; bu da onu E halkası için birincil kaynak olarak doğruladı. CDA ve INMS verilerinin analizi, Cassini'nin Temmuz karşılaşmasında geçtiği gaz bulutunun aslında güney kutbuna yakın ventlerden kaynaklanan su zengini bir kriospatlama olduğunu ve manyetometresi ve UVIS ile uzaktan gözlemlendiğini göstermektedir.
Kasım 2005 görüntülerinde, Enceladus'un güney kutup bölgesinden yükselen buz parçacıklarının jeyser benzeri püskürmeleri gösterildi. (Püskürme daha önce, Ocak ve Şubat 2005'te görüntülenmiş olsa da, bunun doğrulanabilmesi için, kameranın yüksek faz açılarında (Güneş neredeyse Enceladus'un arkasındayken) tepkisinin ek çalışmaları ve diğer Satürn uyduları üzerinde yapılan benzer yüksek faz açılı görüntülerle karşılaştırılması gerekiyordu.)
Jeoloji
Yüzey Özellikleri
Voyager 2, Enceladus'un yüzeyini ayrıntılı olarak gözlemleyen ilk uzay aracıydı; Ağustos 1981'de. Elde edilen en yüksek çözünürlüklü görüntülerin incelenmesi, en az beş farklı araziden oluşan alanı ortaya çıkardı; bunlar kraterli araziler, pürüzsüz (genç) araziler ve sıklıkla pürüzsüz alanların sınırlarında bulunan sırtlı arazilerdi. Geniş çizgisel çatlaklar ve uçurumlar gözlemlendi. Pürüzsüz ovalarda nispeten az krater gözlemlenmesine dayanarak, bu bölgeler muhtemelen birkaç yüz milyon yıldan daha gençtir.
Sonuç olarak, Enceladus'un yüzeyi "su volkanizması" veya yüzeyi yenileyen diğer süreçlerle yakın zamanda aktif olması gerekiyordu. Yüzeyinin çoğunluğunu oluşturan taze, temiz buz, Enceladus'u Güneş Sistemi'ndeki en yansıtıcı cisim haline getirir, görünür geometrik albedo 1,38'e ve bolometrik Bond albedo 0,81±0,04'e sahiptir. Bu kadar fazla güneş ışığını yansıtması nedeniyle, yüzeyi ortalama öğle sıcaklığı -198°C (-324°F) olur, bu da diğer Satürn uydularından biraz daha soğuktur.
17, 9 Mart ve 14 Temmuz 2005'te gerçekleşen üç geçiş sırasında yapılan gözlemler, Enceladus'un yüzey özelliklerini Voyager 2 gözlemlerinden çok daha fazla ayrıntıyla ortaya koydu. Voyager 2'nin gözlemlediği pürüzsüz ovalar, nispeten kratersiz, sayısız küçük sırt ve uçurumla dolu alanlara ayrıldı. Eski, kraterli arazilerde birçok kırık bulundu; bu da yüzeyin kraterler oluştuktan sonra geniş bir deformasyona uğradığını göstermektedir.
Bazı alanlarda krater yoktur, bu da jeolojik olarak yakın geçmişte büyük yüzey yenilenme olaylarının meydana geldiğini göstermektedir. Çatlaklar, ovalar, oluklu araziler ve diğer kabuk deformasyonları vardır. Voyager araçlarının hiçbiri tarafından iyi görüntülenmemiş bölgelerde, özellikle güney kutbuna yakın tuhaf arazilerde, genç arazilerden oluşan birkaç ek bölge daha keşfedildi. Bütün bunlar, Enceladus'un iç kısmının bugün bile sıvı olduğunu göstermektedir, ancak uzun zaman önce donmuş olması gerekiyordu.
Darbe kraterleri
Darbe kraterleşmesi, birçok Güneş Sistemi cismi üzerinde yaygın bir olaydır. Enceladus yüzeyinin büyük bir kısmı, çeşitli yoğunluk ve bozulma seviyelerinde kraterlerle kaplıdır. Krater yoğunluğuna (ve dolayısıyla yüzey yaşına) göre kraterli arazilerin bu alt bölümlenmesi, Enceladus'un birden fazla aşamada yeniden yüzeylendirildiğini göstermektedir.
Cassini gözlemleri, krater dağılımı ve boyutuna çok daha yakından baktı ve Enceladus kraterlerinin çoğunun viskoz gevşeme ve kırılma yoluyla ağır bir şekilde bozulduğunu gösterdi. Viskoz gevşeme, jeolojik zaman ölçeklerinde, yer çekiminin su buzunda oluşan krater ve diğer topografik özelliklere deformasyon yapmasına izin verir ve zamanla topografyanın miktarını azaltır. Bunun meydana gelme hızı, buzun sıcaklığına bağlıdır: daha sıcak buz, daha soğuk ve sert buza göre daha kolay deforme olur. Viskoz gevşemeye uğramış kraterler genellikle kubbeli tabanlara sahiptir veya sadece yükseltilmiş, dairesel bir kenar ile krater olarak kabul edilir. Dunyazad krateri, Enceladus'taki viskoz gevşemeye uğramış bir kraterin seçkin örneğidir, belirgin bir kubbeli tabana sahiptir.
Tektonik özellikler
Voyager 2, Enceladus'ta oluklar, uçurumlar ve oluk ve sırt kuşakları dahil olmak üzere çeşitli tektonik özellikler buldu. Cassini'den elde edilen sonuçlar, Enceladus'taki deformasyonun tektonizmanın baskın modu olduğunu göstermektedir; burada yarıklar, kaydedilen daha çarpıcı tektonik özelliklerden biridir. Bu kanyonlar 200 km uzunluğa, 5-10 km genişliğe ve 1 km derinliğe kadar ulaşabilir. Bu tür özellikler, diğer tektonik özelliklerden geçtikleri ve uçurum yüzlerinde belirgin çıkıntılarla keskin topografik kabartıya sahip oldukları için jeolojik olarak yenidir.
Enceladus'taki tektonizmin kanıtı ayrıca oluklu arazilerden de elde edilir; bunlar, eğrisel oluk ve sırt şeritlerinden oluşur. Voyager 2 tarafından ilk olarak keşfedilen bu şeritler genellikle pürüzsüz ovaları kraterli bölgelerden ayırır. Samarkand Sulci gibi oluklu araziler, Ganymede'deki oluklu arazilere benzemektedir. Ganymede'de görülenlerden farklı olarak, Enceladus'taki oluklu topografya genellikle daha karmaşıktır. Bunlar, genellikle birbirine paralel oluk kümeleri değil, kaba hizalanmış, yelpaze şeklindeki özellikler şeklindedir.
Diğer bölgelerde, bu şeritler, özelliğin boyu boyunca uzanan çatlaklar ve sırtlar ile yukarı doğru kıvrılır. Samarkand Sulci'nin Cassini gözlemleri, dar çatlaklara paralel konumlanmış koyu noktalar (125 ve 750 m genişliğinde) ortaya çıkarmıştır. Şu anda, bu lekeler, bu sırtlı düzlüklere ait çöküntü çukurları olarak yorumlanmaktadır.
Derin çatlaklar ve oluklu şeritlere ek olarak, Enceladus'ta başka tektonik araziler de bulunur. Bu çatlakların çoğu, kraterli arazilerden geçen şeritlerde bulunur. Bu çatlaklar, muhtemelen kabuğa yalnızca birkaç yüz metre nüfuz eder. Çoğu, muhtemelen oluşumları sırasında darbe kraterleri tarafından üretilen zayıflamış regoliitten etkilenmiştir; bu, genellikle yayılan çatlakların yönünü değiştirir.
Enceladus'taki başka bir tektonik özellik örneği, Voyager 2 tarafından ilk kez bulunan ve Cassini tarafından çok daha yüksek çözünürlükte görülen doğrusal oluklar. Bu doğrusal oluklar, oluk ve sırt şeritleri gibi diğer arazilerden geçerek görülebilir. Derin yarıklar gibi, bunlar Enceladus'taki en genç özellikler arasındadır. Bununla birlikte, bazı doğrusal oluklar, yakındaki kraterler gibi yumuşatılmıştır; bu da daha yaşlı olduklarını göstermektedir. Enceladus'ta sırtlar da gözlemlenmiştir, ancak Europa'da görülenlerin neredeyse hiçbirinde görülmemiştir. Bu sırtlar, kapsamları açısından nispeten sınırlıdır ve yüksekliği bir kilometreye kadar ulaşmaktadır. Bir kilometre yüksekliğinde kubbeler de gözlemlenmiştir. Enceladus'ta görülen yüzey yenilenme düzeyi göz önüne alındığında, tektonik hareketin jeolojik tarih boyunca jeoloji üzerinde önemli bir rol oynadığı açıktır.
Pürüzsüz ovalar
Voyager 2, iki pürüzsüz ovalı bölgeyi gözlemlemiştir. Genellikle alçak kabartıya sahiptirler ve kraterli arazilerden çok daha az kratera sahiptirler; bu da nispeten genç bir yüzey yaşını gösterir. Sarandib Planitia adlı pürüzsüz ovalı bir bölgede çözünürlük sınırına kadar hiçbir darbe krateri görünmemiştir. Sarandib'in güneybatısında yer alan başka bir pürüzsüz ovalı bölge, birkaç oluk ve uçurumla çaprazlanmıştır. Cassini, o zamandan beri Sarandib Planitia ve Diyar Planitia gibi bu pürüzsüz ovalı bölgeleri çok daha yüksek çözünürlükte incelemiştir. Cassini görüntüleri, muhtemelen kayma deformasyonundan kaynaklanan alçak sırtlar ve çatlaklarla dolu olduğunu göstermektedir. Sarandib Planitia'nın yüksek çözünürlüklü görüntüleri, yüzey yaşının tahmin edilmesine olanak tanıyan bazı küçük darbe kraterlerini ortaya çıkarmıştır; bu tahminler, varsayılan çarpan popülasyonuna bağlı olarak 170 milyon yıl veya 3,7 milyar yıl olabilir.
Cassini tarafından sağlanan genişletilmiş yüzey örtüsü, özellikle Enceladus'un ön yarımküresi (Satürn etrafındaki yörüngesi sırasında hareket yönüne bakan Enceladus'un tarafı) üzerinde ek pürüzsüz ovalı bölgelerin tanımlanmasını sağlamıştır. Bu bölge, alçak kabartı sırtlarıyla kaplı olmak yerine, güney kutup bölgesinde görülen deformasyona benzer sayısız çaprazlanan oluk ve sırt setleriyle kaplıdır. Bu alan, Sarandib ve Diyar Planitiae'nin karşı tarafında bulunur, bu da bu bölgelerin yerleşiminin Satürn'ün Enceladus üzerindeki gelgitlerinden etkilendiğini göstermektedir.
Güney kutup bölgesi
14 Temmuz 2005'teki Cassini geçişi sırasında alınan görüntüler, Enceladus'un güney kutbunu çevreleyen ayırt edici, tektonik olarak deforme olmuş bir bölgeyi ortaya çıkardı. Bu alan, 60° güney enlemine kadar kuzeye uzanır ve tektonik çatlaklar ve sırtlarla kaplıdır. Alanın az sayıda önemli darbe krateri vardır; bu da Enceladus'ta ve orta boyutlu buzlu uydularda en genç yüzeyi olduğunu gösterir. Kraterleme oranının modellenmesi, güney kutup arazisinin bazı bölgelerinin muhtemelen 500.000 yıldan daha genç olduğunu göstermektedir.
Bu arazinin merkezine yakın, gayri resmi olarak "kaplan çizgileri" olarak adlandırılan dört sırtla çevrili dört kırık bulunur. Bu bölgelerdeki en genç özellikler gibi görünmekte olup, yüzeydeki başka yerlerde dışarı çıkıntılar ve çatlak duvarları içinde görülen mint yeşili renkli (sahte renkli, UV-yeşil-yakın IR görüntülerinde) ince taneli su buzuyla çevrilidir. Burada "mavi" buz, düz bir yüzey üzerinde bulunur; bu da bölgenin E halkasından ince taneli su buzuyla kaplanmamış kadar genç olduğunu gösterir.
Görsel ve kızılötesi haritalama spektrometresi (VIMS) aracından gelen sonuçlar, kaplan çizgilerini çevreleyen yeşil renkli maddenin Enceladus yüzeyinin geri kalanından kimyasal olarak farklı olduğunu göstermektedir. VIMS, çizgilerde kristal su buzu tespit etti; bu, çizgilerin oldukça genç (muhtemelen 1.000 yıldan az) olduğunu veya yüzey buzunun son zamanlarda termal olarak değiştirildiğini gösteriyor. VIMS, ayrıca kaplan çizgilerinde, şimdiye kadar Enceladus'ta başka yerde bulunmayan basit organik (karbon içeren) bileşikler de tespit etti.
Güney kutup bölgesindeki bu "mavi" buz alanlarından biri, 14 Temmuz 2005'teki geçiş sırasında yüksek çözünürlükte gözlemlendi ve yaklaşık 10-100 m çapında kaya parçacıklarıyla kaplı, aşırı tektonik deformasyon ve blok arazili bir alanı ortaya çıkardı.
Güney kutup bölgesinin sınırı, paralel Y ve V şeklindeki sırtlar ve vadilerden oluşan bir desene sahiptir. Bu özelliklerin şekli, yönü ve konumu, Enceladus'un genel şeklindeki değişikliklerden kaynaklandıklarını göstermektedir. 2006 yılı itibariyle, bu şekil değişikliğine neden olabilecek iki teori vardı: Enceladus'un yörüngesinin içe doğru hareket etmiş olması ve bu da Enceladus'un dönüş hızının artmasına yol açmış olabilir. Bu değişim daha basık bir şekle yol açabilirdi; veya Enceladus'un iç kısmında sıcak, düşük yoğunluklu maddenin yükselişi, Enceladus'un güney orta enlemlerinden güney kutbuna mevcut güney kutup arazisinin yer değiştirmesine yol açmış olabilir. Sonuç olarak, uydunun elips şekli yeni yöne uygun hale gelecektir. Kutup düzleşme hipotezinin bir sorunu, her iki kutup bölgesinin de benzer tektonik deformasyon öykülerine sahip olmasıdır. Ancak, kuzey kutup bölgesi yoğun bir şekilde kraterli olup, güney kutbuna kıyasla çok daha eski bir yüzey yaşına sahiptir. Enceladus litosferinin kalınlıktaki farklılıkları, bu farklılığın bir açıklamasıdır. Litosfer kalınlığındaki farklılıklar, Y şeklindeki kesiklerin güney kutup arazisi kenarındaki V şeklindeki çentikler ve bitişik olmayan güney kutup arazisinin göreceli yüzey yaşları arasındaki ilişki ile desteklenmektedir. Y şeklindeki kesikler ve bunların içine açılan kuzey-güney yönlü gerilme çatlakları, muhtemelen daha ince litosferlere sahip daha genç arazilerle ilişkilidir. V şeklindeki çentikler, daha eski ve daha yoğun kraterli arazilerin yanında bulunur.
Güney kutup püskürmeleri
1980'lerin başında Voyager karşılaşmalarından sonra, bilim adamları, genç, yansıtıcı yüzeyi ve E halkasının çekirdeğine yakınlığı nedeniyle Enceladus'un jeolojik olarak aktif olduğunu öne sürdüler. Enceladus ile E halkası arasındaki bağlantıya dayanarak, bilim insanları, belki de su buharının püskürtülmesi yoluyla, Enceladus'un E halkasındaki malzemelerin kaynağı olduğunu düşündüler. Ocak ve Şubat 2005'te alınan Görüntüleme Bilim Alt Sistemi (ISS) görüntüleri, Enceladus'un güney kutbu üzerinde buz parçacıklarının bir püskürmesinin ilk Cassini görünümünü sağladı; ancak bir kamera artefaktı olasılığı, resmi bir açıklama yapmayı geciktirdi.
17 Şubat 2005'teki karşılaşma sırasında manyetometre cihazından elde edilen veriler, gezegensel bir atmosfer için kanıtlar sağladı. Manyetometre, nötr gazın yerel iyonizasyonuyla uyumlu bir manyetik alan sapması veya "sarılması" gözlemledi. Sonraki iki karşılaşmada, manyetometre ekibi, Enceladus atmosferindeki gazların güney kutup bölgesi üzerinde yoğunlaştığını, kutuptan uzak bölgelerde atmosfer yoğunluğunun çok daha düşük olduğunu belirledi. Manyetometreden farklı olarak, morötesi görüntüleme spektrografı, Şubat karşılaşmasında ekvator bölgesi üzerinde baktığında Enceladus'un üzerindeki bir atmosferi tespit edemedi, ancak Temmuz karşılaşmasında güney kutup bölgesi üzerindeki geçiş sırasında su buharını tespit etti. Cassini, bu gaz bulutundan birkaç karşılaşmada geçti; bu da iyon ve nötr kütle spektrometresi (INMS) ve kozmik toz analizörü (CDA) gibi cihazların püskürmeyi doğrudan örnekleyebilmesini sağladı. (Bkz. 'Bileşim' bölümü.) Kasım 2005 görüntülerinde, püskürmenin ince yapısı gösterildi; yüzeyden yaklaşık 500 km (310 mil) uzanan daha büyük, soluk bir bileşen içindeki sayısız jeyseri (belki de çok sayıda farklı ventten çıkan) ortaya çıkardı. Parçacıkların toplam hızı 1,25 ± 0,1 kilometre / saniyedir (2.800 ± 220 mil / saat) ve maksimum hızı 3,40 km / s'dir (7.600 mil / saat). Cassini'nin UVIS'i daha sonra, Ekim 2007'deki Enceladus ile hedeflenmeyen bir karşılaşma sırasında, ISS tarafından gözlemlenen toz jeyserleriyle eşleşen gaz jeyseri gözlemledi.
Görüntüleme, kütle spektrometresi ve manyetosfer verilerinin birleşik analizi, gözlemlenen güney kutup püskürmesinin, Dünya'daki jeyserler veya fumarol benzeri, basınçlı yeraltı odalarından kaynaklandığını göstermektedir. Fumarol, düzenli veya aralıklı emisyonun jeyserlerin bir özelliği olması nedeniyle daha yakın bir analojidir. Enceladus'un püskürmeleri, birkaç faktör dahilinde sürekli olarak gözlendi. Patlamaları tetikleyen ve sürdüren mekanizmanın gelgitsel ısı olduğu düşünülüyor.
Güney kutup jeyserlerinin püskürme yoğunluğu, Enceladus'un yörüngedeki konumuna göre önemli ölçüde değişmektedir. Enceladus, apoapsis (yörüngesinde Satürn'den en uzak nokta) durumundayken, periapsis (yörüngedeki Satürn'e en yakın nokta) durumundayken yaklaşık dört kat daha parlaktır. Bu, güney kutup çatlaklarının periapsis yakınlarında sıkışarak kapanması ve apoapsis yakınlarında gerilerek açılması öngörülen jeofizik hesaplamalarıyla tutarlıdır. Çift yönlü atışlı tektonizma, bu bölgelerdeki jeyser aktivitesini düzenleyerek kaplan çizgileri boyunca değişken (sol ve sağ yanal) gerilme bölgeleri boyunca lokal uzantıyı da tetikleyebilir.
Püskürme aktivitesinin büyük bir kısmı geniş perdeler şeklindedir. Görüş yönü ve yerel kırık geometrilerinin kombinasyonundan kaynaklanan optik yanılsamalar, püskürmeleri daha önce ayrı jeyserler gibi göstermiştir.
Kriospatlamanın gerçekten ne ölçüde gerçekleştiği, bazı tartışmalara konu olmuştur. Enceladus'ta, kriospatlamanın, gelgit gerilimleri nedeniyle çatlakların zaman zaman boşluğa açıldığı ve kapatıldığı suyla dolu çatlaklar nedeniyle gerçekleştiği görülmektedir.
İç yapı
Cassini görevinin öncesinde Enceladus'un iç yapısı hakkında çok az şey biliniyordu. Ancak, Cassini'nin yakın geçişleri Enceladus'un iç yapısına ilişkin modelleri, kütle ve şeklin daha iyi belirlenmesi, yüzeyin yüksek çözünürlükte gözlemlenmesi ve iç yapısına ilişkin yeni bilgiler sağladı.
Voyager programından elde edilen ilk kütle tahminleri, Enceladus'un neredeyse tamamen su buzundan oluştuğunu öne sürdü. Ancak, Enceladus'un Cassini üzerindeki yerçekiminin etkilerine dayanarak, kütlesinin daha önce düşünüldüğünden çok daha fazla olduğu ve yoğunluğunun 1.61 g/cm³ olduğu belirlendi. Bu yoğunluk, Satürn'ün diğer orta büyüklükteki buzlu uydularının yoğunluğundan daha yüksektir ve Enceladus'un daha yüksek bir silikat ve demir yüzdesine sahip olduğunu göstermektedir.
Castillo, Matson ve diğerleri (2005), Iapetus ve Satürn'ün diğer buzlu uydularının, Satürn alt bulutunun oluşumundan nispeten kısa bir süre sonra oluştuğunu ve bu nedenle kısa ömürlü radyonükleidler açısından zengin olduğunu öne sürdü. Bu radyonükleidler, alüminyum-26 ve demir-60 gibi, kısa yarılanma ömürlerine sahiptir ve iç ısıyı nispeten çabuk üretme eğilimindedir. Kısa ömürlü türler olmadan, Enceladus'un uzun ömürlü radyonükleidlerinin tamamı, nispeten yüksek kaya kütlesi oranına rağmen, küçük boyutu göz önüne alındığında, iç kısmın hızlı bir şekilde donmasını engellemeyecekti.
Enceladus'un nispeten yüksek kaya kütlesi oranı, önerilen 26Al ve 60Fe artışıyla, buzlu bir manto ve kaya bir çekirdek içeren bir ayrılmış cisim oluşacaktır. Ardından meydana gelen radyoaktif ve gelgitsel ısı, çekirdeğin sıcaklığını 1.000 K'ye yükseltecekti; bu da iç mantosunun erimesi için yeterlidir. Enceladus hala aktifse, çekirdeğin bir kısmının da erierek Satürn'ün gelgit gerilimlerinin etkisiyle bükülme eğiliminde olan magma odaları oluşturması gerekecektir. O zaman gelgit ısıtma, Dione ile rezonanstan veya salınım nedeniyle bu sıcak noktaları çekirdekte tutacak ve mevcut jeolojik aktiviteyi devam ettirecekti.
Kütlesi ve modellenmiş jeokimyasına ek olarak, araştırmacılar, Enceladus'un ayrılmış olup olmadığını belirlemek için şeklini de incelemişlerdir. Porco, Helfenstein ve diğerleri (2006), sınır ölçümlerini kullanarak, hidrostatik denge varsayılarak şeklinin ayrılmamış bir içlikle tutarlı olduğunu; bu, jeolojik ve jeokimyasal kanıtlarla çelişmektedir. Ancak, mevcut şekil, Enceladus'un hidrostatik dengede olmadığını ve yakın geçmişte daha hızlı döndüğünü de destekliyor (ayrılmış bir iç yapıyla). Cassini tarafından yapılan yerçekimi ölçümleri, çekirdeğin yoğunluğunun düşük olduğunu gösteriyor, bu da çekirdeğin silikatlara ek olarak su içerdiğini gösteriyor.
Yeraltı okyanusu
Enceladus'ta sıvı su kanıtı, 2005 yılında, bilim insanlarının yüzeyinden su buharı içeren püskürmeler gözlemlediklerinde ortaya çıkmaya başladı. Jetler, saniyede 250 kg su buharını uzaya 2.189 km/saate kadar hızla fırlatıyor. Kısa bir süre sonra, 2006 yılında Enceladus püskürmelerinin Satürn'ün E Halkası'nın kaynağı olduğu belirlendi. Tuzlu parçacıkların kaynakları, kaplan çizgileri boyunca eşit şekilde dağılmışken, "temiz" parçacıkların kaynakları yüksek hızlı gaz jetleri ile yakından ilişkilidir. "Tuzlu" parçacıklar daha ağırdır ve çoğunlukla yüzeye geri düşerken, hızlı "temiz" parçacıklar E halkasına kaçar ve halkasının tuzsuz bileşiminin kütlenin %0,5-2'si kadar sodyum tuzlarından oluştuğunu açıklar.
Cassini'nin Aralık 2010 geçişlerinden gelen gravimetrik veriler, Enceladus'un donmuş yüzeyi altında muhtemelen sıvı bir su okyanusuna sahip olduğunu gösterdi; ancak o zamanlar yeraltı okyanusunun güney kutbu ile sınırlı olduğu düşünülüyordu. Okyanusun üst kısmı muhtemelen 30 ila 40 kilometre kalınlığındaki bir buz tabakasının altında bulunmaktadır. Okyanus güney kutbunda 10 kilometre derinlikte olabilir.
Enceladus'un Satürn etrafındaki yörüngesi sırasında "sallanması" (salınım) ölçümleri, tüm buzlu kabuğun kaya çekirdeğinden ayrıldığını ve dolayısıyla yüzeyin altında küresel bir okyanus bulunduğunu göstermektedir. Salınım miktarı (0,120° ± 0,014°) bu küresel okyanusun yaklaşık 26 ila 31 kilometre derinliğinde olduğunu göstermektedir. Karşılaştırma için, Dünya okyanusunun ortalama derinliği 3,7 kilometredir.
Bileşim
Cassini uzay aracı, bileşimini örnekleyip analiz etmek için birkaç kez güney püskürmeleri içinde uçtu. 2019 itibariyle toplanan veriler hala analiz ediliyor ve yorumlanıyor. Püskürmenin tuzlu bileşimi (-Na, -Cl, -CO3) kaynağın tuzlu bir yeraltı okyanusu olduğunu göstermektedir.
INMS cihazı, çoğunlukla su buharı, ayrıca iz miktarda moleküler azot, karbondioksit ve iz miktarda metan, propan, asetilen ve formaldehit gibi basit hidrokarbonlar tespit etti. INMS tarafından ölçülen püskürme bileşimi, çoğu kuyruklu yılda görülenle benzerdir. Cassini ayrıca bazı toz taneciklerinde basit organik bileşikler, benzen (C6H6) gibi daha büyük organik bileşikler