Enceladus (definitivní astronomické označení Saturn II) je šestý největší měsíc planety Saturn. Měsíc má v průměru téměř 500 kilometrů, což je přibližně desetina velikosti největšího měsíce Saturnu, Titanu. Enceladus je z většiny pokryt mladým a relativně čistým ledem, který odráží téměř veškeré sluneční světlo dopadající na jeho povrch. To má za následek extrémně nízkou teplotu povrchu pohybující se okolo -198 °C. I přes jeho malou velikost se na Enceladu nachází celá řada povrchových útvarů od starších oblastí silně posetých impaktními krátery po novější útvary vzniklé v posledních 100 milionech let. Rozsáhlou geologickou aktivitu vyvolávají patrně slapové síly planety Saturn, podobně jako u Jupiterových měsíců Io a Europa, protože vlastní významné zdroje tepla z radioaktivního rozpadu Enceladus s ohledem na svou velikost mít nemůže. Předpokládá se, že k zahřívání přispívá i rezonanční vazba Enceladu s měsícem Dione v poměru 1 : 2, což vyvolává uvnitř obou měsíců dodatečné slapové síly, a spolupůsobit může i měsíc Mimas. Vliv slapových sil by však nestačil k roztavení ledu, proto se vědci domnívají, že nitro Enceladu musí obsahovat i jiné těkavé látky s nízkým bodem varu. Na ledovém povrchu lze rozpoznat nejméně pět různých typů terénů: četné deformace, trhliny a prolákliny, ale jen málo impaktních kráterů, z nichž jsou mnohé přetvořené plastickým tečením povrchových vrstev měsíce. Největší kráter má průměr asi 35 km. Z jejich absence je tak zřejmé, že povrch je relativně mladý.

V roce 2005 vstoupila do systému Saturnu sonda Cassini, která uskutečnila řadu blízkých průletů okolo měsíce Enceladu. To umožnilo spatřit jeho povrch v do té doby nedostupném rozlišení a lépe porozumět podmínkám, které na povrchu panují. Pozorování umožnila objevit mračna vodního ledu vznášející se nad oblastí jižního pólu. Tím došlo k objevení kryovulkanismu vyvrhujícího z více než 100 gejzírů směs vodního ledu, dalších plynných látek a pevných částic včetně krystalků soli, do okolního vesmíru rychlostí kolem 200 kilogramů za sekundu. Část vyvrženého materiálu dopadá ve formě sněhu zpět na povrch, část má dostatečně vysokou rychlost, aby z gravitačního působení měsíce unikla. Uniklé částice dodávají většinu materiálu, ze kterého je tvořen Saturnův prstenec E. Dle výzkumu chemického složení materiálu se zdá, že odpovídá složení komet. Výzkumy navíc ukazují, že se pod povrchem měsíce nachází rozsáhlý oceán tvořený kapalnou vodou.

Aktivita gejzírů společně s únikem vnitřního tepla a velice malým množstvím impaktních kráterů v oblasti jižního pólu naznačují, že Enceladus je i dnes geologicky aktivním tělesem. Podobně jako mnoho dalších měsíců v okolí plynných obrů, i Enceladus je v orbitální rezonanci, konkrétně s měsícem Dione. Tato rezonance pak způsobuje udržování excentricity oběžné dráhy Enceladu a tím působení slapového zahřívání na vnitřek měsíce s následnou geologickou aktivitou na povrchu.

Měsíc objevil 28. srpna 1789 německo-britský astronom William Herschel. Pojmenován byl podle jednoho z Gigantů, Enkelada, kterého zahubila bohyně Pallas Athéna tím, že na něho hodila ostrov Sicílii. Jméno navrhl v roce 1847 objevitelův syn, astronom John Herschel. Až do 80. let 20. století, kdy okolo měsíce proletěla dvojice amerických planetárních sond Voyager, bylo o vzhledu měsíce známo jen málo.

Historie

Objevení Enceladus byl objeven 28. srpna 1789 sirem Fredrickem Williamem Herschelem, během prvního použití jeho nového teleskopu se zrcadlem o šířce 1,22 metru, který tehdy představoval největší teleskop na světě. (reported by ) Jeho zdánlivá magnituda (HV = +11,7) a blízkost k mnohem jasnějšímu Saturnu s prstenci dělala z Enceladu obtížný cíl pro pozorování s využitím menších teleskopů. Podobně jako mnoho jiných Saturnových měsíců objevených před kosmickými lety, i Enceladus byl poprvé pozorován během Saturnovy rovnodennosti, kdy je Země ve stejné rovině s prstenci obklopujícími tuto planetu. V ten moment je totiž měsíce snazší pozorovat, protože prstence jsou téměř neviditelné, čímž klesá z nich vycházející oslnění. Od objevení až po průlet planetárních sond Voyager byly naše znalosti o Enceladu v podstatě stejné. Známa byla pouze jeho oběžná charakteristika a hrubé odhady jeho hmotnosti, hustoty a albeda.

Pojmenování Enceladus je pojmenován po obru Enkeladovi z řecké mytologie. Jméno, podobně jako v případě ostatních prvních sedmi měsíců Saturnu, bylo navrženo synem Williama Herschela Johnem v jeho publikaci z roku 1847 Results of Astronomical Observations made at the Cape of Good Hope.As reported by John Herschel zvolil tato jména, protože Saturn, známý v řecké mytologii jako Kronos, byl vůdcem titánů.

Povrchové útvary na Enceladu jsou pojmenovány Mezinárodní astronomickou unií (IAU) po postavách a místech z překladu knihy Tisíc a jedna noc, který vyhotovil Richard Francis Burton. Impaktní krátery jsou pojmenovány po postavách, zatímco ostatní typy útvarů, jako například dlouhé rovné deprese (tzv. fossae), hřebeny (dorsa), pláně (planitia) či dlouhé rovnoběžné trhliny (sulci), jsou pojmenovány po místech. K roku 2015 bylo na povrchu Enceladu oficiálně pojmenováno 85 povrchových útvarů.

Tvar a velikost Enceladus je relativně malý měsíc tvořený ledem a kamením. Má nepravidelný elipsoidní tvar, v jednom směru má průměr 513 km, mezi polokoulí přivrácenou a odvrácenou k Saturnu pak 503 km a mezi severním a jižním pólem je průměr 497 km. Enceladus tak dosahuje přibližně jedné sedminy velikosti pozemského Měsíce. Jedná se o šestý největší a šestý nejhmotnější měsíc Saturnu.

Oběžná dráha a rotace náhled|Pohled na oběžnou dráhu Enceladu (zvýrazněnou červeně) z oblasti nad severním pólem Saturnu

Enceladus je společně s Dione, Tethysem a Mimasem jedním z velkých vnitřních měsíců Saturnu. Obíhá 238 000 km od středu Saturnu a 180 000 km od vrcholku jeho mračen. Jeho oběžná dráha tak leží mezi měsíci Mimas a Tethys. Enceladus oběhne Saturn jednou za 32,9 hodin, což je dostatečně rychle, aby jeho pohyb byl pozorovatelný během jednoho nočního pozorování. V současnosti je Enceladus v oběžné rezonanci 2:1 s měsícem Dione; Enceladus tak stihne vždy dvakrát oběhnout Saturn než ho jednou oběhne Dione. Tato rezonance má za následek udržování excentricity jeho oběžné dráhy (0,0047). Excentricita oběžné dráhy pak umožňuje přítomnost slapových deformací na Enceladu a s tím spojenou produkci tepla vlivem slapového zahřívání. Předpokládá se, že právě takto produkované teplo je hlavní příčinou geologické aktivity pozorované na povrchu Enceladu. Enceladus obíhá v nejhustší části Saturnova prstence E, nejvzdálenějšího z hlavních Saturnových prstenců, a je současně i hlavním zdrojem materiálu tvořícího tento prstenec. Podobně jako většina Saturnových větších měsíců, rotuje i Enceladus kolem své osy stejně rychle, jako obíhá mateřskou planetu. K Saturnu je tak stále přivrácena jen jedna strana měsíce. Oproti pozemskému Měsíci ale Enceladus nevykazuje významnější známky librace. Nicméně analýza tvaru Enceladu naznačuje, že dříve v historii byl Enceladus ve vynucené sekundární spin-orbitální libraci v poměru 1:4. Tato librace mohla Enceladu poskytovat zdroj tepla navíc.

Zdroj částic Saturnova prstence E Bylo prokázáno, že mračna stoupající z povrchu Enceladu, která mají mimochodem stejné složení jako komety, jsou zdrojem materiálu Saturnova prstence E. Prstenec E je nejširší a nejvzdálenější z prstenců Saturnu (nicméně nutno dodat, že přibližně 100× dále od planety než se nacházejí klasické prstence, existuje ještě extrémně tenký a řídký prstenec, který je pravděpodobně tvořený materiálem vyvrženým z měsíce Phoebe. Ten ale není pozorovatelný klasickými dalekohledy). Prstenec E je tvořen mikroskopickými částicemi ledu a prachu, jež jsou rozprostřeny mezi oběžné dráhy měsíců Mimas a Titan.

Matematické modely ukazují, že prstenec E je v čase nestálý, měl by zaniknout mezi 10 000 až 1 000 000 lety. Částice, které prstenec tvoří, tak musí být neustále doplňovány. Jelikož Enceladus leží uvnitř tohoto prstence (v jeho nejužší, ale na částice nejbohatší části), objevovaly se již od 80. let 20. století úvahy, že by samotný Enceladus mohl být zdrojem těchto částic. Tato hypotéza byla potvrzena během prvních dvou průletů americké planetární sondy Cassini uskutečněných v roce 2005.

náhled|střed|600px|Zatímco na fotografiích vypadají erupce na povrchu Enceladu jako místně ohraničené události, ve skutečnosti se může jednat o rozsáhlé výtrysky podél celé délky trhliny.

Geologie

Útvary na povrchu náhled|vpravo|Pohled na ledový povrch Enceladu První sondou, která spatřila povrch Enceladu, byla v srpnu 1981 americká planetární sonda Voyager 2. Na snímcích ve vysokém rozlišení bylo rozpoznatelné, že povrch měsíce je tvořen nejméně pěti různými typy terénů; jak oblastmi výrazně posetými impaktními krátery, tak i oblastmi hladkými a tedy relativně mladými. Dále se zde nacházela místa protkaná sítí trhlin, která byla často obklopena hladkými oblastmi. Navíc byly pozorovány lineární extenzivní praskliny a srázy. Absence významného počtu impaktních kráterů na hladkých pláních nacházejících se v blízkosti těchto trhlin naznačuje, že tyto oblasti jsou méně než několik stovek miliónů let staré. To znamená, že Enceladus musel být relativně nedávno geologicky aktivním světem, kde například kryovulkanismus či jiné procesy byly schopny významně přetvořit povrch. Obnovení povrchu mělo také za následek, že povrch utváří čerstvý, čistý led, který je schopen odrážet většinu dopadajícího slunečního záření, což z Enceladu činí pravděpodobně nejvíce odrazivé těleso ve sluneční soustavě s vizuálním geometrickým albedem 1,38. (supporting online material, table S1) Kvůli vysoké odrazivosti pak na povrchu měsíce panují extrémně nízké teploty, které se v noci mohou pohybovat až okolo −198 °C. Průměrné teploty na noční straně Enceladu jsou tak nižší, než je tomu u ostatních měsíců Saturnu běžné.

Pozorování pořízená během průletů sondy Cassini ze 17. února, 9. března a 14. července roku 2005 umožnila spatřit povrch Enceladu v mnohem větším detailu, než umožnily sondy Voyager 1 a 2. Hladké pláně pozorované již na fotografiích od sondy Voyager 2 se na detailnějších snímcích ukázaly jako oblasti bez významnějšího množství impaktních kráterů, ale s množstvím hřebenů a srázů. Ve starších oblastech, které byly výrazněji poseté impaktními krátery, bylo rozpoznáno množství trhlin naznačující, že tyto oblasti musely projít výraznou extenzivní deformací poté, co krátery vznikly. V jiných oblastech se nepodařilo objevit žádné impaktní krátery, tyto části povrchu tak musely projít kompletním přetvořením v geologicky nedávné době. Sonda Cassini také umožnila spatřit části povrchu, jež se nepodařilo sondám Voyager vyfotografovat v rozlišení umožňujícím detekovat větší povrchové útvary. Jedním z těchto míst byla i zvláštní oblast v okolí jižního pólu. Všechna tato pozorování naznačovala, že vnitřek Enceladu by mohl být do dnešních dní tekutý i přes to, že takto malé těleso by mělo zcela zmrznout již před dlouhou dobou.

náhled|800px|Barevná globální mapa Enceladu pořízená sondou Cassini, přivrácená polokoule k Saturnu je zachycena napravo

Impaktní krátery Srážky různě velkých těles a s tím spojený vznik impaktních kráterů je na objektech sluneční soustavy běžným jevem. Většina povrchu Enceladu je tak poseta impaktními krátery o různé velikosti a o různém stupni degradace, ale také o různé četnosti výskytu. Rozdílná četnost výskytu impaktních kráterů na povrchu (a tedy rozdílného stáří jeho částí) naznačuje, že Enceladus byl v historii přetvořen několikrát.