Енцелад (супутник)

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до: навігація, пошук
Енцелад
Enceladus

Enceladus.jpg
Фотографія Енцелада, зроблена 9 березня 2005 року космічним апаратом Кассіні – Гюйгенс.

Дані про відкриття
Дата відкриття 28 серпня 1789
Відкривач(і) Вільям Гершель
Планета Сатурн
Номер II
Орбітальні характеристики
Велика піввісь 237 948 км
Перицентр 236 830 км
Апоцентр 239 066 км[1]
Орбітальний період 1,370218 діб[2]
Ексцентриситет орбіти 0,0047[3]
Нахил орбіти 0,019° до площини екватора планети
Фізичні характеристики
Діаметр 513,2×502,8×496,6 км
Середній радіус 252,1 ± 0,1 км[4]
Маса 1,08022 ± 0,00101×1020 кг[4]
Густина 1,6096 ± 0,0024 г/см³
Прискорення вільного падіння 0,113 м/с²
Друга космічна швидкість 0,239 км/с
Період обертання навколо своєї осі 1,370218 діб
Нахил осі обертання
Альбедо 1,375 ± 0,008[5]
Температура поверхні 32,9 — 145 К[6]
Атмосфера водяна пара — 91%,
азот — 4%,
двоокис вуглецю — 3,2%,
метан — 1,7%[7]
Інші позначення
Сатурн II

Commons-logo.svg Енцелад у Вікісховищі

Енцелад (Сатурн II; лат. Enceladus, грец. Ἐγκέλαδος) — чотирнадцятий за віддаленістю від планети супутник Сатурна. Відкритий В.Гершелем 28 серпня 1789 року. Діаметр 500 км. Радіус орбіти 238 тис. км. Супутник є найсвітлішим небесним тілом Сонячної системи. Енцелад — найбільш геологічно активний супутник Сатурна. На ньому можуть бути водяні вулкани (гейзери), які оновлюють іній на поверхні та слугують джерелом речовини для розрідженого пилового кільця вздовж орбіти супутника. Проте енергетичне джерело цієї вулканічної та геологічної активності невідоме.

Назва[ред.ред. код]

Назва «Енцелад» запропонована Джоном Гершелем на честь гіганта Енкелада з грецької міфології.

Розміри і маса[ред.ред. код]

Порівняння розмірів Землі та Енцелада

Середній діаметр Енцелада — 504,2 км. Це шостий за розмірами і масою супутник Сатурна після Титана (5150 км), Реї (1530 км), Япета (1440 км), Діони (1120 км) і Тефії (1050 км). За ним слідує Мімас (397 км). Ці 7 об'єктів, на відміну від усіх менших супутників Сатурна, мають доволі правильну кулясту форму. Таким чином, Енцелад — один із найменших кулястих супутників Сатурна.

У другому наближенні форма Енцелада описується сплющеним тривісним еліпсоїдом. Його розміри (за даними станції «Кассіні») — 513 км (a) × 503 км (b) × 497 км (c), де a — діаметр вздовж осі, направленої на Сатурн, b — діаметр вздовж дотичної до орбіти, c — відстань між північним і південним полюсом[8].

Орбіта[ред.ред. код]

Вид на північний полюс Сатурна. Показані орбіти декількох супутників; орбіта Енцелада виділена червоним

Енцелад — один із найбільших внутрішніх супутників Сатурна і чотирнадцятий супутник в порядку віддаленості від планети. Його орбіта проходить по найщільнішій частині кільця E — найдальшого кільця Сатурна. Це дуже широке, але дуже розріджене кільце з мікроскопічних частинок льоду або пилу, яке починається біля орбіти Мімаса і закінчується десь біля орбіти Реї.

Орбіта супутника розташовується на відстані 237 378 км від Сатурна і 180 000 км від верхньої границі його хмар, між орбітами Мімаса (меншого супутника) і Тефії (більшого). Енцелад обертається навколо Сатурна за 32,9 години. Наразі Енцелад перебуває в орбітальному резонансі 2:1 з Діоною. Цей резонанс допомагає підтримувати ексцентриситет орбіти Енцелада (0,0047), який призводить до регулярної зміни величини припливних сил і, як наслідок, до припливного нагрівання надр супутника, що забезпечує його геологічну активність[3].

Як і більшість супутників Сатурна, Енцелад обертається навколо нього синхронно до власного руху по орбіті. Таким чином, він постійно обернений до планети однією стороною. На відміну від Місяця, Енцелад не проявляє лібрації навколо власної осі обертання (принаймні, вона не перевищує 1,5°). Тим не менш, форма супутника вказує на те, що колись у нього були лібрації з періодом, у чотири рази більшим від орбітального[3]. Ця лібрація, як і резонанс із Діоною, могли забезпечити Енцелад додатковим джерелом тепла.

Взаємодія з кільцем E[ред.ред. код]

Кільце E — найбільш зовнішнє кільце Сатурна. Воно складається з мікроскопічних частинок льоду або пилу і починається з орбіти Мімаса, закінчуючись біля орбіти Реї, хоча деякі спостереження показують, що воно простягається навіть за орбіту Титана і, таким чином, його ширина — близько 1 000 000 км. Численні математичні моделі показують, що це кільце нестійке і час його життя становить від 10 000 до 1 000 000 років, тому для його існування необхідне постійне поповнення частинками.

Орбіта Енцелада проходить по найщільнішій області цього кільця. Ця область доволі вузька. Тому поповнення кільця речовиною з Енцелада передбачалося ще до польоту «Кассіні». Його дані це підтвердили.

Схема кілець і супутників Сатурна. В найщільнішій частині кільця E видно Енцелад
Кільце E та Енцелад. Кільце добре помітне завдяки освітленню ззаду (Сонце розташовується за 5° від центра знімка)
Енцелад і кільця Сатурна. Знімок зроблений космічним апаратом «Кассіні»[ru] 29 липня 2015 року з відстані близько 1 млн км. Видно гейзери в районі південного полюса супутника

Є два шляхи наповнення кільця E частинками[9]. Перше і, ймовірно, головне джерело частинок — кріовулканічні факели південної полярної області Енцелада. Більшість їхніх викидів падає назад на поверхню супутника, але деякі частинки долають його тяжіння і потрапляють в кільце E, оскільки перша космічна швидкість для Енцелада становить всього 866 км/год. Друге джерело частинок — викиди з поверхні Енцелада при ударах метеоритів. Це справедливо і для інших супутників Сатурна, орбіта яких проходить всередині кільця E.

Поверхня[ред.ред. код]

Північна полярна область Енцелада
Карта поверхні (2011 рік)
Зображення Енцелада на фоні земної поверхні (поряд із Великою Британією) дозволяє оцінити наскільки малим є цей супутник

Перші детальні знімки поверхні Енцелада отримав «Вояджер-2». Дослідження отриманої мозаїки високої роздільності показало, що на супутнику є принаймні п'ять різних типів ландшафту, в тому числі ділянки з кратерами, гладкі області та ребристі ділянки, які часто межують із гладкими[10]. На поверхні мало кратерів і багато своєрідних жолобків. Крім того, там є довгі тріщини[11] та уступи. Ці факти вказують на те, що поверхня Енцелада молода (декілька сотень мільйонів років) і/або нещодавно оновлена. Мабуть, це пов'язано з його кріовулканічною активністю.

Енцелад складається переважно з водяного льоду є має майже білу поверхню з рекордною в Сонячній системі чистотою і відбивною здатністю. Він відбиває майже все світло, що падає на нього: його альбедо Бонда перевищує 99 %[12]. Відповідно, поглинання світла поверхнею дуже мале, і її середня температура опівдні досягає лише −198 °C (дещо холодніше, ніж на інших супутниках Сатурна)[13]. Геометричне альбедо Енцелада дорівнює 1,38[14].

Автоматична станція «Кассіні», що досягла в 2004 році системи Сатурна, виявила фонтани частинок льоду висотою сотні кілометрів, що б'ють із чотирьох тріщин в районі південного полюса Енцелада. Із цих частинок утворюється «слід», що обертається вже навколо самого Сатурна у вигляді кільця. Поки не зовсім зрозуміло, що є джерелом енергії для цієї безпрецедентно сильної для настільки малого супутника вулканічної активності. Ним могла б бути енергія, що виділяється в ході радіоактивного розпаду, однак у водяному фонтані були виявлені пилові частинки та невеликі крижинки. Для того, щоб «закинути» їх на сотні кілометрів угору, потрібно занадто багато енергії. Ймовірно, надра Енцелада «розігрівають» припливні хвилі, однак за сучасними оцінками, їхня енергія на два порядки менша, ніж потрібно. 2010 р. вчені виявили, що це нагрівання могла б пояснити лібрація при русі по орбіті[12].

Температура поверхні — мінус 200 градусів за Цельсієм. Є області з аномально високою температурою (на 20—30 градусів вище). Наявність на Енцеладі таких ділянок та атмосфери, а також молодість поверхні вказує на наявність якогось джерела енергії, що підтримує геологічні процеси на супутнику.

Ландшафт[ред.ред. код]

«Вояджер-2» виявив на поверхні Енцелада декілька типів деталей рельєфу тектонічного походження: жолоби, уступи, а також пояси западин і хребтів[10]. Дослідження «Кассіні» показують, що тектоніка — головний фактор, який формує рельєф Енцелада. Найпомітніші її прояви — рифти, які можуть досягати 200 км у довжину, 5—10 — у ширину і близько кілометра в глибину.

Знімок поверхні Енцелада у псевдокольорах. Видно характерні деталі рельєфу, в тому числі й кратери, які руйнуються. Знімок отриманий «Кассіні» 9 березня 2005 року
Мозаїка поверхні Енцелада з високою роздільністю показує багато розломів і кратерів (переважно давніших, ніж розломи). Знімок «Кассіні», 9 березня 2005 року

Інший прояв тектонічних процесів Енцелада — це смуги криволінійних борозен та гребенів, відкриті «Вояджером-2». Вони часто відділяють гладкі рівнини від кратерованих[10]. Такі ділянки (наприклад, вибоїни Самарканд[ru]), нагадують деякі ділянки Ганімеда, однак на Енцеладі їх рельєф набагато складніший. Ці смуги часто розташовуються не паралельно одна одній, а стикуються під кутом на зразок шеврона. В інших випадках вони припідняті, а вздовж них тягнуться розломи і хребти. «Кассіні» відкрив у вибоїнах Самарканд цікаві темні плями шириною 125 і 750 метрів, які розташовуються приблизно паралельно до вузьких розломів. Ці плями інтерпретуються як провали[15].

Крім глибоких розломів і рельєфних смуг, на Енцеладі є ще декілька типів ландшафту. На зображеннях вище видно комплекс вузьких розломів (по декілька сотень метрів шириною), відкритих космічною станцією «Кассіні». Багато з цих розломів зібрані у смуги, що перетинають кратеровані ділянки. Вглиб вони поширюються, мабуть, лише на декілька сотень метрів. На морфологію розломів, що проходять через кратери, мабуть, вплинули своєрідні властивості зміненої ударом поверхні: всередині кратерів розломи виглядають не так, як ззовні[15][16]. Інший приклад тектонічних структур Енцелада — лінійні западини, вперше виявлені «Вояджером-2», і набагато детальніше зняті станцією «Кассіні». Вони перетинають ділянки різних типів, як, наприклад, заглиблення і пояси хребтів. Це, мабуть, одні з наймолодших деталей рельєфу Енцелада (як і рифти). Але деякі з них (як і розташовані біля них кратери) виглядають згладженими, що вказує на їх великий вік. Є на цьому супутнику і хребти, хоча вони там не так розвинуті, як, наприклад, на Європі. Їхня висота досягає одного кілометра[15]. За поширеністю на Енцеладі тектонічних структур видно, що тектоніка була на ньому важливим геологічним фактором в протягом більшої частини його існування.

Ударні кратери[ред.ред. код]

Напівзруйновані кратери на Енцеладі. Знімок «Кассіні» 17 лютого 2005 року. Знизу зліва направо простягаються вибоїни Хама[ru]; вище видно кратеровані області

Імпактні події — звичайне явище для багатьох об'єктів Сонячної системи. Більша частина Енцелада вкрита кратерами з різною концентрацією і ступенем зруйнованості.

«Кассіні» зробив детальні знімки ряду кратерованих зон. На них видно, що багато кратерів Енцелада сильно деформовано в'язкою релаксацією і розломами[15]. Релаксація поверхні (вирівнювання рельєфних ділянок із часом) відбувається під дією гравітації. Швидкість, з якою це відбувається, залежить від температури: чим теплішим є лід, тим легше він вирівнюється. Кратери з ознаками в'язкої релаксації мають, зазвичай, куполоподібне дно. Іноді їх видно лише завдяки припіднятій кромці. Яскравий приклад сильно релаксованого кратера — Дуніазада[ru]. Крім того, багато кратерів Енцелада перетинаються численними тектонічними розломами.

Гладкі рівнини[ред.ред. код]

Вибоїни Самарканд[ru] на Енцеладі. Знімок «Кассіні» 17 лютого 2005 року. Справа видно північно-західну частину рівнини Сарандіб

Дві гладкі рівнини — Сарандіб[ru] і Діяр[ru] — були відкриті ще «Вояджером-2». Вони мають переважно низький рельєф і дуже слабо кратеровані, що вказує на їхній відносно молодий вік[17]. На знімках рівнини Сарандіб, зроблених «Вояджером-2», ударних кратерів не видно взагалі. На південному-заході від неї є ще одна рівнинна область, яку навхрест перетинають декілька западин і уступів. Пізніше «Кассіні» отримав набагато детальніші знімки цих гладких у першому наближенні областей, і виявилося, що вони перетинаються великою кількістю низьких хребтів і розломів. Наразі вважається, що ці деталі рельєфу виникли через напруження зсуву[15]. На детальних фотографіях рівнини Сарандіб, знятих «Кассіні», видно і невеликі кратери. Вони дозволили оцінити вік рівнини. Його оцінки (в залежності від прийнятого значення швидкості накопичення кратерів) лежать в інтервалі від 170 млн до 3,7 млрд років[3][18].

На знімках «Кассіні», що охоплюють не зняті раніше ділянки поверхні, виявлені нові гладкі рівнини (особливо на ведучій півкулі). Ця область (подібно до південної полярної області) покрита не низькими хребтами, а численними системами жолобів та гірських хребтів. Вона розташовується на стороні супутника, протилежній до рівнин Сарандіб[ru] і Діяр[ru]. Через це вважається, що на розподіл різних типів рельєфу по поверхні Енцелада вплинула припливна дія Сатурна[19].

Південний полярний регіон[ред.ред. код]

Струмені речовини, що б'ють з-під поверхні Енцелада. Знімок «Кассіні»[ru]

Зображення, отримані «Кассіні» при зближенні 14 липня 2005 року, показали своєрідну тектонічно деформовану область, яка розташовується навколо південного полюса Енцелада і досягає 60° південної широти. Вона вкрита розломами і хребтами[3][20]. Там мало великих ударних кратерів, з чого можна зробити висновок, що це наймолодша ділянка поверхні Енцелада (і всіх крижаних супутників середнього розміру). За швидкістю накопичення кратерів вік деяких ділянок цієї області оцінюється в 500 000 років, а можливо, і менше[3]. Неподалік від центру цієї області можна побачити чотири розломи, обмежених з обох боків хребтами. Вони неофіційно називаються «тигровими смугами»[en]. Їхня глибина досягає 500 м, ширина — двох кілометрів, а протяжність — 130 км. 2006 року вони отримали власні назви: вибоїни Александрія[ru], Каїр[ru], Багдад[ru] і Дамаск[ru][21]. Ці розломи, мабуть, — наймолодші деталі приполярної області. Вони оточені відкладами крупнозернистого водяного льоду (який виглядає блідо-зеленим на спектрозональних знімках, отриманих об'єднанням зображень в ультрафіолетовому, зеленому та ближньому інфрачервоному діапазоні). Такий самий лід видно і в інших місцях — у відслоненнях і розломах[20]. Його наявність вказує на те, що область достатньо молода і ще не покрита дрібнозернистим льодом із E-кільця. Результати спектрометрії у видимій та інфрачервоній області показують, що зеленуватий лід у тигрових смугах відрізняється за складом від льоду інших ділянок поверхні Енцелада. Спектрометричне виявлення свіжого кристалічного водяного льоду в смугах вказує на молодість цих ділянок (молодше 1000 років) чи їх недавнє розплавлення[22]. Крім того, в тигрових смугах були знайдені прості органічні сполуки, які більше ніде на поверхні досі не виявлені[23].

Один із таких районів «блакитного» льоду в південній полярній області був знятий з дуже високою роздільністю під час прольоту 14 липня 2005 року. На фотографіях видно дуже сильно деформовані ділянки, місцями покриті глибами розміром 10—100 м[24].

Карта південної полярної області Енцелада (до 65° пд. ш.), зроблена 2007 року

Границя південної полярної області відмічена хребтами і долинами, що утворюють Y- та V-подібні узори або паралельні один одному. Їхня форма, напрямок і розташування вказують на їхнє утворення через зміни форми супутника в цілому. Є два пояснення цих змін. По-перше, якийсь фактор міг зменшити радіус орбіти Енцелада. Через це зменшився і його період обертання навколо Сатурна, що призвело (завдяки припливному захопленню) до прискорення обертання і навколо власної осі. Це викликало сплющування супутника[3]. За іншою версією, із надр Енцелада до поверхні піднялася велика маса теплої речовини, що призвело до зміщення кори відносно надр. Після цього форма еліпсоїда кори змінилася у відповідності до нового положення екватора. Але ці версії передбачають однакові наслідки для обидвох полюсів[3], а фактично північна полярна область супутника сильно відрізняється від південної: вона сильно кратерована і, отже, доволі стара[17]. Можливо, ця відмінність пояснюється різницею товщини кори в цих областях. На існування такої різниці вказує морфологія Y-подібних розривів і V-подібних виступів вздовж краю південної полярної області, а також вік прилеглих ділянок. Y-подібні розриви і розломи, що продовжують ці розриви, які проходять вздовж меридіанів, приурочені до відносно молодих ділянок з ймовірно тонкою корою. V-подібні виступи прилягають до старих областей поверхні[3].

Гейзери[ред.ред. код]

Склад викидів з південної полярної області Енцелада за даними мас-спектрометра INMS, встановленого на АМС «Кассіні»:

Вміст інших сполук виміряти було неможливо через обмеження на молекулярну масу <99.

У березні 2015 року журнал Nature повідомив про виявлення на Енцеладі гарячих гейзерів, викиди яких містять частинки діоксиду кремнію (SiO2)[25].

У травні 2015 року в журналі Geochimica et Cosmochimica Acta вийшла стаття вчених із інституту Карнегі, в якій були опубліковані результати з визначення кислотності рідини, що викидається гейзерами Енцелада. Модель океану, побудована авторами дослідження на основі даних, отриманих зондом Кассіні з допомогою мас-спектрометрів і газоаналізаторів, показує, що в речовині струменів, а, отже, і у водах підповерхневого океану, міститься велика кількість розчиненої кухонної солі та соди. Вони є лужним середовищем, з pH порядку 11—12, сумірним з розчинами аміаку. Схожий склад розчинених речовин мають озеро Моно в Каліфорнії та Магаді в Кенії, в яких мешкають як одноклітинні так і багатоклітинні організми, в тому числі різні рачки[26].

Атмосфера[ред.ред. код]

Атмосфера Енцелада дуже розріджена, але у порівнянні з атмосферами інших невеликих супутників Сатурна — доволі щільна. В ній 91 % становить водяна пара, 4 % — азот, 3,2 % — вуглекислый газ, 1,7 % — метан. Невеликий Енцелад не може утримувати атмосферу власним тяжінням, значить, є постійне джерело її поповнення. Таким джерелом можуть бути потужні гейзери або кріовулкани.

Внутрішня будова[ред.ред. код]

Внутрішня будова Енцелада: модель на основі останніх даних «Кассіні». Коричневим позначено силікатне ядро, білим — мантію, багату водяним льодом. Жовте і червоне — передбачуваний діапір під південним полюсом
Одна з можливих схем кріовулканізму на Енцеладі.

До місії «Кассіні» про Енцелад і його внутрішню будову було відомо відносно мало. Станція допомогла усунути ці проблеми і дала багато інформації, потрібної для моделювання внутрішньої будови Енцелада. Ці дані включають точне визначення маси і форми (параметри тривісного еліпсоїда), знімки поверхні з високою роздільністю і деяку інформацію про геохімію супутника.

Оцінка густини Енцелада за результатами «Вояджерів» вказує на те, що він майже повністю складається з водяного льоду. Але за його гравітаційним впливом на апарат «Кассіні» розраховано, що його густина дорівнює 1,61 г/см³ — більше, ніж у інших крижаних супутників Сатурна середнього розміру. Це вказує на те, що Енцелад містить великий відсоток силікатів і заліза та, ймовірно, його надра відносно сильно нагріваються від розпаду радіоактивних елементів.

Припускають, що Енцелад, як і інші крижані супутники Сатурна, сформувався порівняно швидко і, отже, на початку свого існування був багатий короткоживучими радіонуклідами (такими як алюміній-26 і залізо-60). Їхній розпад міг дати достатньо тепла для диференціації надр супутника на крижану мантію і кам'яне ядро (розпад одних лише довгоживучих радіонуклідів не міг запобігти швидкому замерзанню надр Енцелада через його невеликий розмір, незважаючи на відносно високу частку каменю в його складі). Наступне радіоактивне і припливне нагрівання могли підняти температуру ядра до 1000 К, що достатньо для плавлення внутрішньої мантії. Але для підтримання сучасної геологічної активності Енцелада його ядро також повинно бути в деяких місцях розплавленим. Підтримання високої температури цих ділянок забезпечує припливне нагрівання, яке і є джерелом сучасної геологічної активності супутника.

Щоб виявити, чи диференційовані надра Енцелада, дослідники розглянули не лише геологічні моделі і його масу, але й форму його лімба[ru]. Геологічні та геохімічні дані вказують на наявність диференціації. Але форма супутника узгоджується з її відсутністю (у припущенні, що він перебуває в гідростатичній рівновазі[ru]). Але за спостережуваною формою Енцелада можна припустити й інше: він диференційований, але не перебуває в гідростатичній рівновазі, оскільки в недалекому минулому обертався швидше, ніж зараз.

Дослідження[ред.ред. код]

Апарат Cassini виявив атмосферу на Енцеладі. Маси Енцелада недостатньо, щоби постійно утримувати атмосферу. Це означає, що на поверхні супутника існують джерела молекул. З Енцеладом і до цього були пов'язані вражаючі відкриття, зроблені космічним апаратом НАСА «Кассіні». Так, не зважаючи на слабке гравітаційне поле та малий діаметр (500 км), у Енцелада є своя атмосфера, що складається на 65% з водяної пари, на 20% з молекулярного водню і на 15% з вуглекислого газу. Той факт, що атмосфера Енцелада не випарувалася і не розсіялася в космосі, пояснюють тим, що на поверхні цього супутника йде постійне виділення водяної пари.

Тепер учені НАСА планують повернутися до Енцелада для детального вивчення південного полюсу, з метою визначити, чи не є хімічні процеси, що діють там, процесами зародження органічного життя. У листопаді 2009 року біля Енцелада пролетів "Кассіні". Останній проліт над поверхнею Енцелада на висоті 48 км відбувся 21 грудня 2010 року. [27] Космічний апарат НАСА Кассіні надав вченим перший чіткий доказ того, що супутник Сатурна Енцелад демонструє ознаки сучасної гідротермальної діяльності, яка може нагадувати ту, яку спостерігають у глибоких океанах на Землі. Ця знахідка разом з теорією, що Енцелад містить підземний океан, збільшує можливість того, що на супутнику можуть міститись умови, придатні для живих організмів. Гідротермальна діяльність відбувається, коли морська вода проникає і реагує з кам'янистою корою й виступає як підігрів, мінерально-насиченого розчину, природне явище в земних океанах. Гравітаційні дослідження настійно вказують на наявність 10-км глибини океану під крижаною оболонкою близько від 30 до 40 кілометрів завтовшки[28],[29].

Посилання[ред.ред. код]

  1. Перицентр і апоцентр обчислені за формулами , , де — довжина великої півосі орбіти, ексцентриситет орбіти; значення округлені до кілометрів.
  2. http://exp.arc.nasa.gov/downloads/celestia/data/solarsys.ssc
  3. а б в г д е ж и к Porco C. C. et al. (2006). Cassini Observes the Active South Pole of Enceladus. Science 311 (5766). с. 1393–1401. doi:10.1126/science.1123013. PMID 16527964.  (англ.)
  4. а б Jacobson, R. A.; Antreasian, P. G.; Bordi, J. J.; Criddle, K. E.; et al. (December 2006). The Gravity Field of the Saturnian System from Satellite Observations and Spacecraft Tracking Data. The Astronomical Journal 132. с. 2520–2526. 
  5. Verbiscer, A.; French, R.; Showalter, M.; and Helfenstein, P.; Enceladus: Cosmic Graffiti Artist Caught in the Act, Science, Vol. 315, No. 5813 (February 9, 2007), p. 815
  6. Spencer, J. R.; et al.; (2006); Cassini Encounters Enceladus: Background and the Discovery of a South Polar Hot Spot, Science, Vol. 311, No. 5766, pp. 1401–1405
  7. Waite, J. H.; et al.; (2006); Cassini Ion and Neutral Mass Spectrometer: Enceladus Plume Composition and Structure, Science, Vol. 311, No. 5766, pp. 1419–1422
  8. Планетные системы (рос.)
  9. Spahn F. et al. (2006). Cassini Dust Measurements at Enceladus and Implications for the Origin of the E Ring. Science 311 (5766). с. 1416–1418. Bibcode:2006Sci...311.1416S. doi:10.1126/science.1121375. PMID 16527969.  (англ.)
  10. а б в Rothery, David A. (1999). Satellites of the Outer Planets: Worlds in their own right. Oxford University Press. ISBN 0-19-512555-X.  (англ.)
  11. Cracks on Enceladus Open and Close under Saturn's Pull. NASA. 2007-05-16.  (англ.)
  12. а б Александр Смирнов, Артём Тунцов. Спутник Сатурна дрожит и тает. — Infox.ru, 7.10.2010. (рос.)
  13. Spencer J. R., Pearl J. C., Segura M., Flasar F. M., Mamoutkine A., Romani P., Buratti B. J., Hendri A. R., Spilker L. J., Lopes R. M. C. (2006). Cassini Encounters Enceladus: Background and the Discovery of a South Polar Hot Spot. Science 311 (5766). с. 1401. doi:10.1126/science.1121661. PMID 16527965.  (англ.)
  14. Verbiscer A., French R., Showalter M., Helfenstein P. (2007). Enceladus: Cosmic Graffiti Artist Caught in the Act. Science 315 (5813). с. 815 (supporting online material, table S1). doi:10.1126/science.1134681. PMID 17289992.  (англ.)
  15. а б в г д Turtle, E. P.; et al.; Enceladus, Curiouser and Curiouser: Observations by Cassini's Imaging Science Subsystem, Cassini CHARM Teleconference, 2005-04-28 (англ.)
  16. 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 (англ.)
  17. а б Smith B. A. (1982). A new look at the Saturn system — The Voyager 2 images. Science 215 (4532). с. 504–537. Bibcode:1982Sci...215..504S. doi:10.1126/science.215.4532.504. PMID 17771273.  (англ.)
  18. Єдиний метод визначення абсолютного віку поверхні небесних тіл, з яких немає зразків речовини — розрахунок за концентрацією кратерів. На жаль, швидкість накопичення кратерів на об'єктах зовнішньої Сонячної системи точно не відома. Оцінки віку, виконані за однією і тією ж концентрацією кратерів і різними значеннями швидкості кратерування, сильно відрізняються. Тому для повноти картини надаються обидві оцінки, наведені у Porco et al., 2006.
  19. Nimmo F., Pappalardo, R. T. (2006). Diapir-induced reorientation of Saturn's moon Enceladus. Nature 441 (7093). с. 614–616. Bibcode:2006Natur.441..614N. doi:10.1038/nature04821. PMID 16738654.  (англ.)
  20. а б Enceladus in False Color. Retrieved March 22, 2006. (англ.)
  21. Enceladus Nomenclature: Sulcus, sulci. Gazetteer of Planetary Nomenclature. International Astronomical Union (IAU) Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN). Архів оригіналу за 2013-05-15. Процитовано 2013-05-11.  (англ.)
  22. Cassini Finds Enceladus Tiger Stripes are Really Cubs, 30 August 2005. Retrieved May 11, 2013. (англ.)
  23. Brown R. H. et al. (2006). Composition and Physical Properties of Enceladus's Surface. Science 311 (5766). с. 1425–1428. Bibcode:2006Sci...311.1425B. doi:10.1126/science.1121031. PMID 16527972.  (англ.)
  24. Boulder-Strewn Surface. ciclops.org. Архів оригіналу за 2013-05-15. Процитовано 2013-05-11.  (англ.)
  25. Hsiang-Wen Hsu, Frank Postberg, Yasuhito Sekine, etc. Ongoing hydrothermal activities within Enceladus // Nature. — 2015. — No. 519. — P. 207-210. — DOI:10.1038/nature14262. (англ.)
  26. Океаны на Энцладе назвали перспективными кандидатами на наличие жизни. 08.05.2015.  (рос.)
  27. Кассини пролетел в 48 км от поверхности спутника Сатурна Энцелада, (21 грудня 2010)
  28. Hsiang-Wen Hsu, Frank Postberg, Yasuhito Sekine, Takazo Shibuya, Sascha Kempf, Mihály Horányi, Antal Juhász, Nicolas Altobelli, Katsuhiko Suzuki, Yuka Masaki, Tatsu Kuwatani, Shogo Tachibana, Sin-iti Sirono, Georg Moragas-Klostermeyer, Ralf Srama. Ongoing hydrothermal activities within Enceladus. Nature, 2015; 519 (7542): 207
  29. Alexis Bouquet, Olivier Mousis, J. Hunter Waite, Sylvain Picaud. Possible evidence for a methane source in Enceladus' ocean. Geophysical Research Letters, 2015


Сатурн Це незавершена стаття з астрономії.
Ви можете допомогти проекту, виправивши або дописавши її.