Перегляд вихідного коду сторінки Енцелад (супутник)

{{Супутник
 | назва             = Енцелад
 | назва2            = Enceladus
 | зображення        = Enceladus.jpg
 | підпис            = Фотографія Енцелада, зроблена [[9 березня]] [[2005]] року космічним апаратом [[Кассіні – Гюйгенс]].
 | Колір             = #a0ffa0
 | дата              = [[28 серпня]] [[1789]]
 | відкривач         = [[Фрідріх Вільям Гершель|Вільям Гершель]]
 | планета           = [[Сатурн (планета)|Сатурн]]
 | номер             = II
 | велика піввісь    = 237&nbsp;948
 | перицентр         = 236&nbsp;830
 | апоцентр          = 239&nbsp;066
 | ref-apsis         = <ref>Перицентр <math>q</math> і апоцентр <math>Q</math> обчислені за формулами <math>q=a\cdot(1-e)</math>, <math>Q=a\cdot(1+e)</math>, де <math>a</math> — довжина великої півосі орбіти, <math>e</math> — [[ексцентриситет]] орбіти; значення округлені до [[кілометр]]ів.</ref>
 | ексцентриситет    = 0,0047<ref name=Porco/>
 | орбітальний період= 1,370218
 | ref-period        = <ref name=solarsys>{{Cite web |url=http://exp.arc.nasa.gov/downloads/celestia/data/solarsys.ssc |title=Архівована копія |accessdate=27 квітня 2007 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20050309115746/http://exp.arc.nasa.gov/downloads/celestia/data/solarsys.ssc |archivedate=9 березня 2005 |deadurl=yes }}</ref>
 | нахил орбіти      = 0,019
 | діаметр           = 513,2×502,8×496,6
 | ref-diam          = <ref name="Thomas 2006">{{cite journal| author=Thomas, P.C.; Veverka, J.; Helfenstein, P.; Porco, C.; Burns, J.; Denk, T.; Turtle, E. P.; Jacobson, R. A.| title=Shapes of the Saturnian Icy Satellites| journal=37th Annual Lunar and Planetary Science Conference| month=March 13-17| year=2006| url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2006/pdf/1639.pdf}}</ref>
 | радіус            = 252,1 ± 0,1
 | ref-radius        = <ref name="Jacobson 2006">{{cite journal| author=Jacobson, R. A.; Antreasian, P. G.; Bordi, J. J.; Criddle, K. E.; et al.| title=The Gravity Field of the Saturnian System from Satellite Observations and Spacecraft Tracking Data| journal=The Astronomical Journal| month=December| year=2006| volume=132| pages=2520-2526 |bibcode=2006AJ....132.2520J |url=http://iopscience.iop.org/article/10.1086/508812/pdf}}</ref>
 | маса              = 1,08022 ± 0,00101{{e|20}}
 | ref-mass          = <ref name="Jacobson 2006"/>
 | густина           = 1,6096 ± 0,0024
 | прискорення       = 0,113
 | швидкість         = 0,239
 | період обертання  = 1,370218
 | нахил осі         = 0
 | альбедо           = 1,375 ± 0,008 (геометричне)<ref name=Verbiscer_2007/>,<br>0,81 ± 0,04 (Бонда)<ref name=Howett_2010/>
 | температура       = 32,9 — 145
 | ref-temp          = <ref name=Spencer>Spencer, J. R.; ''et al.''; (2006); [http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/311/5766/1401 ''Cassini Encounters Enceladus: Background and the Discovery of a South Polar Hot Spot''], Science, Vol. 311, No. 5766, pp. 1401–1405</ref>
 | атмосфера         = [[вода|водяна]] пара — 91%,<br />[[азот]] — 4%,<br />[[двоокис вуглецю]] — 3,2%,<br />[[метан]] — 1,7%<ref name=Waite>Waite, J. H.; ''et al.''; (2006); [http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/311/5766/1419 ''Cassini Ion and Neutral Mass Spectrometer: Enceladus Plume Composition and Structure''], Science, Vol. 311, No. 5766, pp. 1419–1422</ref>
 | позначення        = Сатурн II
 |}}
{{Otheruses|Енцелад}}
'''Енцелад''' ('''Сатурн II'''; {{lang-la|Enceladus}}, {{lang-el|Ἐγκέλαδος}})&nbsp;— 14-й за віддаленістю від планети [[супутник]] [[Сатурн (планета)|Сатурна]]. Відкритий [[Фрідріх Вільгельм Гершель|Вільямом Гершелем]] [[28 серпня]] [[1789]] року. Діаметр&nbsp;— 500&nbsp;км, радіус орбіти&nbsp;— 238 тис. км. Супутник є найсвітлішим небесним тілом [[Сонячна система|Сонячної системи]]. Енцелад&nbsp;— геологічно найактивніший супутник Сатурна. На ньому можуть бути водяні вулкани ([[гейзер]]и), які оновлюють іній на поверхні та слугують джерелом речовини для розрідженого пилового кільця вздовж орбіти супутника.

== Назва ==
Назва «Енцелад» запропонована сином першовідкривача&nbsp;— [[Джон Гершель|Джоном Гершелем]]&nbsp;— на честь [[Гіганти|гіганта]] [[Енкелад]]а з [[Антична міфологія|грецької міфології]]. Він вибрав цю назву через те, що [[Сатурн (міфологія)|Сатурн]], відомий у [[Давньогрецька міфологія|давньогрецькій міфології]] як [[Кронос]], був ватажком гігантів. Деталям рельєфу Енцелада [[Планетна номенклатура|дають імена]], взяті зі збірки оповідань «[[Тисяча й одна ніч]]»<ref name="NameCategories"/>. [[Метеоритний кратер|Кратери]] називають на честь її персонажів, а інші структури&nbsp;— [[Борозна (планетна номенклатура)|борозни]] (''fossae''), [[Гряда (астрогеологія)|гряди]] (''dorsa''), рівнини (''planitiae'') та «зморшки» (''sulci'')&nbsp;— на честь згадуваних там географічних об'єктів. Станом на лютий 2017&nbsp;року на карті Енцелада фігурує 85 назв<ref name="gazetteer_Enceladus"/>, із яких 22 [[Міжнародний астрономічний союз]] затвердив 1982&nbsp;року, після прольоту двох [[Космічний апарат|КА]] «Вояджер», а інші&nbsp;— починаючи з 2006&nbsp;року, на основі знімків «Кассіні»<ref name="NewNames"/>.

== Розміри та маса ==
[[Файл:Enceladus Earth Comparison at 29 km per px.png|thumb|300px|ліворуч|Порівняння розмірів Землі та Енцелада]]
Середній діаметр Енцелада&nbsp;— 504,2&nbsp;км. Це 6-й за розмірами і масою [[супутники Сатурна|супутник Сатурна]] після [[Титан (супутник)|Титана]] (5150&nbsp;км), [[Рея (супутник)|Реї]] (1530&nbsp;км), [[Япет (супутник)|Япета]] (1440&nbsp;км), [[Діона (супутник)|Діони]] (1120&nbsp;км) і [[Тефія (супутник)|Тефії]] (1050&nbsp;км). За ним слідує [[Мімас (супутник)|Мімас]] (397&nbsp;км). Ці сім об'єктів, на відміну від усіх менших супутників Сатурна, мають доволі правильну кулясту форму. Таким чином, Енцелад&nbsp;— один із найменших кулястих супутників Сатурна.

У другому наближенні форма Енцелада описується сплющеним тривісним [[еліпсоїд]]ом. Його розміри (за даними станції «<nowiki/>[[Кассіні — Гюйгенс|Кассіні]]<nowiki/>»)&nbsp;— 513,2 ± 0,6&nbsp;км ({{mvar|a}}) × 502,8 ± 0,4&nbsp;км ({{mvar|b}}) × 496,6 ± 0,4&nbsp;км ({{mvar|c}}), де {{mvar|a}}&nbsp;— діаметр вздовж осі, направленої на Сатурн, {{mvar|b}}&nbsp;— діаметр вздовж дотичної до орбіти, {{mvar|c}}&nbsp;— відстань між північним і південним полюсом<ref name=Thomas_2010/>.

== Орбіта ==
[[Файл:Enceladus orbit 2.jpg|thumb|справа|200px|Вид на північний полюс Сатурна. Показані орбіти декількох супутників; орбіта Енцелада виділена червоним]]
Енцелад&nbsp;— один із найбільших внутрішніх супутників Сатурна і 14-й супутник у порядку віддаленості від планети. Його орбіта проходить по найщільнішій частині кільця E&nbsp;— найдальшого кільця Сатурна. Це дуже широке, але дуже розріджене кільце з мікроскопічних частинок льоду або пилу, яке починається біля орбіти [[Мімас (супутник)|Мімаса]] і закінчується десь біля орбіти [[Рея (супутник)|Реї]].

Орбіта супутника розташовується на відстані 237&nbsp;378&nbsp;км від Сатурна і 180&nbsp;000&nbsp;км від верхньої границі його хмар, між орбітами [[Мімас (супутник)|Мімаса]] (меншого супутника) і [[Тефія (супутник)|Тефії]] (більшого). Енцелад обертається навколо Сатурна за 32,9 години. Наразі Енцелад перебуває в [[Орбітальний резонанс|орбітальному резонансі]] 2:1 з [[Діона (супутник)|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<ref name="Porco" />.

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

=== Взаємодія з кільцем E ===
Кільце E&nbsp;— 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&nbsp;— близько 1&nbsp;000&nbsp;000&nbsp;км. Численні математичні моделі показують, що це кільце нестійке і час його життя становить від 10&nbsp;000 до 1&nbsp;000&nbsp;000&nbsp;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.
{|
|-
|[[Файл:Saturn's Rings PIA03550.jpg|thumb|450px|Схема кілець і супутників Сатурна. У найщільнішій частині кільця E видно Енцелад]] || [[Файл:E ring with Enceladus.jpg|thumb|250px|Кільце E та Енцелад. Кільце добре помітне завдяки освітленню ззаду (Сонце розташовується за 5° від центра знімка)]] || [[Файл:Enceladus & Rings.jpg|thumb|250px|Енцелад і кільця Сатурна. Знімок зроблений [[Космічний апарат|космічним апаратом]] {{нп|Кассіні (космічний апарат)|«Кассіні»|ru|Кассини (космический аппарат)}} 29 липня 2015 року з відстані близько 1&nbsp;млн км. Видно гейзери в районі південного полюса супутника]]
|}
Є два шляхи наповнення кільця E частинками<ref name=Spahn/>. Перше і, ймовірно, головне джерело частинок&nbsp;— [[Кріовулканізм|кріовулканічні]] струмені з південної полярної області Енцелада. Більшість їхніх викидів падає назад на поверхню супутника, але деякі частинки долають його тяжіння і потрапляють у кільце E, оскільки [[перша космічна швидкість]] для Енцелада становить всього 866&nbsp;км/год. Друге джерело частинок&nbsp;— викиди з поверхні Енцелада при ударах метеоритів. Це справедливо і для інших супутників Сатурна, орбіта яких проходить всередині кільця E.

== Поверхня ==
{|
|[[Файл:PIA08409 North Polar Region of Enceladus.jpg|thumb|250px|Північна полярна область Енцелада]] || [[Файл:Map of Enceladus PIA 14937 Dec 2011.jpg|thumb|405px|Карта поверхні (2011)]] || [[Файл:Enceladus moon to scale-PIA07724.jpg|thumb|200px|Зображення Енцелада на фоні [[Земля|земної]] поверхні (поряд із [[Велика Британія|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, зокрема ділянки з кратерами, гладкі області та ребристі ділянки, які часто межують із гладкими<ref name="Rothery" />. На поверхні мало кратерів і багато своєрідних жолобків. Крім того, там є довгі тріщини<ref name="cracks" /> 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 [[Кріовулканізм|кріовулканічною]] активністю.

Енцелад складається переважно з водяного льоду й має майже білу поверхню з рекордною в [[Сонячна система|Сонячній системі]] чистотою і відбивною здатністю. Він відбиває {{s|81 ± 4 %}} сонячного випромінювання ([[болометр]]ичне [[альбедо]] Бонда за даними «Кассіні»)<ref name=Howett_2010/>. Відповідно, поглинання світла поверхнею дуже мале, і її середня температура опівдні досягає лише {{nobr|−198 °C}} (дещо холодніше, ніж на інших супутниках Сатурна)<ref name="Spencer_2006" />. [[Альбедо|Геометричне альбедо]] Енцелада дорівнює 1,38<ref name="Verbiscer_2007" />.

Автоматична станція [[Кассіні — Гюйгенс|«Кассіні»]], що досягла у 2004 році системи Сатурна, виявила фонтани частинок льоду висотою сотні кілометрів, що б'ють із чотирьох тріщин у районі [[Південний полюс|південного полюса]] Енцелада. З 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 [[Іонізуюче випромінювання|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&nbsp;р. вчені виявили, що це нагрівання могла б пояснити [[лібрація]] при русі по орбіті<ref name="Smirnov_2010" />.

Температура поверхні&nbsp;— мінус 200 градусів за Цельсієм. У розломах південної полярної області вона подекуди сягає −90&nbsp;°C<ref name=Spencer_2013/>. Наявність на Енцеладі таких ділянок та атмосфери, а також молодість поверхні вказує на наявність якогось джерела енергії, що підтримує геологічні процеси на супутнику.

=== Ландшафт ===
«[[Вояджер-2]]» виявив на поверхні Енцелада декілька типів деталей рельєфу [[Тектоніка плит|тектонічного]] походження: жолоби, [[Уступ (фізична географія)|уступи]], а також пояси западин і хребтів<ref name="Rothery" />. Дослідження [[Кассіні — Гюйгенс|«Кассіні»]] показують, що тектоніка&nbsp;— головний фактор, який формує рельєф Енцелада. Найпомітніші її прояви&nbsp;— [[рифт]]и, які можуть досягати 200&nbsp;км у довжину, 5—10&nbsp;— у ширину і близько кілометра в глибину.
{|
|[[Файл:EN004 Painting on the walls.jpg|thumb|Знімок поверхні Енцелада у [[Псевдокольори|псевдокольорах]]. Видно характерні деталі рельєфу, зокрема й кратери, які руйнуються. Знімок отриманий «Кассіні» 9 березня 2005 року]] || [[Файл:EN004 Moon with a Past.jpg|thumb|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&nbsp;— це смуги криволінійних борозен та гребенів, відкриті «Вояджером-2». Вони часто відділяють гладкі рівнини від кратерованих<ref name="Rothery" />. Такі ділянки (наприклад, {{нп|зморшки Самарканд||ru|Рытвины Самарканд}}), нагадують деякі ділянки [[Ганімед (супутник)|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 зморшках Самарканд цікаві темні плями шириною 125 і 750 метрів, які розташовуються приблизно паралельно до вузьких розломів. Ці плями інтерпретуються як провали<ref name="Turtle" />.

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<ref name="Turtle" /><ref name="Barnash" />. Інший приклад тектонічних структур Енцелада&nbsp;— 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 [[Європа (супутник)|Європі]]. Їхня висота досягає одного кілометра<ref name="Turtle" />. За поширеністю на Енцеладі тектонічних структур видно, що тектоніка була на ньому важливим геологічним фактором упродовж більшої частини його існування.

==== Ударні кратери ====
[[Файл:EN003 Degraded Craters on Enceladus.jpg|thumb|Напівзруйновані кратери на Енцеладі. Знімок «Кассіні» 17 лютого 2005 року. Знизу зліва направо простягаються {{нп|зморшки Хама||ru|рытвины Хама}}; вище видно кратеровані області]]
[[Зіткнення з космічним тілом|Імпактні події]]&nbsp;— звичайне явище для багатьох об'єктів [[Сонячна система|Сонячної системи]]. Більша частина Енцелада вкрита [[Метеоритний кратер|кратерами]] з різною концентрацією і ступенем зруйнованості.

«Кассіні» зробив детальні знімки ряду кратерованих зон. На них видно, що багато кратерів Енцелада сильно [[Деформація|деформовано]] в'язкою [[Релаксація (фізика)|релаксацією]] і [[розлом]]ами<ref name="Turtle" />. 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&nbsp;— {{нп|Дуніазада (кратер)|Дуніазада|ru|Дуньязада (кратер)}}. Крім того, багато кратерів Енцелада перетинаються численними [[Розломи|тектонічними розломами]].

==== Гладенькі рівнини ====
[[Файл:EN003 Samarkand Sulci.jpg|thumb|upright|left|{{нп|Зморшки Самарканд||ru|Рытвины Самарканд}} на Енцеладі. Знімок «Кассіні» 17 лютого 2005 року. Справа видно північно-західну частину рівнини Сарандіб]]
Дві гладенькі [[рівнина|рівнини]]&nbsp;— {{нп|рівнина Сарандіб|Сарандіб|ru|равнина Сарандиб}} і {{нп|рівнина Діяр|Діяр|ru|равнина Дийяр}}&nbsp;— були відкриті ще «Вояджером-2». Вони мають переважно низький рельєф і дуже слабо кратеровані, що вказує на їхній відносно молодий вік<ref name="Smith" />. 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]]<ref name="Turtle" />. На детальних фотографіях рівнини Сарандіб, знятих «Кассіні», видно і невеликі кратери. Вони дозволили оцінити вік рівнини. Його оцінки (залежно від прийнятого значення швидкості накопичення кратерів) лежать в інтервалі від 170&nbsp;млн до {{nobr|3,7 млрд}} років<ref name="Porco" /><ref name="Crater_flux">Єдиний метод визначення абсолютного віку поверхні небесних тіл, з яких немає зразків речовини&nbsp;— [[підрахунок кратерів|розрахунок за концентрацією кратерів]]. На жаль, швидкість накопичення кратерів на об'єктах зовнішньої [[Сонячна система|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.</ref>.

На знімках «Кассіні», що охоплюють не зняті раніше ділянки поверхні, виявлені нові гладенькі 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 {{нп|рівнина Сарандіб|Сарандіб|ru|равнина Сарандиб}} і {{нп|рівнина Діяр|Діяр|ru|равнина Дийяр}}. Через це вважається, що на розподіл різних типів рельєфу по поверхні Енцелада вплинула припливна дія Сатурна<ref name="Pappalardo" />.

=== Південний полярний регіон ===
{{main base|{{нп|Тигрові смуги (Енцелад)||en|Tiger stripes (Enceladus)}}}}
[[Файл:Fountains of Enceladus PIA07758.jpg|thumb|200px|Струмені речовини, що б'ють з-під поверхні Енцелада. Знімок «<nowiki/>[[Кассіні — Гюйгенс|Кассіні]]<nowiki/>».]]
Зображення, отримані «Кассіні» при зближенні 14 липня 2005 року, показали своєрідну [[Тектоніка|тектонічно]] деформовану область, яка розташовується навколо південного полюса Енцелада і досягає 60° південної [[Широта|широти]]. Вона вкрита розломами і хребтами<ref name="Porco" /><ref name="Ciclops1223" />. 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&nbsp;000&nbsp;років, а можливо, і менше<ref name="Porco" />. Неподалік від центру цієї області можна побачити чотири розломи, обмежених з обох боків хребтами. Вони неофіційно називаються {{нп|Тигрові смуги (Енцелад)|«тигровими смугами»|en|Tiger stripes (Enceladus)}}. Їхня глибина досягає 500&nbsp;м, ширина&nbsp;— двох кілометрів, а протяжність&nbsp;— 130&nbsp;км. 2006 року вони отримали власні назви: {{нп|зморшки Александрія||ru|рытвины Александрия}}, {{нп|Зморшки Каїр|Каїр|ru|рытвины Каир}}, {{нп|зморшки Багдад|Багдад|ru|рытвины Багдад}} і {{нп|зморшки Дамаск|Дамаск|ru|рытвины Дамаск}}<ref name="gazetteer_sulci" />. Ці розломи, мабуть,&nbsp;— наймолодші деталі приполярної області. Вони оточені відкладами крупнистого 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&nbsp;— у відслоненнях і розломах<ref name="Ciclops1223" />. 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<ref name="VIMS_PR" />. Крім того, у тигрових смугах були знайдені прості органічні сполуки, які більше ніде на поверхні досі не виявлені<ref name="Brown" />.

Один із таких районів «блакитного» льоду в південній полярній області був знятий із дуже високою [[Роздільна здатність (оптика)|роздільною здатністю]] під час прольоту 14 липня 2005 року. На фотографіях видно дуже сильно деформовані ділянки, місцями покриті брилами розміром 10—100&nbsp;м<ref name="Ciclops1250" />.
[[Файл:Enceladus south pole SE15.png|thumb|upright|Карта південної полярної області Енцелада (до {{nobr|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 [[Припливні сили|припливному захопленню]]) до прискорення обертання і навколо власної осі. Це викликало сплющування супутника<ref name="Porco" />. 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 відповідно до нового положення екватора. Але ці версії передбачають однакові наслідки для обидвох полюсів<ref name="Porco" />, а фактично північна полярна область супутника сильно відрізняється від південної: вона сильно кратерована і, отже, доволі стара<ref name="Smith" />. 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 імовірно тонкою корою. V-подібні виступи прилягають до старих областей поверхні<ref name="Porco" />.

=== Гейзери ===
Склад викидів з південної полярної області Енцелада за даними мас-спектрометра INMS, встановленого на [[Автоматична міжпланетна станція|АМС]] «Кассіні»:
* [[Вода]]&nbsp;— {{nobr|93 % ± 3 %}}
* [[Азот]]&nbsp;— {{nobr|4 % ± 1 %}}
* [[Діоксид вуглецю]]&nbsp;— {{nobr|3,2 % ± 0,6 %}}
* [[Метан]]&nbsp;— {{nobr|1,6 % ± 0,6 %}}
* [[Аміак]], [[ацетилен]], [[синильна кислота]], [[пропан]]&nbsp;— сліди ({{nobr|< 1 %}})

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 [[Діоксид кремнію|діоксиду кремнію]] (SiO<sub>2</sub>)<ref>{{стаття|автор=Hsiang-Wen Hsu, Frank Postberg, Yasuhito Sekine, etc.|назва=Ongoing hydrothermal activities within Enceladus|посилання=http://www.nature.com/nature/journal/v519/n7542/full/nature14262.html|мова=en|видання=[[Nature]]|рік=2015|номер=519|сторінки=207-210|doi=10.1038/nature14262}} {{ref-en}}</ref>.

2015 року було опубліковано результати 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 багато розчиненої кухонної солі та соди. Вони є сильнолужним середовищем, з [[pH]] близько 11—12. Схожий склад розчинених речовин (але pH близько 10) мають [[Моно (озеро)|озеро Моно]] в Каліфорнії та [[Магаді]] в Кенії, у яких мешкають як одноклітинні, так і багатоклітинні організми, зокрема різні рачки<ref>{{cite web|url=https://nplus1.ru/news/2015/05/08/enceladus-ocean-equal-earth-lake|title=Океаны на Энцладе назвали перспективными кандидатами на наличие жизни|date=08.05.2015}} {{ref-ru}}</ref>, а в другому&nbsp;— навіть [[Alcolapia|риби]]<ref>{{cite journal |title=pH, Salinity and Temperature Tolerance of Lake Magadi Tilapia |author=Reite, O. B.; Maloiy, G. M. O.; Aasehaug, B. |journal=Nature |volume=247 |issue=5439 |date=1974 |bibcode=1974Natur.247..315R |doi=10.1038/247315a0}}</ref>.

Нові спостереження гейзерів Енцелада провів космічний телескоп [[Джеймс Вебб (телескоп)|James Webb (JWST)]]. Зафіксований ним 9 листопада 2022 року викид на Енцеладі виявився набагато більшим, що вдавалося спостерігати досі. Швидко замерзнувши, частинки льоду вилетіли на відстань, що в багато разів перевищує розміри супутника (діаметр якого трохи більше 500 кілометрів). Доповідь про це прозвучала на симпозіумі «Планетні системи та походження життя в еру телескопа James Webb», який проходив у [[Балтимор]]і (США)<ref>[https://nnews.com.ua/na-entseladi-pomityly-gejzer-rekordnoyi-syly.html На Енцеладі помітили гейзер рекордної сили. 19.05.2023]</ref>.

== Атмосфера ==
Атмосфера Енцелада дуже розріджена, але у порівнянні з атмосферами інших невеликих супутників Сатурна&nbsp;— доволі щільна. У ній 91&nbsp;% становить [[водяна пара]], 4&nbsp;%&nbsp;— [[азот]], {{nobr|3,2 % —}} [[Діоксид вуглецю|вуглекислий газ]], {{nobr|1,7 % —}} [[метан]]. Невеликий Енцелад не може утримувати [[Атмосфера планети|атмосферу]] власним тяжінням, значить, є постійне джерело її поповнення. Таким джерелом можуть бути потужні гейзери або кріовулкани.

== Внутрішня будова ==
[[Файл:Enceladus Roll.jpg|thumb|250px|Внутрішня будова Енцелада: модель на основі останніх даних «Кассіні». Коричневим позначено силікатне ядро, білим&nbsp;— мантію, багату водяним льодом. Жовте і червоне&nbsp;— передбачуваний [[діапір]] під південним полюсом]]
[[Файл:Enceladus Cold Geyser Model-uk.svg|thumb|250px|left|Одна з можливих схем кріовулканізму на Енцеладі.]]
До місії [[Кассіні — Гюйгенс|«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 «[[Вояджер]]ів» вказує на те, що він майже повністю складається з водяного льоду. Але за його гравітаційним впливом на апарат «Кассіні» розраховано, що його густина дорівнює {{nobr|1,61 г/см³ —}} більше, ніж в 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 (як-от [[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&nbsp;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, а й форму його {{нп|Лімб (астрономія)|лімба|ru|Лимб (астрономия)}}. Геологічні та геохімічні дані вказують на наявність диференціації. Але форма супутника узгоджується з її відсутністю (у припущенні, що він перебуває в [[Гідростатична рівновага|гідростатичній рівновазі]]). 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 ==
[[Файл:Enceladus from Voyager.jpg|thumb|ліворуч|Вид Енцелада з космічного апарата «[[Вояджер-2]]», 26&nbsp;серпня 1981&nbsp;року]]
[[Файл:False color Cassini image of jets in the southern hemisphere of Enceladus.jpg|thumb|праворуч|Спектрозональний знімок «Кассіні»&nbsp;— водяна пара у південній півкулі Енцелада]]

=== Відкриття Гершелем ===
Енцелад був відкритий 28&nbsp;серпня 1789&nbsp;року [[Фрідріх Вільгельм Гершель|Вільямом Гершелем]] у ході перших спостережень на {{nobr|1,2-метровому}} телескопі (першому в світі за діаметром на той час)<ref name="Herschel_1795"/><ref name="Frommert"/>, хоча невпевнено спостерігався ним ще 1787&nbsp;року в {{nobr|16,5-сантиметровий}} телескоп<ref name="Soylent"/>. Через слабкий блиск (+11,7<sup>m</sup>) і близькість до набагато яскравішого Сатурна та [[Кільця Сатурна|його кілець]] Енцелад важко спостерігати з Землі. Для цього потрібен телескоп із діаметром дзеркала не менше 15—30&nbsp;см (залежно від атмосферних умов і [[Світлове забруднення|світлового забруднення]]). Як і багато інших супутників Сатурна, відкритих до початку космічної ери, Енцелад був виявлений під час перетину Землею площини кілець ([[рівнодення]] на Сатурні). Оскільки кільця у цей час спостерігаються з ребра та майже не помітні, супутники легше побачити.

З часів Гершеля до польотів «[[Вояджер]]ів» нових даних про Енцелад з'явилося мало (але, зокрема, був виявлений водяний лід на його поверхні).

=== Місія «Вояджер» ===
Два [[космічний апарат|космічних апарати]] серії «Вояджер» зробили перші знімки Енцелада великим планом. 12&nbsp;листопада 1980&nbsp;року «[[Вояджер-1]]» став першим апаратом, який пролетів біля Енцелада<ref name=Voyager/>. Оскільки відстань між ним і супутником була доволі велика&nbsp;— 202&nbsp;000&nbsp;км&nbsp;— зображення вийшло з дуже поганою роздільністю. Але на них видно високу відбивальну здатність поверхні та відсутність на ній великих [[Метеоритний кратер|кратерів]], що вказує на її невеликий вік і на існування сучасної чи нещодавньої геологічної активності<ref name="Terrile"/>. Крім того, «Вояджер-1» підтвердив, що Енцелад розташований у щільній частині дифузного [[Кільця Сатурна|E-кільця Сатурна]]. Враховуючи невелику кількість кратерів на поверхні, значну кількість матеріалу, потрібного для перекриття цих деталей рельєфу, та незначну гравітацію супутника, вчені припустили, що E-кільце може складатися з частинок, які викидаються з поверхні Енцелада<ref name="Terrile"/>.

26&nbsp;серпня 1981&nbsp;року «[[Вояджер-2|Вояджер-2"]] пролетів набагато ближче до Енцелада, ніж попередній корабель (87&nbsp;010&nbsp;км), що дозволило зробити якісніші фотографії<ref name="Voyager"/>. На них видно, що деякі ділянки поверхні супутника кратеровані набагато сильніше, ніж інші, що вказує на їх набагато більший вік. Наприклад, у північній півкулі на середніх і високих широтах кратерів набагато більше, ніж на низьких<ref name="Rothery"/>. Така неоднорідна поверхня контрастує з однорідної сильно кратерованою поверхнею [[Мімас (супутник)|Мімаса]]&nbsp;— трохи меншого супутника Сатурна. Молодість поверхні Енцелада стала несподіванкою для наукової спільноти, тому що жодна теорія в той час не могла передбачити, що таке невелике (і холодне порівняно з високоактивним супутником [[Юпітер (планета)|Юпітера]] [[Іо (супутник)|Іо]]) [[небесне тіло]] може бути таким активним. Однак «Вояджеру-2» не вдалося виявити, чи проявляє активність Енцелад зараз і чи є він джерелом частинок кільця E.

=== Кассіні&nbsp;— Гюйгенс ===
{| class="toccolours" style="float:right; font-size:75%; margin:0 0 1em 1em;" cellpadding="0" cellspacing="0"
|-
! style="background:#a0ffa0;" colspan="2" | Зближення «Кассіні» з Енцеладом<ref name="PlanetarySocTable"/><ref name="nasa-2"/>
|-
! align=right|Дата
----
! align=right|Відстань (км)
----
|-
| align=right|17 лютого 2005
| align=right|1264
|-
| align=right|9 березня 2005
| align=right|500
|-
| align=right|29 березня 2005
| align=right|64&nbsp;000
|-
| align=right|21 травня 2005
| align=right|93&nbsp;000
|-
| align=right|14 липня 2005
| align=right|175
|-
| align=right|12 жовтня 2005
| align=right|49&nbsp;000
|-
| align=right|24 грудня 2005
| align=right|94&nbsp;000
|-
| align=right|17 січня 2006
| align=right|146&nbsp;000
|-
| align=right|9 вересня 2006
| align=right|40&nbsp;000
|-
| align=right|9 листопада 2006
| align=right|95&nbsp;000
|-
| align=right|28 червня 2007
| align=right|90&nbsp;000
|-
| align=right|30 вересня 2007
| align=right|98&nbsp;000
|-
| align=right|12 березня 2008
| align=right|52
|-
| align=right|30 червня 2008
| align=right|84&nbsp;000
|-
| align=right|11 серпня 2008
| align=right|54
|-
| align=right|9 жовтня 2008
| align=right|25
|-
| align=right|31 жовтня 2008
| align=right|200
|-
| align=right|8 листопада 2008
| align=right|52&nbsp;804
|-
| align=right|2 листопада 2009
| align=right|103
|-
| align=right|21 листопада 2009
| align=right|1607
|-
| align=right|28 квітня 2010
| align=right|103
|-
| align=right|18 травня 2010
| align=right|201
|-
| align=right|13 серпня 2010
| align=right|2554
|-
| align=right|30 листопада 2010
| align=right|48
|-
| align=right|21 грудня 2010
| align=right|50
|-
| align=right|30 січня 2011
| align=right|60&nbsp;000
|-
| align=right|20 лютого 2011
| align=right|68&nbsp;000
|-
| align=right|13 вересня 2011
| align=right|42&nbsp;000
|-
| align=right|1 жовтня 2011
| align=right|99
|-
| align=right|19 жовтня 2011
| align=right|1231
|-
| align=right|5 листопада 2011
| align=right|496
|-
| align=right|23 листопада 2011
| align=right|35&nbsp;000
|-
| align=right|11 грудня 2011
| align=right|20&nbsp;000
|-
| align=right|27 березня 2012
| align=right|74
|-
| align=right|14 квітня 2012
| align=right|74
|-
| align=right|2 травня 2012
| align=right|74
|-
| align=right|14 жовтня 2015<ref name="jpl.encel"/>
| align=right|1839
|-
| align=right|28 жовтня 2015
| align=right|49
|-
| align=right|19 грудня 2015
| align=right|4999
|}
1&nbsp;липня 2004&nbsp;року на орбіту Сатурна вийшла [[автоматична міжпланетна станція]] [[Кассіні — Гюйгенс|«Кассіні»]]. Виходячи з результатів «Вояджера-2», Енцелад розглядався як пріоритетна ціль, і тому було заплановано декілька зближень із ним на відстань до 1500&nbsp;км, а також багато спостережень з відстані до 100&nbsp;000&nbsp;км (список наводиться в таблиці). «Кассіні» виявив, зокрема, викиди [[Водяна пара|водяної пари]] та складних [[вуглеводні]]в із південної полярної області. Це дало підстави для припущень про [[Життєпридатність планети|наявність життя]] у підлідних шарах Енцелада.

2007&nbsp;року група вчених розробила [[Математична модель|математичну модель]] крижаних гейзерів, що викидають на висоту сотень кілометрів водяну пару та частинки пилу. Модель передбачає наявність рідкої води під поверхнею супутника<ref name="kaleidoscope"/>.

14&nbsp;березня 2008&nbsp;року «Кассіні», під час тісного зближення з Енцеладом, зібрав дані про його водяні викиди, а також надіслав на Землю нові знімки цього небесного тіла<ref name="space5106"/>. 9&nbsp;жовтня 2008&nbsp;року, пролітаючи крізь струмені викидів [[гейзер]]ів Енцелада, «Кассіні» зібрав дані, що вказують на наявність рідкого [[океан]]у під крижаною корою<ref name="mg20227055"/>. У липні 2009&nbsp;року від «Кассіні» отримані та опубліковані деталізовані дані хімічного складу цих викидів, які підтверджували версію про рідкий океан як їх джерело<ref name="Умнов2009"/>.

На початку березня 2011&nbsp;року вчені встановили, що теплова потужність Енцелада значно вища, ніж вважалося до цього<ref name="membrana-2013"/>.

У червні 2011&nbsp;року група вчених із [[Гайдельберзький університет Рупрехта-Карла|Гайдельберзького університету]] (Німеччина) виявила, що під застиглою корою Енцелада розташовується океан<ref name="km.ru-2011"/> і зробила висновок, що [[вода]] у підземному океані супутника&nbsp;— солона.

2013&nbsp;року астроном Метт Хедман із колегами із [[Корнелльський університет|Корнелльського університету]] проаналізували 252 знімки «Кассіні», де були зображені гейзери Енцелада між 2005 і 2012&nbsp;роками, та зуміли показати зв'язок між припливною силою й активністю Енцелада. На знімках виявилося, що при русі Енцелада від [[Апсиди|апоцентру до перицентру]] яскравість струменів падає на три порядки. Крім того, вчені відмітили, що інтенсивність викидів у проміжку між 2005 і 2009&nbsp;роком зменшилася вдвічі. Дані, отримані в результаті аналізу, цілком відповідають геофізичним розрахункам, які вказують на те, що тріщини у крижаній поверхні супутника під час його максимального віддалення від планети повинні зазнавати максимального напруження і, ймовірно, розширюватися.

Відкриття «Кассіні» вже стимулювали розробку проєктів дослідження Енцелада наступними місіями. [[НАСА]] та [[Європейське космічне агентство|ЄКА]] готують спільний проєкт із вивчення супутників Сатурна&nbsp;— [[Titan Saturn System Mission]] (TSSM), де, поміж іншим, буде вивчатися й Енцелад<ref name="Rincon2009"/>. Ймовірно, у 2030-х роках корабель повинен буде пролетіти крізь викиди [[Кріовулканізм|кріовулканів]] і не передбачає спускних апаратів<ref name="Фечт2013"/>.

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 із теорією, що Енцелад містить підземний океан, збільшує можливість того, що на супутнику можуть міститись умови, придатні для живих організмів. [[Гідротермальне джерело|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<ref name="Hsiang-Wen Hsu"/><ref name="Bouquet2015"/>.

== Підповерхневий океан ==
Передані «Касіні» 2005&nbsp;року знімки гейзерів, що фонтанували з «тигрових смуг» на висоту 250&nbsp;км, дали привід говорити про можливість наявності під крижаною корою Енцелада повноцінного океану рідкої води. Однак самі по собі гейзери не є доказом наявності рідкої води, а вказують у першу чергу на наявність тектонічних сил, що призводять до зміщення льоду та утворення в результаті тертя викидів рідкої води.
[[Файл:PIA19058-SaturnMoon-Enceladus-PossibleHydrothermalActivity-ArtistConcept-20150311.jpg|thumb|250px|left|Ймовірна схема активності гідротермальних джерел]]
2014&nbsp;року були опубліковані<ref name=Iess_2014/> результати досліджень, згідно з якими на Енцеладі існує підповерхневий океан. Цей висновок було зроблено на основі вимірювань гравітаційного поля супутника, виконані під час трьох близьких (менше 500&nbsp;км над поверхнею) прольотів «Кассіні» над Енцеладом у 2010—2012&nbsp;роках. Отримані дані дозволили вченим достатньо впевнено стверджувати, що під південним полюсом супутника залягає океан рідкої води. Розмір водної маси можна порівняти з північноамериканським озером [[Верхнє (озеро)|Верхнім]], площа якого становить близько {{nobr|80 тис. км²}} (10&nbsp;% від площі Енцелада), товщина&nbsp;— близько 10&nbsp;км, а глибини залягання&nbsp;— 30—40&nbsp;км. Він простягається від полюса до 50-х градусів південної широти<ref name=Iess_2014/>. Температура його верхніх шарів може становити близько −45&nbsp;°C і зі зростанням глибини досягати 0…+1&nbsp;°C, що можна порівняти з температурою земних арктичних і антарктичних вод. Дно, ймовірно, кам'яне. Чи є вода під північним полюсом Енцелада, залишається незрозумілим. Наявність води на південному полюсі пояснюється особливостями припливного розігрівання супутника гравітаційною дією Сатурна, яка забезпечує існування води в рідкому вигляді, навіть незважаючи на те, що температура поверхні Енцелада переважно не перевищує близько −200&nbsp;°C. За наявними оцінками, температура океану може перевищувати 90&nbsp;°C<ref name="Yasuhito2015"/>. На початку 2015&nbsp;року підтвердилася активність гарячих гейзерів на його дні<ref name="Hsiang-Wen2015"/>.

У травні 2015&nbsp;року вченими з інституту Карнегі на основі даних з приладів «Кассіні» було визначено [[pH]] середовища океану Енцелада, рівний 11—12<ref name="ria-1"/> (це дуже лужне середовище: навіть при [[pH]] 11 можуть вижити лише [[Алкаліфіли|мало які]] бактерії та гриби)<ref name="Leadbetter2013"/><ref name="Kubicek2007"/>.

У середині вересня 2015&nbsp;року астрофізики [[Корнелльський університет|Корнелльського університету]] на основі даних «Кассіні», отриманих за сім років досліджень, починаючи з 2004&nbsp;року, уточнили модель підповерхневого океану. Згідно з новими дослідженнями, опублікованими в журналі Icarus<ref name="icarus-pub-1"/>, під поверхнею Енцелада розташовуються не окремі водойми, а глобальний водяний океан, відокремлений від поверхні ядра<ref name="nasa-pub-1"/>. Попередні дослідження, що вказували на наявність замкненої водойми в районі південного полюса, добре узгоджувалися зі спостереженнями «Кассіні» за гейзерами, але суперечили гравітаційним вимірюванням. Нова модель враховує магнітуду невеликих коливань поверхні, що виникає при русі Енцелада по орбіті навколо Сатурна, та вказує на наявність глобального океану. У випадку, якщо Енцелад був би повністю твердим тілом, коливання (лібрації) орбіти супутника були б не настільки значними.

У кінці жовтня 2015&nbsp;року планетологи з Японії, Німеччини та США опублікували в журналі [[Nature Communications]]<ref name="nature-com-pub-1"/> дослідження, згідно з яким океан Енцелада є або дуже давнім, і виник разом із формуванням Сатурна, або став рідким відносно недавно, близько 10&nbsp;млн років тому, у результаті зміни орбіти чи зіткнення з яким-небудь великим об'єктом, що розплавив частину вод і запустив реакції окиснення на межі між ядром і океаном.

Згідно з результатами аналізу даних прольоту «Кассіні» над південним полюсом Енцелада 6&nbsp;листопада 2011&nbsp;року, опублікованими 2017&nbsp;року<ref name="Leyrat2017"/>, середня товщина крижаного шару над океаном становить не 18—22 і навіть не 5&nbsp;км, як вважалося раніше<ref name=MissionOverview2006/>, а лише 2&nbsp;км.

У квітні 2017&nbsp;року оприлюднені<ref name="HunterWaite2017"/> опрацьовані відомості, зібрані зондом при прольоті 28&nbsp;жовтня 2015&nbsp;року з рекордної відстані 25&nbsp;км над тріщинами («тигровими смугами») на південному полюсі: склад рідини, що викидалася крізь них, був проаналізований за допомогою [[мас-спектрометр]]ів. Крім води, вуглекислого газу, метану та аміаку вчені виявили великі кількості водню. Аналіз складу вказує, за словами геологів, на активні гідротермальні процеси в океані Енцелада. Крім генерування водню, як відмічено в присвяченій цьому публікації, на дні океану, ймовірно, відбуваються процеси відновлення вуглекислого газу до метану, а подібні гідротермальні реакції схожі з активністю давніх океанів Землі, що стала джерелом енергії для перших організмів.

Органічні сполуки, виявлені «Кассіні» в солоних гейзерах супутника 2005&nbsp;року, підтвердження існування океану рідкої води достатньо неглибокого залягання, що можна порівняти з [[Маріанська западина|Маріанською западиною]], наявність скелястої серцевини з [[Природні силікати|силікатів]], висока лужність води та прямі свідчення гідротермальної активності разом роблять Енцелад найпривабливішим місцем у Сонячній системі для пошуків мікробного життя. Апаратура «Кассіні» не дозволяє виявити, чи є в океані Енцелада складна органіка і тим більше життя.

У майбутніх експедиціях планується виконати спектрографічні дослідження гейзерів, щоб отримати детальну інформацію про склад води. Не виключений аналіз ''in situ'' і навіть використання занурюваного апарата без попереднього буріння крижаної кори, якщо підтвердяться розрахунки Інституту дослідження космосу в Боулдері (США), згідно з якими вода, що надходить із підповерхневого океану, незважаючи на тижневий цикл підйому на 30—40&nbsp;км, зберігає достатньо тепла, щоб у точці розлому не давати замерзнути тріщинам метрової ширини.

== Примітки ==
{{Reflist|refs=
<ref name=Porco>{{cite journal
 |author=Porco C. C. [http://ciclops.org/team/iss_team.php?js=1 et al.]
 |title=Cassini Observes the Active South Pole of Enceladus
 |journal=Science
 |volume=311
 |issue=5766
 |pages=1393–1401
 |date=2006
 |doi=10.1126/science.1123013
 |pmid=16527964
}} {{ref-en}}</ref>
<ref name=Spahn>{{cite journal
 |author=Spahn F. et al.
 |title=Cassini Dust Measurements at Enceladus and Implications for the Origin of the E Ring
 |journal=Science
 |volume=311
 |issue=5766
 |pages=1416–1418
 |year=2006
 |doi=10.1126/science.1121375
 |pmid=16527969
 |bibcode=2006Sci...311.1416S
}} {{ref-en}}</ref>
<ref name=Rothery>{{cite book
 |author=Rothery, David A.
 |title=Satellites of the Outer Planets: Worlds in their own right
 |url=https://archive.org/details/satellitesofoute0000roth
 |publisher=Oxford University Press
 |year=1999
 |isbn=0-19-512555-X
}} {{ref-en}}</ref>
<ref name=cracks>{{cite news
 |publisher=NASA
 |title=Cracks on Enceladus Open and Close under Saturn's Pull
 |date=2007-05-16
 |url=http://www.nasa.gov/mission_pages/cassini/media/enceladus_cracks.html
 |accessdate=2016-08-03
 |archive-date=2009-01-19
 |archive-url=https://web.archive.org/web/20090119120627/http://www.nasa.gov/mission_pages/cassini/media/enceladus_cracks.html
 }} {{ref-en}}</ref>
<ref name=Smirnov_2010>{{стаття
 |автор=Александр Смирнов, Артём Тунцов
 |назва=Спутник Сатурна дрожит и тает
 |посилання=http://infox.ru/science/universe/2010/10/07/Encyelad.phtml
 |видавництво=Infox.ru
 |рік=7.10.2010
}} {{ref-ru}}</ref>
<ref name=Spencer_2006>{{cite journal
 |title=Cassini Encounters Enceladus: Background and the Discovery of a South Polar Hot Spot
 |year=2006
 |author=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.
 |journal=Science
 |volume=311
 |issue=5766
 |pages=1401
 |doi=10.1126/science.1121661
 |pmid=16527965
}} {{ref-en}}</ref>
<ref name=Verbiscer_2007>{{cite journal
 |title=Enceladus: Cosmic Graffiti Artist Caught in the Act
 |year=2007
 |author=Verbiscer A., French R., Showalter M., Helfenstein P.
 |journal=Science
 |volume=315
 |issue=5813
 |pages=815 (supporting online material, table S1)
 |doi=10.1126/science.1134681
 |bibcode=2007Sci...315..815V
 |pmid=17289992
}} {{ref-en}}</ref>
<ref name=Turtle>Turtle, E. P.; ''et al.''; [http://saturn.jpl.nasa.gov/multimedia/products/pdfs/CHARM_Turtle_050426.pdf Enceladus, Curiouser and Curiouser: Observations by Cassini's Imaging Science Subsystem] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20130501022702/http://saturn.jpl.nasa.gov/multimedia/products/pdfs/CHARM_Turtle_050426.pdf |date=1 травня 2013 }}, Cassini CHARM Teleconference, 2005-04-28 {{ref-en}}</ref>
<ref name=Barnash>Barnash A. N.; ''et al.''; (2006); [http://adsabs.harvard.edu/abs/2006DPS....38.2406B Interactions Between Impact Craters and Tectonic Fractures on Enceladus], Bulletin of the American Astronomical Society, Vol. 38, No. 3, presentation no. 24.06 {{ref-en}}</ref>
<ref name=Smith>{{cite journal
 |doi=10.1126/science.215.4532.504
 |title=A new look at the Saturn system — The Voyager 2 images
 |year=1982
 |author=Smith B. A.
 |journal=Science
 |volume=215
 |issue=4532
 |pages=504–537
 |pmid=17771273
 |bibcode=1982Sci...215..504S
}} {{ref-en}}</ref>
<ref name=Pappalardo>{{cite journal
 |author=Nimmo F., Pappalardo, R. T.
 |year=2006
 |title=Diapir-induced reorientation of Saturn's moon Enceladus
 |journal=Nature
 |volume=441
 |issue=7093
 |pages=614–616
 |doi=10.1038/nature04821
 |pmid=16738654
 |bibcode=2006Natur.441..614N
}} {{ref-en}}</ref>
<ref name=Ciclops1223>[http://ciclops.org/view.php?id=1223 ''Enceladus in False Color''] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20060309110455/http://ciclops.org/view.php?id=1223 |date=2006-03-09 }}. Retrieved March 22, 2006. {{ref-en}}</ref>
<ref name=gazetteer_sulci>{{cite web
 |title       = Enceladus Nomenclature: Sulcus, sulci
 |url         = http://planetarynames.wr.usgs.gov/SearchResults?target=ENCELADUS&featureType=Sulcus,%20sulci
 |publisher   = International Astronomical Union (IAU) Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN)
 |work        = Gazetteer of Planetary Nomenclature
 |accessdate  = 2013-05-11
 |archiveurl  = https://web.archive.org/web/20130617005956/http://planetarynames.wr.usgs.gov/SearchResults?target=ENCELADUS&featureType=Sulcus,%20sulci
 |archivedate = 2013-06-17
 |deadurl     = yes
}} {{ref-en}}</ref>
<ref name=VIMS_PR>[http://www.nasa.gov/home/hqnews/2005/aug/HQ_05237_Cassini_Tiger_Stripes.html ''Cassini Finds Enceladus Tiger Stripes are Really Cubs''] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20160308035511/http://www.nasa.gov/home/hqnews/2005/aug/HQ_05237_Cassini_Tiger_Stripes.html |date=2016-03-08 }}, 30 August 2005. Retrieved May 11, 2013. {{ref-en}}</ref>
<ref name=Brown>{{cite journal
 |last=Brown R. H. et al.
 |year=2006
 |title=Composition and Physical Properties of Enceladus's Surface
 |journal=Science
 |volume=311
 |issue=5766
 |pages=1425–1428
 |doi=10.1126/science.1121031
 |pmid=16527972
 |bibcode=2006Sci...311.1425B
}} {{ref-en}}</ref>
<ref name=Ciclops1250>{{cite web
 |url         = http://ciclops.org/view.php?id=1250
 |title       = Boulder-Strewn Surface
 |publisher   = ciclops.org
 |accessdate  = 2013-05-11
 |archiveurl  = https://web.archive.org/web/20130511074838/http://www.ciclops.org/view.php?id=1250
 |archivedate = 2013-05-11
 |deadurl     = yes
}} {{ref-en}}</ref>
<ref name=Howett_2010>{{cite journal
 |title  =Thermal inertia and bolometric Bond albedo values for Mimas, Enceladus, Tethys, Dione, Rhea and Iapetus as derived from Cassini/CIRS measurements
 |author =Howett C. J. A., Spencer J. R., Pearl J., Segura, M.
 |date   =2010
 |journal=Icarus
 |volume =206
 |issue  =2
 |pages  =573–593
 |doi    =10.1016/j.icarus.2009.07.016
 |bibcode=2010Icar..206..573H
}}</ref>
<ref name=Spencer_2013>{{cite journal
 |title  =Enceladus: An Active Ice World in the Saturn System
 |author =Spencer J. R., Nimmo F.
 |date   =2013
 |journal=Annual Review of Earth and Planetary Sciences
 |volume =41
 |pages  =693–717
 |doi    =10.1146/annurev-earth-050212-124025
 |bibcode=2013AREPS..41..693S
}}</ref>
<ref name=Thomas_2010>{{cite journal
 |title        = Sizes, shapes, and derived properties of the saturnian satellites after the Cassini nominal mission
 |author       = Thomas P. C.
 |date         = 2010
 |journal      = Icarus
 |volume       = 208
 |issue        = 1
 |pages        = 395–401
 |doi          = 10.1016/j.icarus.2010.01.025
 |bibcode      = 2010Icar..208..395T
 |url          = http://www.ciclops.org/media/sp/2011/6794_16344_0.pdf
 |accessdate   = 2017-02-08
 |archive-date = 2011-09-27
 |archive-url  = https://web.archive.org/web/20110927185355/http://www.ciclops.org/media/sp/2011/6794_16344_0.pdf
}}</ref>
<ref name=Iess_2014>{{cite journal
 |author=Iess, L.; Stevenson, D. J.; Parisi, M.; Hemingway, D.; Jacobson, R. A.; Lunine, J. I.; Nimmo, F.; Armstrong, J. W.; Asmar, S. W.; Ducci, M.; Tortora, P.
 |title=The Gravity Field and Interior Structure of Enceladus
 |date=2014-04-04
 |journal=Science
 |volume=344
 |number=6179
 |pages=78–80
 |doi=10.1126/science.1250551
 |bibcode=2014Sci...344...78I
 |url=http://people.ucsc.edu/~djheming/Science-2014-Iess-78-80.pdf
 |accessdate=2017-04-16
 |archive-date=2016-03-05
 |archive-url=https://web.archive.org/web/20160305024456/http://people.ucsc.edu/~djheming/Science-2014-Iess-78-80.pdf
 }} {{ref-en}}</ref>
<ref name="Yasuhito2015">{{стаття
 |автор=Yasuhito&nbsp;Sekine, Takazo&nbsp;Shibuya, Frank&nbsp;Postberg, Hsiang-Wen&nbsp;Hsu, Katsuhiko&nbsp;Suzuki, Yuka&nbsp;Masaki, Tatsu&nbsp;Kuwatani, Megumi&nbsp;Mori, Peng&nbsp;K.&nbsp;Hong, Motoko&nbsp;Yoshizaki, Shogo&nbsp;Tachibana & Sin-iti&nbsp;Sirono
 |назва=High-temperature water–rock interactions and hydrothermal environments in the chondrite-like core of Enceladus  |оригінал=
 |посилання=http://www.nature.com/articles/ncomms9604
 |автор видання=
 |видання=[[Nature Communications]]
 |тип=
 |місце=
 |видавництво=
 |рік=2015
 |місяць=10
 |число=27
 |том=6
 |випуск=
 |номер=8604 (2015)
 |сторінки=
 |isbn=
 |issn=
 |doi=10.1038/ncomms9604
 |bibcode=
 |arxiv=
 |pmid=
}} {{ref-en}}</ref>
<ref name="Hsiang-Wen2015">{{стаття
 |автор=Hsiang-Wen&nbsp;Hsu, Frank&nbsp;Postberg, Yasuhito&nbsp;Sekine, Takazo&nbsp;Shibuya, Sascha&nbsp;Kempf, Mihály&nbsp;Horányi, Antal&nbsp;Juhász, Nicolas&nbsp;Altobelli, Katsuhiko&nbsp;Suzuki, Yuka&nbsp;Masaki,	Tatsu&nbsp;Kuwatani, Shogo&nbsp;Tachibana, Sin-iti&nbsp;Georg Moragas-Klostermeyer & Ralf&nbsp;Srama
 |назва=Ongoing hydrothermal activities within Enceladus  |оригінал=
 |посилання=http://www.nature.com/nature/journal/v519/n7542/full/nature14262.html
 |автор видання=
 |видання=[[Nature Communications]]
 |тип=
 |місце=
 |видавництво=
 |рік=2015
 |місяць=03
 |число=11
 |том=519
 |випуск=
 |номер=
 |сторінки=207–210
 |isbn=
 |issn=
 |doi=10.1038/nature14262
 |bibcode=
 |arxiv=
 |pmid=
}} {{ref-en}}</ref>
<ref name="ria-1">{{cite web
 |url=http://ria.ru/science/20150507/1063110488.html
 |title=Планетологи: океан Энцелада оказался заполнен содой и солью  |date=07.05.2015
}} {{ref-ru}}</ref>
<ref name="Leadbetter2013">{{книга
 |відповідальний=E. R. Leadbetter, J. S. Poindexter
 |назва=Bacteria in Nature: Volume 1: Bacterial Activities in Perspective  |рік=2013
 |видавництво=Springer Science & Business Media
 |pages=233
 |посилання=http://books.google.com/books?id=BVLtBwAAQBAJ&pg=PA233&dq=bacteria
}} {{ref-en}}</ref>
<ref name="Kubicek2007">{{книга
 |відповідальний=C. P. Kubicek, I. S. Druzhinina
 |назва=Environmental and Microbial Relationships  |рік=2007
 |видавництво=Springer Science & Business Media
 |pages=98
 |посилання=http://books.google.com/books?id=gpzZ-PoWRfkC&pg=PA98&dq=fungi
}} {{ref-en}}</ref>
<ref name="icarus-pub-1">{{cite web
 |url=http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0019103515003899
 |title=Enceladus’s measured physical libration requires a global subsurface ocean }} {{ref-en}}</ref>
<ref name="nasa-pub-1">{{cite web
 |url=http://www.nasa.gov/press-release/cassini-finds-global-ocean-in-saturns-moon-enceladus
 |title=Cassini Finds Global Ocean in Saturn's Moon Enceladus  |date=15.09.2015
}} {{ref-en}}</ref>
<ref name="nature-com-pub-1">{{cite web
 |url=http://www.nature.com/ncomms/2015/151027/ncomms9604/full/ncomms9604.html
 |title=High-temperature water–rock interactions and hydrothermal environments in the chondrite-like core of Enceladus  |date=27.10.2015
}} {{ref-en}}</ref>
<ref name="Leyrat2017">{{стаття
 |автор=A.&nbsp;Le&nbsp;Gall, C.&nbsp;Leyrat, M.&nbsp;A.&nbsp;Janssen, G.&nbsp;Choblet, G.&nbsp;Tobie, O.&nbsp;Bourgeois, A.&nbsp;Lucas, C.&nbsp;Sotin, C.&nbsp;Howett, R.&nbsp;Kirk, R.&nbsp;D.&nbsp;Lorenz, R.&nbsp;D.&nbsp;West, A.&nbsp;Stolzenbach, M.&nbsp;Massé, A.&nbsp;H.&nbsp;Hayes, L.&nbsp;Bonnefoy, G.&nbsp;Veyssière, F.&nbsp;Paganelli
 |назва=Thermally anomalous features in the subsurface of Enceladus’s south polar terrain  |оригінал=
 |посилання=http://www.nature.com/articles/s41550-017-0063
 |автор видання=
 |видання=Nature Astronomy
 |тип=
 |місце=
 |видавництво=
 |рік=2017
 |місяць=03
 |число=17
 |том=1
 |випуск=
 |номер=0063
 |сторінки=
 |isbn=
 |issn=
 |doi=10.1038/s41550-017-0063
 |bibcode=
 |arxiv=
}} {{ref-en}}</ref>
<ref name=MissionOverview2006>{{стаття
 |автор=Ondřej&nbsp;Čadek, Gabriel&nbsp;Tobie, Tim&nbsp;Van&nbsp;Hoolst, Marion&nbsp; Massé, Gaël&nbsp;Choblet, Axel&nbsp;Lefèvre, Giuseppe&nbsp;Mitri, Rose-Marie&nbsp;Baland, Marie&nbsp;Běhounková, Olivier&nbsp;Bourgeois, Anthony&nbsp;Trinh
 |назва=Enceladus's internal ocean and ice shell constrained from Cassini gravity, shape, and libration data
 |оригінал=
 |посилання=http://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1002/2016GL068634
 |автор видання=
 |видання=Geophysical Research Letters
 |тип=
 |місце=
 |видавництво=
 |рік=2016
 |місяць=06
 |число=11
 |том=43
 |випуск=11
 |номер=
 |сторінки=5653–5660
 |isbn=
 |issn=
 |doi=10.1002/2016GL068634
 |bibcode=
}} {{ref-en}}</ref>
<ref name="HunterWaite2017">{{стаття
 |автор=J. Hunter Waite, Christopher R. Glein, Rebecca S. Perryman, Ben D. Teolis, Brian A. Magee, Greg Miller, Jacob Grimes, Mark E. Perry, Kelly E. Miller, Alexis Bouquet, Jonathan I. Lunine, Tim Brockwell, Scott J. Bolton
 |назва=Cassini finds molecular hydrogen in the Enceladus plume: Evidence for hydrothermal processes  |оригінал=
 |посилання=http://science.sciencemag.org/content/356/6334/155
 |автор видання=
 |видання=Science
 |тип=
 |місце=
 |видавництво=
 |рік=2017 |місяць=04 |число=14
 |том=356
 |випуск=6334
 |номер=
 |сторінки=155-159
 |isbn=
 |issn=
 |doi=10.1126/science.aai8703
 |bibcode=
}} {{ref-en}}</ref>
<ref name=Herschel_1795>Herschel, W. (1795) [http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-data_query?bibcode=1795RSPT...85..347H&db_key=AST&link_type=ABSTRACT&high=45eb6e10af23195 ''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), [http://laplaza.org/~tom/People/Herschel.htm ''Herschel''] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20160113070818/http://laplaza.org/~tom/People/Herschel.htm |date=13 січня 2016 }}, Annual Report of the Board of Regents of the Smithsonian Institution, pp. 198—223)</ref>
<ref name=Frommert>Frommert, H.; and Kronberg, C.; [http://www.obspm.fr/messier/xtra/Bios/wherschel.html ''William Herschel (1738—1822)''] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20060823063029/http://www.obspm.fr/messier/xtra/Bios/wherschel.html |date=23 серпня 2006 }}. Accessed May 29, 2006</ref>
<ref name=Soylent>Soylent Communications, [http://www.nndb.com/people/661/000096373 ''William Herschel'']. Accessed May 29, 2006</ref>
<ref name=Voyager>{{cite web
 |url         = http://pds-rings.seti.org/voyager/mission/
 |title       = Voyager Mission Description
 |date        = 1997-02-19
 |work        = The Planetary Rings Node — Planetary Data System ([[NASA]])
 |publisher   = SETI
 |accessdate  = 2014-04-19
 |lang        = en
 |archiveurl  = https://web.archive.org/web/20140428121443/http://pds-rings.seti.org/voyager/mission/
 |archivedate = 2014-04-28
 |deadurl     = yes
}} {{ref-en}}</ref>
<ref name=Terrile>Terrile, R. J.; and Cook, A. F.; (1981); [http://articles.adsabs.harvard.edu//full/seri/LPICo/0428//0000010.000.html ''Enceladus: Evolution and Possible Relationship to Saturn's E-Ring'']. 12th Annual Lunar and Planetary Science Conference, Abstract 428</ref>
<ref name="nasa-2">{{Cite web |url=http://saturn.jpl.nasa.gov/mission/saturntourdates/saturntourdates2011 |title=Cassini Solstice Mission: Saturn Tour Dates: 2011 |access-date=2017-04-17 |archive-date=2016-03-05 |archive-url=https://web.archive.org/web/20160305005513/http://saturn.jpl.nasa.gov/mission/saturntourdates/saturntourdates2011/ |url-status=dead }}</ref>
<ref name="jpl.encel">{{cite web | url=http://saturn.jpl.nasa.gov/science/moons/enceladus/index.cfm?pageListID=1 | title=Cassini Solstice MIssion - Enceladus | work=NASA - JPL | year=2013 | accessdate=2014-04-09 }}</ref>
<ref name=PlanetarySocTable>Planetary Society [http://planetary.org/explore/topics/cassini_huygens/tour.html ''Cassini's Tour of the Saturn System''] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20090825141245/http://planetary.org/explore/topics/cassini_huygens/tour.html |date=25 серпня 2009 }}.</ref>
<ref name="kaleidoscope">{{cite web
 |url=http://news.tut.by/kaleidoscope/122695.html
 |title=Ученые нашли воду на одном из спутников Сатурна  |date=2008-11-27
 |publisher=Newsru
 |accessdate=2013-07-20
 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20141209014506/http://news.tut.by/kaleidoscope/122695.html
 |archivedate=2014-12-09
 |deadurl=yes
 }} {{ref-ru}}</ref>
<ref name="space5106">{{cite web
 |url=http://www.space.com/5106-spacecraft-flies-saturn-moon-plumes.html
 |title=Spacecraft Flies Through Saturn Moon's Plumes  |date=2008-03-14
 |publisher=Space.com
 |lang=en
 |accessdate=2013-07-20
 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20140308045843/http://www.space.com/5106-spacecraft-flies-saturn-moon-plumes.html
 |archivedate=2014-03-08
 |deadurl=yes
 }} {{ref-en}}</ref>
<ref name="mg20227055">{{cite web
 |url=http://www.newscientist.com/article/mg20227055.100-salt-in-enceladus-geyser-points-to-liquid-ocean.html
 |title=Salt in Enceladus geyser points to liquid ocean  |date=2009-04-29
 |publisher=NewScientist
 |lang=en
 |accessdate=2013-07-20
 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20130806231218/http://www.newscientist.com/article/mg20227055.100-salt-in-enceladus-geyser-points-to-liquid-ocean.html
 |archivedate=2013-08-06
 |deadurl=yes
 }} {{ref-en}}</ref>
<ref name="Умнов2009">{{cite web
 |url=http://starmission.ru/secondary_planets/saturn_moons/enceladus/65.html
 |title=Загадка Энцелада: новые данные о соленом океане на спутнике Сатурна  |author=Иван Умнов
 |date=2009-07-22
 |publisher=StarMission
 |accessdate=2013-07-20
 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20160305110854/http://starmission.ru/secondary_planets/saturn_moons/enceladus/65.html
 |archivedate=2016-03-05
 |deadurl=yes
 }} {{ref-ru}}</ref>
<ref name="membrana-2013">{{cite web
 |url=http://www.membrana.ru/particle/15820
 |title=Мощность Энцелада оказалась заметно выше предсказанной  |author=Леонид Попов
 |date=2011-03-09
 |publisher=Мембрана
 |accessdate=2013-07-20
 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20130420203014/http://www.membrana.ru/particle/15820
 |archivedate=2013-04-20
 |deadurl=yes
 }} {{ref-ru}}</ref>
<ref name="km.ru-2011">{{cite web
 |url=http://www.km.ru/nauka/2011/06/24/kosmicheskie-issledovaniya/na-sputnike-saturna-obnaruzheny-usloviya-dlya-zhizni
 |title=На спутнике Сатурна обнаружены условия для жизни  |date=2011-06-24
 |publisher=КМ.ру
 |accessdate=2013-07-20
 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20110828190728/http://www.km.ru/nauka/2011/06/24/kosmicheskie-issledovaniya/na-sputnike-saturna-obnaruzheny-usloviya-dlya-zhizni
 |archivedate=2011-08-28
 |deadurl=yes
 }} {{ref-ru}}</ref>
<ref name="Rincon2009">{{cite news
 |last=Rincon |first=Paul
 |url=http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/7897585.stm
 |title=Science & Environment &#124; Jupiter in space agencies' sights  |publisher=BBC News
 |date=2009-02-18
 |accessdate=2009-03-13
}} {{ref-en}}</ref>
<ref name="Фечт2013">{{стаття
 |автор=Сара Фечт
 |назва=Внеземной разум  |видання=Популярная механика
 |тип=журнал
 |рік=август 2013
 |номер=8 (130)
 |сторінки=42-49
}}</ref>
<ref name="Hsiang-Wen Hsu">''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</ref>
<ref name="Bouquet2015">''Alexis Bouquet, Olivier Mousis, J. Hunter Waite, Sylvain Picaud''. Possible evidence for a methane source in Enceladus' ocean. Geophysical Research Letters, 2015</ref>
<ref name=NameCategories>Blue, J.; (2006) [http://planetarynames.wr.usgs.gov/Page/Categories ''Categories for Naming Planetary Features'']. Retrieved April 4, 2014.</ref>
<ref name=gazetteer_Enceladus>{{cite web
 |url         = http://planetarynames.wr.usgs.gov/SearchResults?target=ENCELADUS
 |title       = Enceladus
 |publisher   = International Astronomical Union (IAU) Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN)
 |work        = Gazetteer of Planetary Nomenclature
 |accessdate  = 2013-05-11
 |lang        = en
 |archiveurl  = https://web.archive.org/web/20130617012144/http://planetarynames.wr.usgs.gov/SearchResults?target=ENCELADUS
 |archivedate = 2013-06-17
 |deadurl     = yes
}}</ref>
<ref name=NewNames>{{cite web
 |url         = http://astrogeology.usgs.gov/HotTopics/index.php?/archives/224-New-Names-for-Enceladus.html
 |title       = New Names for Enceladus
 |author      = Blue, J.
 |date        = 2006-11-13
 |accessdate  = 2013-05-11
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/6GcJraSTb?url=http://astrogeology.usgs.gov/HotTopics/index.php?%2Farchives%2F224-New-Names-for-Enceladus.html
 |archivedate = 2013-05-14
 |deadurl     = yes
}}</ref>
}}

== Посилання ==
* {{YouTube|7PdNUS3mvmo|Що приховує океан Енцеладу? Супутники Сонячної системи. Частина №1. Всесвіт UA|logo=1}}	

{{Бібліоінформація}}
{{Супутники Сатурна}}
{{Позаземне життя}}
[[Категорія:Енцелад]]