Enceladus Saturn II Enceladus | |
Imagem em cores falsas do lado oposto de Saturno tirada pela Cassini em 2005 . As “ listras de tigre ” estão localizadas na parte inferior direita, perto do terminador . | |
Modelo | Satélite natural de Saturno |
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Características orbitais ( Epoch J2000.0 ) | |
Semi-eixo maior | 238.020 km |
Periapsis | 236.830 km |
Apoapsis | 239.066 km |
Excentricidade | 0,004 52 |
Período de revolução | 1,370 d |
Inclinação | 0,019 ° |
Características físicas | |
Dimensões | 513 × 503 × 497 km |
Massa | 8,6 × 10 19 kg |
Densidade média | 1,608 x 10 3 kg / m 3 |
Gravidade superficial | 0,113 m / s 2 |
Período de rotação | 1,370 d ( síncrono ) |
Magnitude aparente | 11,7 (na oposição) |
Albedo médio | 0,81 ± 0,04 ( de Bond ) 1,375 ± 0,008 ( geométrico ) |
Temperatura da superfície | em média 75 K min. 32,9 K máx. 145 K |
Características da atmosfera | |
Pressão atmosférica | traço H 2 S : 91% N 2 : 4% CO : 3,2% CH 4 : 1,6% outros: propano , acetileno , formaldeído |
Descoberta | |
Descobridor | William Herschel |
Data da descoberta | 28 de agosto de 1789 |
Designação (ões) | |
Enceladus ( S II Enceladus ) é um satélite natural do planeta Saturno , descoberto por William Herschel em 1789. É o sexto satélite de Saturno em tamanho e o décimo quarto em sua distância.
Desde a missão Voyager 2 , e especialmente a missão Cassini-Huygens , que chegou à órbita de Saturno em 2004 , Enceladus é conhecido por ter várias características surpreendentes, incluindo uma geologia muito complexa até então insuspeitada e uma atividade que ainda é difícil de explicar., para um corpo tão pequeno (500 km de diâmetro em média). A sonda Cassini também observou em sua superfície jatos de matéria que podem ser semelhantes a gêiseres compostos de "uma espécie de água de dióxido de carbono misturada com uma essência de gás natural", e que parecem indicar a presença de água. Líquido abaixo da superfície . Observações recentes confirmaram essa hipótese, demonstrando a presença de um oceano de água líquida abaixo de sua superfície. Os três ingredientes da vida (calor, água, moléculas orgânicas) estariam, portanto, potencialmente presentes em Encélado.
De acordo com as imagens da sonda Cassini , Enceladus está coberto por uma camada com reflexos azulados, característicos da neve de água doce. Diz-se que a neve tem cerca de cem metros de espessura, indicando que está nevando em Encélado há pelo menos 100 milhões de anos. Os gêiseres e a fonte de calor subterrânea que os alimenta estão, portanto, ativos há muito tempo.
Encelade gira em torno de Saturno dentro do anel mais externo e o mais tênue de todos, chamado anel E ; este anel seria permanentemente abastecido com partículas pelas atuais (ou recentes) “erupções vulcânicas” de Enceladus. Este satélite é um dos únicos quatro objetos no Sistema Solar (com o satélite de Júpiter , Io , o de Netuno , Tritão e, claro, a Terra ) nos quais erupções ou ejeções de matéria podem ser observadas diretamente.
Este satélite de Saturno leva o nome de Encélado , um gigante da mitologia grega , derrotado por Atenas durante a Gigantomaquia (a guerra dos deuses contra os gigantes) e enterrado sob a ilha da Sicília . Também é designado pelos nomes de "Saturno II" ou "S II Enceladus" .
O nome "Enceladus", assim como os dos sete satélites de Saturno conhecidos na época, foram sugeridos por John Herschel , filho do descobridor William Herschel , em uma publicação de 1847 .
Posteriormente, as formações geológicas de Enceladus receberam o nome de personagens e lugares da coleção de contos persas As Mil e Uma Noites .
Para um observador terrestre, a magnitude aparente de Encélado em oposição é 11,7, portanto, nunca é visível a olho nu. Dependendo das condições de visualização e da "qualidade do céu", geralmente é necessário um telescópio de 300 mm de diâmetro para vê-lo com sucesso.
Como ele circula Saturno em 1,37 dias (ou seja, um pouco menos de 33 horas), é possível, durante a mesma noite de observação, perceber o movimento de Enceladus em torno de seu planeta, desde que o período de visibilidade seja longo o suficiente.
Sobrevôos de Enceladus pela sonda Cassini | |
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Datado | Distância (km) |
16 de janeiro de 2005 | 189.000 |
17 de fevereiro de 2005 | 1.264 |
9 de março de 2005 | 501 |
29 de março de 2005 | 64.000 |
21 de maio de 2005 | 93.000 |
14 de julho de 2005 | 172 |
12 de outubro de 2005 | 49.067 |
24 de dezembro de 2005 | 94.000 |
17 de janeiro de 2006 | 146.000 |
9 de setembro de 2006 | 39.929 |
9 de novembro de 2006 | 94 824 |
28 de junho de 2007 | 89 147 |
30 de setembro de 2007 | 98.289 |
12 de março de 2008 | 48 |
30 de junho de 2008 | 101 317 |
11 de agosto de 2008 | 54 |
9 de outubro de 2008 | 25 |
31 de outubro de 2008 | 200 |
8 de novembro de 2008 | 52.804 |
2 de novembro de 2009 | 103 |
21 de novembro de 2009 | 1.607 |
28 de abril de 2010 | 103 |
18 de maio de 2010 | 201 |
Antes do início dos anos 1980, Enceladus nunca tinha sido visto senão como um minúsculo ponto branco orbitando Saturno. Os únicos dados conhecidos eram as características de sua órbita e uma estimativa de sua massa , densidade e albedo .
As primeiras imagens de Enceladus obtidas por espaçonaves foram as das duas sondas do programa Voyager . A Voyager 1 só pôde obter imagens distantes e de baixa resolução em dezembro de 1980. No entanto, o fato de essas imagens mostrarem uma superfície lisa, aparentemente desprovida de relevo, enquanto em resoluções equivalentes, crateras eram visíveis na superfície de todos. Os outros satélites observados pela Voyager 1, já era uma indicação da relativa juventude de sua superfície.
Em agosto de 1981, a Voyager 2 conseguiu capturar imagens de resolução muito melhor, detalhadas o suficiente para revelar que, ao contrário de Mimas , que tem uma superfície velha, escura e com muitas crateras, a superfície de Enceladus é bastante lisa, jovem e brilhante. O satélite também mostrou sinais claros de atividade recente, em escala de tempo geológico. Esta descoberta foi na altura uma grande surpresa para a comunidade científica, nenhum modelo então capaz de explicar que um corpo tão pequeno e tão frio pudesse ainda apresentar uma actividade geológica.
O estudo detalhado de Enceladus então teve que esperar a chegada na órbita de Saturno da sonda Cassini , a30 de junho de 2004. Levando em consideração as observações feitas a partir das imagens da Voyager 2 , Enceladus foi considerado um objetivo de primordial importância pelos cientistas e planejadores da missão Cassini , e vários sobrevôos próximos, em distâncias inferiores a 1.500 km , foram programados. Os motores da espaçonave foram usados até mesmo para reduzir a distância de passagem durante o vôo sobre o14 de julho de 2005, a fim de baixá -lo para cerca de 172 km , significativamente menor do que o inicialmente planejado (~ 1.000 km ).
Foi durante esta passagem que gêiseres compostos por partículas muito finas de gelo (ejetados no espaço a mais de 200 km da superfície) foram descobertos na região sul de Enceladus, bem como fraturas tectônicas incluindo " listras de tigre " continuamente produzindo jatos de água vapor. Para estudá-los, os cientistas planejaram um sobrevôo ousado da sonda Cassini , o12 de março de 2008, a apenas 48 km da superfície. Os primeiros resultados revelaram temperatura acima do esperado e presença de compostos orgânicos, até mesmo água em estado líquido. Outros sobrevôos de baixa altitude ocorreram em 2008, como parte da missão estendida da sonda (ver Cronologia da missão Cassini-Huygens )).
O último voo da Cassini sobre Encélado ocorreu em19 de dezembro de 2015. A Cassini estava então a 5.000 km de Enceladus. O objetivo desta última visão geral foi estudar no infravermelho, a energia emitida do interior de Enceladus usando o instrumento CIRS ( Composite InfraRed Spectrometer ).
Os cientistas da missão Cassini-Huygens estabeleceram para si próprios os seguintes objetivos principais em relação a Enceladus:
Encélado é um dos principais satélites internos do sistema saturnino e está localizado na décima quarta posição em ordem de distância de Saturno; ele orbita dentro do anel E , o mais externo de todos , onde a densidade da matéria é máxima dentro desta coroa muito larga, mas muito fina.
Além disso, Encélado está em ressonância 2: 1 com outra lua de Saturno, Dione ; portanto, ele viaja exatamente duas órbitas enquanto Dione, por sua vez, faz uma revolução ao redor do planeta.
Enceladus está em média 238.000 km do centro de Saturno, mas apenas 180.000 km de suas nuvens mais altas, ou três vezes o raio do planeta, e circunda-o em cerca de 32 h 53 min . Como muitos satélites naturais, Enceladus gira sincronizadamente em torno de Saturno; seu período orbital de ser igual ao seu período de rotação , ele sempre apresenta a mesma face para o planeta, como a Lua faz com a Terra .
A órbita de Enceladus é quase circular, exibindo uma excentricidade de apenas 0,0045 e uma inclinação de 0,019 ° do plano do equador de Saturno.
Enceladus é um satélite bastante pequeno, com seu diâmetro médio de 500 km , quase sete vezes menor que o da Lua . Essas dimensões reduzidas permitiriam que ele se encaixasse na Grã-Bretanha , como mostra a ilustração ao lado.
É o sexto satélite de Saturno em ordem de massa e diâmetro decrescente, depois de Titã (5.150 km de diâmetro), Rhéa (1.530 km ), Japet (1.440 km ), Dione (1.120 km ) e Téthys (1.050 km ). É também um dos menores satélites esféricos do sistema interno, com todos os outros satélites menores de formato irregular (exceto Mimas com 390 km de diâmetro).
As dimensões precisas do satélite, que foram calculadas usando as imagens do limbo obtidas pelo instrumento ISS ( Scientific Imaging Subsystem ) da sonda Cassini, são 513 (a) × 503 (b) × 497 (c) km. A dimensão (a) corresponde ao diâmetro do lado (sempre o mesmo) voltado para Saturno, (b) ao diâmetro do lado voltado para a órbita e (c) ao diâmetro entre os pólos . Encélado, portanto, tem a forma geral de um elipsóide achatado nos pólos.
As imagens tiradas pela Voyager 2 em agosto de 1981 foram as primeiras a fornecer observações topográficas interessantes da superfície de Enceladus. A ilustração da tabela no início do artigo é um mosaico em cores falsas das melhores imagens obtidas pela sonda. O exame dos dados da Voyager mostrou que a superfície de Enceladus é composta de vários tipos de terreno, alguns setores com muitas crateras (portanto, antigos), enquanto outros são completamente desprovidos de crateras de impacto (portanto, de formação). Recente). Estas áreas, antigas ou recentes, apresentam todas indícios de deformações muito complexas e variadas, ora do tipo quebradiço ( falhas , fendas, etc.), ora do tipo dúctil (rugas e sulcos).
Levando em consideração os modelos teóricos sobre a frequência de impactos de meteoritos nesta parte do Sistema Solar , a ausência de cratera nas planícies mostra que algumas dessas regiões têm menos de 100 milhões de anos, e que, portanto, há um processo, provavelmente de “vulcanismo aquoso”, o que permite a renovação da superfície, e que explicaria que o gelo “limpo” permanece dominante na superfície de Enceladus.
O gelo recente e "limpo" cobrindo a superfície dá a Enceladus o albedo mais alto de qualquer objeto no Sistema Solar ( albedo geométrico visual de 1,375 ± 0,008 e albedo de Bond de 0,81 ± 0,04). Consequentemente, uma vez que reflete quase toda a radiação que recebe do Sol , a temperatura média em sua superfície é extremamente baixa, da ordem de 75 K ao meio-dia localmente ( ou seja, -198 ° C ).
As observações feitas durante os três primeiros sobrevôos de Enceladus pela sonda Cassini permitiram estudar as formações geológicas em sua superfície com muito mais detalhes do que antes, sendo a descoberta mais espetacular e mais importante provavelmente a estranha região do Pólo Sul , que parece muito complexo e muito ativo.
Designações de feições geológicasAs formações geológicas de Enceladus tomam seus nomes de personagens e lugares presentes na coleção de contos persas as Mil e Uma Noites . Os seguintes tipos de terreno são oficialmente reconhecidos por cientistas:
Essas designações e os nomes próprios atribuídos a certas regiões foram oficialmente definidos em 1982, logo após o sobrevoo da Voyager 2 . As formações descobertas pela sonda Cassini ainda não foram oficialmente nomeadas.
Crateras de impactoDe impacto, crateras estão presentes na superfície da maioria dos objetos do Sistema Solar . Enceladus não é exceção, uma boa parte de sua superfície coberta por crateras, a densidade e o grau de degradação variando, porém, de acordo com as regiões. A partir das observações da Voyager 2 , três tipos diferentes de terreno foram identificados: ct1 ( unidade de cratera 1 ), que compreende numerosas crateras deformadas por relaxamento viscoso ; ct2 ( unidade 2 com crateras), cujas crateras são ligeiramente menores e menos deformadas; finalmente cp ( planícies com crateras ), com ainda menos crateras e menores do que nas outras regiões. Embora a alta densidade de crateras ct1 torne a região mais antiga de Enceladus, ela ainda é mais recente do que as superfícies mais jovens de qualquer outro satélite de tamanho médio de Saturno.
As crateras de impacto são marcadores importantes da história geológica de um objeto, em primeiro lugar, indicando a partir de quando, após o período de formação inicial, a superfície se tornou suficientemente sólida para reter vestígios de impactos; então, ao observar a degradação sofrida pelas crateras, ou mesmo a ausência total de uma cratera, como é o caso em certas partes de Enceladus, eles guardam traços cronológicos das deformações sofridas pela crosta do satélite desde o impacto.
As observações feitas na Voyager pela sonda Cassini forneceram muito mais detalhes sobre essas regiões de crateras. As imagens de alta resolução mostram que grande parte das crateras de Enceladus estão fortemente degradadas, seja por relaxamento viscoso, ou por rachaduras que aparecem na crosta, ou por um processo de "amolecimento dos contornos".
O relaxamento viscoso é o fenômeno pelo qual crateras formadas em uma crosta de gelo de água se deformam, em escalas de tempo geológicas. A velocidade do fenômeno depende muito da temperatura do gelo, um gelo "quente" sendo menos viscoso e, portanto, mais fácil de se deformar. O fundo das crateras, tendo sido deformado por relaxamento viscoso, geralmente tende a assumir a forma de cúpula ; depois de um período muito longo, apenas a borda circular, ligeiramente mais alta do que o solo circundante, pode permanecer como evidência da presença de uma cratera.
Sobreposta ao fenômeno do relaxamento viscoso, a forma de um grande número de crateras Enceladus foi modificada por fraturas tectônicas. Quase todas as crateras fotografadas pela Cassini na região ct2 mostram sinais de deformação causada por movimentos tectônicos, incluindo várias falhas.
Outro fenômeno tende a degradar as crateras da região cp e das planícies, dando-lhes uma aparência arredondada, os relevos abruptos freqüentes no caso de deformações tectônicas parecendo ter sido apagadas (algumas fraturas também apresentam este tipo de amolecimento do relevo). A causa desse fenômeno ainda não é bem compreendida, sendo a hipótese mais provável relacionada ao depósito de regolito do anel E.
TectônicoA Voyager 2 descobriu vários tipos de formações tectônicas em Enceladus, incluindo grupos de falhas lineares e grandes bandas curvilíneas. Os resultados subsequentes obtidos pela Cassini sugerem que os movimentos tectônicos são a principal causa da deformação crustal em Enceladus. Uma das manifestações mais espetaculares desses movimentos tectônicos são as fendas (chamadas de fossas em Enceladus), que podem ter quase 200 km de comprimento e 5 a 10 km de largura, ao longo de um quilômetro de profundidade. Essas formações parecem relativamente recentes, uma vez que cortam outras formações de tipo tectônico, e seus relevos aparecem abruptos e angulares ao longo das falésias .
Outro tipo de deformação tectônica, os sulcos são grandes faixas de "ondulações" e "sulcos" mais ou menos paralelos, que são freqüentemente encontrados na separação entre regiões de planícies bastante planas e regiões de crateras. Formações semelhantes foram observadas em Ganimedes , um dos satélites de Júpiter , mas ao contrário do último, as rugas dos sulcos Enceladus não são necessariamente sempre muito paralelas, e muitas áreas têm uma forma de chevron que lembra a de algumas geleiras terrestres (embora os processos de formação são provavelmente muito diferentes). Imagens tiradas pela sonda Cassini também revelaram "manchas pretas", de 125 a 750 metros de largura, alinhadas paralelamente às linhas de fratura.
O Pólo Sul e sua regiãoO inventário das várias formações da superfície de Enceladus mostra que foi moldado por uma história geológica longa e complexa, cujo episódio mais recente parece estar ligado a uma região centrada no pólo sul. As imagens obtidas pela sonda Cassini durante o sobrevoo realizado em14 de julho de 2005nos permitiu estudar em detalhes esta "nova" região, que não era claramente visível nas imagens anteriores da Voyager 2 .
Esta área, que abrange o Pólo Sul a uma latitude de cerca de 55 ° Sul, é coberta por fraturas e falhas tectônicas, mas não tem crateras (ou pelo menos nenhuma cratera visível com a resolução dos instrumentos da sonda), sugerindo assim como esta é a superfície mais recente de Enceladus. Os modelos relativos à taxa teórica de impacto nesta região do Sistema Solar nos permitem deduzir que essa região teria no máximo 10 a 100 milhões de anos.
No centro desta região existem quatro grandes falhas com aproximadamente 2 km de largura por 130 km de comprimento e 500 metros de profundidade. Eles são delimitados por cumes de 100 metros de altura e 2 a 4 km de largura. Chamadas extraoficialmente de "listras de tigre" e separadas por cerca de 35 km , são quase exatamente paralelas, e uma análise cuidadosa das imagens, principalmente das interseções entre as várias falhas da região, mostra que essas fraturas são as formações geológicas mais recentes na região. A área.
O instrumento VIMS da sonda Cassini ( Visible and Infrared Mapping Spectrometer - espectrômetro na faixa do visível e infravermelho) mostrou que o material presente ao redor dessas "listras de tigre" tem espectro diferente do resto da superfície de Enceladus, e também detectou gelo cristais dentro dos arranhões. Isso implica que são muito recentes (menos de 1000 anos, talvez até apenas 10 anos). Isso ocorre porque, quando a água líquida ou o vapor se condensam em gelo , o gelo cristalino se forma . No entanto, a ação dos raios ultravioleta do Sol e da radiação cósmica transforma essa superfície cristalina de gelo em gelo amorfo em apenas algumas décadas. A presença de gelo cristalino ao nível das “listras de tigre” mostra, portanto, que esse gelo se formou muito recentemente, seja pela chegada de água líquida que congelou no local, seja por vapor d'água que congelou.
O ambiente de uma dessas faixas do Pólo Sul foi observado em altíssima resolução durante o sobrevoo em 14 de julho de 2005, revelando uma região extremamente deformada por movimentos tectônicos e coberta por grandes blocos de gelo de tamanhos variando de 10 a 100 metros de distância. A origem desses bloqueios permanece desconhecida.
A fronteira entre esta região muito ativa centrada no Pólo Sul e o resto da superfície é marcada por faixas de falésias e vales paralelos. A forma, orientação e posição destes indicam que foram causados por uma mudança na forma geral de Encélado e, em particular, por uma diminuição do diâmetro na direção do eixo de rotação, que pode ser devido a uma modificação do período de rotação , ou a uma reorientação do satélite causada pela formação de um diapiro largo e esparso no manto de gelo.
Após a passagem da Voyager 2 no início da década de 1980, os cientistas levantaram a hipótese de que Enceladus poderia ter criovulcões ainda ativos, com base em particular na relativa juventude de sua superfície e na posição do satélite no coração do anel E de Saturno. Enceladus parecia ser a fonte das partículas que o constituíam, provavelmente por um fenômeno de ejeção de vapor d'água vindo de dentro do satélite. Uma das consequências visíveis desse crioovulcanismo ativo era a presença de uma atmosfera , mesmo muito rarefeita, em torno de Enceladus. Sendo esta última pequena demais para poder reter por gravidade uma atmosfera ao seu redor, a presença de tal atmosfera seria, portanto, a prova de que existe um mecanismo recente, ou mesmo ainda ativo, que permite renová-la.
Os dados coletados por vários dos instrumentos da sonda Cassini permitiram confirmar essa hipótese. Primeiramente, o magnetômetro a bordo da sonda mediu, durante os três sobrevoos de 17 de fevereiro, 9 de março e14 de julho de 2005, um desvio das linhas do campo magnético de Saturno ao redor de Enceladus - esse desvio medido concorda com modelos teóricos que prevêem que é causado por correntes elétricas geradas por interações entre partículas ionizadas na atmosfera e o campo magnético do planeta. As análises posteriores dessas medidas também permitiram identificar a composição química das partículas; neste caso, foram observadas moléculas de vapor de água ionizado. Durante esse sobrevoo muito próximo, a equipe encarregada do magnetômetro mostrou que os gases da atmosfera de Enceladus se concentram acima da região do pólo sul, sendo a densidade da atmosfera muito menor, senão inexistente, ao se afastar deste. área.
Este resultado é complementado por duas observações feitas usando o instrumento UVIS ( Ultraviolet Imaging Spectrograph , câmera e espectrômetro no domínio ultravioleta ) durante dois experimentos de ocultação de estrelas por Enceladus, o primeiro em 17 de fevereiro e o segundo em 14 de julho de 2005. Quando a luminosidade de uma estrela é medida - e se a trajetória da sonda faz com que esta estrela passe atrás do satélite -, a variação na luminosidade pode indicar a presença ou ausência de uma atmosfera. Se a luminosidade da estrela cessa repentinamente quando ela passa para trás, então não há atmosfera visível; por outro lado, antes do desaparecimento da estrela atrás do disco satélite, se há uma atenuação progressiva, mesmo que leve, na luminosidade da estrela é porque há uma atmosfera. A situação é simétrica quando a estrela surge por trás de Encélado.
Durante o sobrevôo em fevereiro, foi Shaula (λ Scorpii) quem ficou obscurecido (ver diagrama ao lado): o monitoramento da luminosidade da estrela mostra uma queda repentina no momento da ocultação, o mesmo fenômeno se repetindo no reaparecimento do outro lado de Encélado. Por outro lado, durante a ocultação, em 14 de julho, de Bellatrix (γ Orionis), o instrumento foi capaz de medir uma diminuição progressiva da luminosidade da estrela, à medida que se aproximava do membro da estrela. 'Encélado próximo ao Sul Pólo. O reaparecimento da estrela do outro lado do disco foi novamente muito rápido; essas duas observações mostram que Enceladus tem uma atmosfera, mas que é muito localizada, em torno do pólo sul. Análises complementares do espectro de Bellatrix possibilitaram, medindo a absorção de certas linhas espectrais muito específicas quando a estrela foi escurecendo gradativamente, mostrar que o vapor d'água é o principal componente dessa atmosfera.
Durante o sobrevoo de julho, enquanto a sonda passava pela nuvem de gás centrada no Pólo Sul, o instrumento INMS ( Ion and Neutral Mass Spectrometer - Mass Spectrometer ) detectou um aumento significativo na quantidade de vapor d'água (H 2 O), mas também dinitrogênio (N 2 ) e dióxido de carbono (CO 2 ). Além disso, o CDA ( Cosmic Dust Analyzer ) também detectou um aumento no número de partículas na abordagem de Enceladus, e em particular de microcristais de gelo, confirmando assim que o satélite é uma das principais fontes de abastecimento do anel E de material. A análise dos dados do CDA e do INMS sugere que a nuvem pela qual a sonda passou é emitida por ou muito perto das "listras de tigre". Durante outro sobrevôo, em outubro de 2016, o hidrogênio foi detectado em 0,4% a 1,4% em volume. Sendo a concentração relativamente alta, sugere-se que esse hidrogênio seja proveniente de um processo hidrotérmico que ocorre em um oceano subterrâneo.
A atmosfera de Enceladus não pode durar muito tempo para um corpo tão pequeno, devido à sua baixa gravidade superficial (0,113 m / s 2 , ou 0,012 vezes a gravidade da Terra). Se ainda está presente, é porque é recente e ainda não teve tempo de escapar para o espaço e que existe um mecanismo para regenerá-lo continuamente.
Dados adquiridos pelos instrumentos INMS e CDA da Cassini mostraram que essa atmosfera está localizada não apenas ao redor do Pólo Sul, mas que a densidade da matéria é maior ao redor das “listras de tigre” (veja a seção Atmosfera ). Outras medições feitas com o espectrômetro infravermelho da sonda (CIRS) durante o sobrevôo de julho de 2005 revelaram a presença de “pontos quentes”, também localizados muito próximos às “listras de tigre”. A temperatura média nesta região é de 85 ~ 90 kelvins ou quinze graus mais alta do que a prevista pela teoria sem levar em conta que a radiação recebida do sol . Além disso, ao aumentar ainda mais a resolução da medição, algumas regiões dentro das "listras de tigre" foram medidas a temperaturas de 140 K , embora possam existir temperaturas ainda mais altas, mas a resolução dos instrumentos de monitoramento. A Cassini não permite que sejam diferenciado.
As "listras de tigre" tornaram-se, portanto, os locais mais prováveis de origem da emissão de matéria na atmosfera de Encélado. A confirmação visual dessa emissão de gás e poeira foi feita em novembro de 2005, quando a Cassini observou jatos de partículas de gelo subindo da região do Pólo Sul. Imagens tiradas mostraram muitos jatos muito finos se estendendo em todas as direções, bem como uma nuvem de gás enorme, mais fraca e mais difusa se estendendo por quase 500 km acima da superfície de Enceladus. A maioria das partículas de gelo emitidas nesses jatos parecem eventualmente cair para a superfície, uma fração minúscula, cerca de um por cento, escapando para alimentar o anel E.
Essas observações mostram que, embora o termo atmosfera ainda seja usado, é na verdade uma enorme nuvem de gás e poeira, a parte mais difusa dos jatos localizados no pólo sul.
O mecanismo por trás dessa desgaseificação ainda é amplamente desconhecido, e a explicação do fenômeno depende muito do modelo usado para a estrutura interna de Enceladus (veja esta seção para detalhes). Entre as duas hipóteses mais desenvolvidas, uma sugere que esses jatos poderiam vir de bolsões de vapor de água pressurizado localizados abaixo da superfície, como gêiseres terrestres; a outra hipótese envolve um mecanismo de sublimação do gelo superficial, aquecido pela presença em profundidade de um melaço mais ou menos líquido e "quente" composto de água e amônia (NH 3 ).
A atividade geológica de Enceladus é bastante particular para um corpo tão pequeno, e a origem da fonte de energia que desencadeia esta atividade, bem como as modalidades desta atividade (que implica a presença de líquido para explicar o magmatismo ) são ainda pouco compreendidas hoje. .
As estimativas de massa de Enceladus feitas a partir de dados da Voyager sugeriram que ele era composto quase exclusivamente de gelo de água. Desde então, a equipe responsável pela navegação da sonda Cassini recalculou essa massa com base nos efeitos induzidos na trajetória da sonda pelo campo gravitacional do satélite, levando a um valor muito superior de 1,608 × 10 3 kg / m 3 para densidade . Esta densidade é maior do que a de outros satélites de Saturno comparáveis a Enceladus, e indica que a proporção de silicatos e ferro (portanto elementos radioativos) dentro dele é maior do que para os outros. Assim, o interior de Enceladus poderia ter experimentado um episódio de aquecimento maior do que o de seus companheiros sob o efeito de elementos radioativos .
No que diz respeito aos processos que regem a atividade de Enceladus, a hipótese de maior sucesso atualmente (março de 2006) é a do “gêiser frio”. De acordo com esse modelo, os jatos de partículas de vapor e gelo emanando das “listras de tigre” viriam de reservatórios subterrâneos de água líquida pressurizada e escapariam por escoadouros que perfuraram a crosta neste local. Esses bolsões de água estariam localizados apenas algumas dezenas de metros abaixo da superfície. No entanto, a fonte de calor que permite a esta água atingir o ponto de fusão ( 273 K ou 0 ° C ) é apenas parcialmente conhecida. Os silicatos diferenciados em um núcleo rochoso no centro de Enceladus contribuem parcialmente para o aquecimento por meio da radioatividade, assim como os atritos gerados pelas forças das marés causadas pela presença de Saturno e outros satélites, em particular Dione , mas o equilíbrio de energia do todo é porém insuficiente para explicar por que o gelo localizado sob a superfície poderia atingir tal temperatura. É possível que distúrbios tenham causado, no passado mais ou menos recente, modificações na órbita de Encélado, o que teria aumentado significativamente o efeito das forças de maré, em particular por "forçar" a elipticidade da órbita, para finalmente aumentar significativamente o temperatura interna do satélite. Embora ainda seja apenas uma hipótese, as reminiscências desse aquecimento do passado, bem como a radioatividade atual e as forças das marés podem ser suficientes para explicar a atividade geológica contemporânea.
Os modelos propostos anteriormente pressupunham a existência de um nível parcialmente líquido em profundidade, entre a camada de gelo superficial e os silicatos do núcleo, que seria composto por uma mistura de água e amônia. A mistura água / amônia apresenta de fato um eutético , cujo ponto de fusão é de 170 K ( −100 ° C , à pressão atmosférica ). A composição desse eutético é um terço de amônia para dois terços de água e, como para o modelo do “gêiser frio”, os jatos de vapor observados seriam feitos dessa mistura subindo à superfície. No entanto, as baixíssimas proporções de amônia medidas pela Cassini nos jatos do Pólo Sul parecem incompatíveis com essa hipótese, o que explica por que é questionada, embora não possa ser totalmente descartada.
O 3 de abril de 2014, A NASA anuncia que a Cassini detectou a presença de um grande oceano subterrâneo de água líquida sob o pólo sul do satélite, um oceano com cerca de 500 quilômetros de largura e dez quilômetros de espessura coberto por uma espessa camada de gelo cristalizado. Dentrosetembro de 2015, um comunicado de imprensa da NASA anuncia que o oceano Enceladus acabaria por cobrir a lua inteira e não seria reduzido a alguns bolsões sob o gelo. Depois de observar por sete anos a libração de Enceladus focalizando certas formações presentes em sua superfície, em particular suas crateras, uma leve oscilação de Enceladus pôde ser detectada. Essa oscilação é perfeitamente incompatível com uma camada de gelo sólido que se estende até o núcleo rochoso da lua. Os resultados dessas observações sugerem, portanto, que uma camada de líquido separa a superfície de Enceladus de seu núcleo.
Duas hipóteses concorrentes (ou complementares) permitem explicar a persistência de um oceano subterrâneo: forças das marés devidas a Saturno e Dione por um lado, fluxos turbulentos devidos à libração longitudinal da crosta de gelo por outro.
O anel E são os anéis mais externos e mais largos de Saturno e, além disso, todos os anéis planetários do sistema solar . Embora muito fino, ele se estende da órbita de Mimas à de Titã , com quase um milhão de quilômetros de diâmetro. No entanto, modelos teóricos mostram que esse anel é instável em uma escala de tempo da ordem de 10.000 anos a um milhão de anos, o que significa que a entrada de partículas é muito recente.
Enceladus orbitando dentro deste anel, onde a densidade é a mais alta e o anel é o menos espesso, há muito se suspeita que seja, pelo menos em parte, a fonte da poeira gelada que compõe o anel. Isso foi confirmado pelas observações da sonda Cassini, que mostram dois mecanismos muito distintos que levam a essa transferência de matéria:
Enceladus ejeta plumas contendo água , amônia , grãos de sílica e moléculas orgânicas , incluindo hidrocarbonetos . Modelos numéricos e medidas de gravidade indicam que Enceladus tem um núcleo grande, rochoso e poroso de temperatura moderada, permitindo que a água flua através dele, carregando moléculas químicas. Isso poderia permitir vida dentro do satélite. Organismos primitivos de Enceladus poderiam alcançar outros planetas do Sistema Solar ( panspermia ).
Da superfície de Enceladus, Saturno tem um diâmetro aparente de quase 30 °, sessenta vezes maior do que o da Lua visto da Terra . Além disso, como o período de rotação e o período de revolução sideral de Enceladus são síncronos , Saturno sempre ocupa a mesma posição no céu (com uma variação muito pequena ligada à excentricidade da órbita ao redor do planeta) e, portanto, nunca seria visível do lado oposto a ele. Os anéis seriam vistos quase exatamente pela borda graças à inclinação muito baixa (0,019 °) da órbita de Enceladus, mas a sombra que eles lançaram na superfície de Saturno seria claramente visível.
Tal como acontece com a Lua, Saturno apareceria na maioria das vezes como um enorme crescente. O Sol visto de Enceladus teria, na verdade, um diâmetro aparente de cerca de 3,5 minutos de arco , quase dez vezes menor do que o visto da Terra.
O observador colocado em Enceladus, no lado voltado para Saturno, também pode ver Mimas (o maior dos satélites cuja órbita está localizada dentro da de Enceladus) passando regularmente - a cada 72 horas ou mais - em frente ao disco de Saturno.