Encelado

Enceladus es la sexta luna más grande de Saturno (la 19 más grande del Sistema Solar). Tiene unos 500 kilómetros (310 millas) de diámetro, aproximadamente una décima parte del de la luna más grande de Saturno, Titán. Encelado está cubierto en su mayor parte por hielo fresco y limpio, lo que lo convierte en uno de los cuerpos más reflectantes del Sistema Solar. En consecuencia, la temperatura de su superficie al mediodía solo alcanza los -198 °C (75,1 K; -324,4 °F), mucho más fría de lo que sería un cuerpo que absorbe luz. A pesar de su pequeño tamaño, Enceladus tiene una amplia gama de características superficiales, que van desde regiones antiguas con abundantes cráteres hasta terrenos jóvenes con deformaciones tectónicas.

Encelado fue descubierto el 28 de agosto de 1789 por William Herschel, pero se sabía poco al respecto hasta que las dos naves espaciales Voyager, Voyager 1 y Voyager 2, sobrevolaron Saturno en 1980 y 1981. En 2005, la nave espacial Cassini inició múltiples sobrevuelos cercanos a Encelado, revelando su superficie y entorno con mayor detalle. En particular, Cassini descubrió penachos ricos en agua que emanaban de la región del polo sur. Los criovolcanes cerca del polo sur lanzan chorros de vapor de agua, hidrógeno molecular, otros materiales volátiles y sólidos, como cristales de cloruro de sodio y partículas de hielo, similares a géiseres, al espacio, con un total de aproximadamente 200 kilogramos (440 libras) por segundo. Se han identificado más de 100 géiseres. Parte del vapor de agua vuelve a caer en forma de "nieve"; el resto escapa y suministra la mayor parte del material que forma el anillo E de Saturno. Según los científicos de la NASA, las columnas tienen una composición similar a la de los cometas. En 2014, la NASA informó que Cassini había encontrado evidencia de un gran océano subterráneo de agua líquida en el polo sur con un espesor de alrededor de 10 km (6 mi). La existencia de Enceladus' Desde entonces, el océano subterráneo ha sido modelado y replicado matemáticamente.

Estas observaciones de géiseres, junto con el hallazgo de escape de calor interno y muy pocos cráteres de impacto (si es que hay alguno) en la región del polo sur, muestran que Encelado actualmente es geológicamente activo. Como muchos otros satélites en los extensos sistemas de los planetas gigantes, Enceladus está atrapado en una resonancia orbital. Su resonancia con Dione excita su excentricidad orbital, que es amortiguada por las fuerzas de marea, calentando su interior e impulsando la actividad geológica.

Cassini realizó un análisis químico de las columnas de Encélado y encontró evidencia de actividad hidrotermal, que posiblemente impulsa una química compleja. La investigación en curso sobre los datos de Cassini sugiere que el entorno hidrotermal de Encelado podría ser habitable para algunos de los microorganismos de las fuentes hidrotermales de la Tierra, y que el metano encontrado en la pluma podría ser producido por tales organismos.

Historia

Descubrimiento

Encelado fue descubierto por William Herschel el 28 de agosto de 1789, durante el primer uso de su nuevo telescopio de 1,2 m (47 pulgadas) y 40 pies, entonces el más grande del mundo, en Observatory House en Slough, Inglaterra. Su débil magnitud aparente (H_V = +11,7) y su proximidad al mucho más brillante Saturno y los anillos de Saturno hacen que Encelado sea difícil de observar desde la Tierra con telescopios más pequeños.. Como muchos satélites de Saturno descubiertos antes de la era espacial, Encelado se observó por primera vez durante un equinoccio de Saturno, cuando la Tierra está dentro del plano de los anillos. En esos momentos, la reducción del resplandor de los anillos hace que las lunas sean más fáciles de observar. Antes de las misiones Voyager, la vista de Encelado mejoraba poco con respecto al punto observado por primera vez por Herschel. Solo se conocían sus características orbitales, con estimaciones de su masa, densidad y albedo.

Nombramiento

Athena (izquierda) luchando contra Enceladus (derecha)

Encelado lleva el nombre del gigante Encelado de la mitología griega. El nombre, como los nombres de cada uno de los primeros siete satélites de Saturno descubiertos, fue sugerido por el hijo de William Herschel, John Herschel, en su publicación de 1847 Resultados de las observaciones astronómicas realizadas en el Cabo de Buena Esperanza. Eligió estos nombres porque Saturno, conocido en la mitología griega como Cronos, era el líder de los titanes.

La Unión Astronómica Internacional (UAI) nombró las características geológicas de Encelado en honor a los personajes y lugares de la traducción de Richard Francis Burton de 1885 de El libro de las mil y una noches. Los cráteres de impacto reciben el nombre de caracteres, mientras que otros tipos de características, como fossae (depresiones largas y estrechas), dorsa (crestas), planitiae (llanuras), surcos (surcos paralelos largos) y rupes (acantilados) reciben nombres de lugares. La IAU ha nombrado oficialmente 85 características en Enceladus, más recientemente Samaria Rupes, anteriormente llamada Samaria Fossa.

Forma y tamaño

Comparación de tamaño de la Tierra, la Luna y Enceladus (abajo izquierdo)

Enceladus es un satélite relativamente pequeño compuesto de hielo y roca. Tiene forma de elipsoide escaleno; sus diámetros, calculados a partir de imágenes tomadas por el instrumento ISS (Imaging Science Subsystem) de Cassini, son 513 km entre el sub y el anti- polos de Saturno, 503 km entre los hemisferios anterior y posterior, y 497 km entre los polos norte y sur. Encélado tiene solo una séptima parte del diámetro de la Luna de la Tierra. Ocupa el sexto lugar en masa y tamaño entre los satélites de Saturno, después de Titán (5150 km), Rea (1530 km), Jápeto (1440 km), Dione (1120 km) y Tethys (1050 km).

Órbita y rotación

Enceladus es uno de los principales satélites interiores de Saturno junto con Dione, Tethys y Mimas. Orbita a 238 000 km (148 000 mi) del centro de Saturno y a 180 000 km (110 000 mi) de la parte superior de sus nubes, entre las órbitas de Mimas y Tethys. Gira alrededor de Saturno cada 32,9 horas, lo suficientemente rápido como para observar su movimiento durante una sola noche de observación. Enceladus se encuentra actualmente en una resonancia orbital de movimiento medio 2:1 con Dione, completando dos órbitas alrededor de Saturno por cada órbita completada por Dione. Esta resonancia mantiene la excentricidad orbital de Encélado (0,0047), que se conoce como excentricidad forzada. Esta excentricidad distinta de cero da como resultado la deformación de marea de Encelado. El calor disipado resultante de esta deformación es la principal fuente de calor para la actividad geológica de Encelado. Enceladus orbita dentro de la parte más densa del anillo E de Saturno, el más externo de sus anillos principales, y es la fuente principal de la composición material del anillo.

Como la mayoría de los satélites más grandes de Saturno, Encelado gira sincrónicamente con su período orbital, manteniendo una cara apuntando hacia Saturno. A diferencia de la Luna de la Tierra, Encelado no parece librar más de 1,5° sobre su eje de giro. Sin embargo, el análisis de la forma de Encelado sugiere que en algún momento estuvo en una libración de órbita de giro secundaria forzada 1: 4. Esta libración podría haber proporcionado a Enceladus una fuente de calor adicional.

Fuente del anillo E

Enceladus orbitando dentro del anillo E de Saturno

Se ha demostrado que las plumas de Encelado, cuya composición es similar a la de los cometas, son la fuente del material del anillo E de Saturno. El anillo E es el anillo más ancho y exterior de Saturno (a excepción del tenue anillo de Febe). Es un disco extremadamente ancho pero difuso de material microscópico helado o polvoriento distribuido entre las órbitas de Mimas y Titán.

Los modelos matemáticos muestran que el anillo E es inestable, con una vida útil de entre 10 000 y 1 000 000 de años; por lo tanto, las partículas que lo componen deben reponerse constantemente. Enceladus está orbitando dentro del anillo, en su punto más angosto pero de mayor densidad. En la década de 1980, algunos sospecharon que Enceladus es la principal fuente de partículas para el anillo. Esta hipótesis fue confirmada por los primeros dos sobrevuelos cercanos de Cassini en 2005.

El Cosmic Dust Analyzer (CDA) "detectó un gran aumento en la cantidad de partículas cerca de Enceladus", lo que lo confirma como la fuente principal del anillo E. El análisis de los datos de CDA e INMS sugiere que la nube de gas Cassini voló durante el encuentro de julio, y observada desde la distancia con su magnetómetro y UVIS, era en realidad una pluma criovolcánica rica en agua, que se originaba en los respiraderos. cerca del polo sur.

La confirmación visual de la ventilación se produjo en noviembre de 2005, cuando la ISS captó imágenes de chorros de partículas heladas similares a géiseres que se elevaban desde la región polar sur de Encelado. (Aunque se tomaron imágenes del penacho antes, en enero y febrero de 2005, estudios adicionales de la respuesta de la cámara en ángulos de fase altos, cuando el Sol está casi detrás de Encelado, y comparación con imágenes equivalentes de ángulo de fase alto tomadas de otros Se requirieron satélites de Saturno antes de que esto pudiera confirmarse).

Geología

Características de la superficie

Imagen falsa de las crestas de Enceladus, cráteres de impacto y llanuras

Voyager 2 fue la primera nave espacial en observar la superficie de Encelado en detalle, en agosto de 1981. El examen de las imágenes de mayor resolución resultantes reveló al menos cinco tipos diferentes de terreno, incluidos varios regiones de terreno con cráteres, regiones de terreno suave (joven) y carriles de terreno ondulado que a menudo bordean las áreas suaves. Además, se observaron extensas grietas lineales y escarpes. Dada la relativa falta de cráteres en las suaves llanuras, estas regiones probablemente tengan menos de unos pocos cientos de millones de años. En consecuencia, Enceladus debe haber estado recientemente activo con "vulcanismo de agua" u otros procesos que renuevan la superficie. El hielo fresco y limpio que domina su superficie convierte a Encelado en el cuerpo más reflectante del Sistema Solar, con un albedo geométrico visual de 1,38 y un albedo de enlace bolométrico de 0.81±0.04. Debido a que refleja tanta luz solar, su superficie solo alcanza una temperatura media al mediodía de -198 °C (-324 °F), algo más fría que la de otros satélites de Saturno.

Las observaciones durante tres sobrevuelos el 17 de febrero, el 9 de marzo y el 14 de julio de 2005 revelaron las características de la superficie de Encelado con mucho más detalle que las observaciones de la Voyager 2. Las llanuras suaves, que la Voyager 2 había observado, se resolvieron en regiones relativamente libres de cráteres llenas de numerosas pequeñas crestas y escarpes. Se encontraron numerosas fracturas dentro del terreno con cráteres más antiguo, lo que sugiere que la superficie ha estado sujeta a una gran deformación desde que se formaron los cráteres. Algunas áreas no contienen cráteres, lo que indica importantes eventos de repavimentación en el pasado geológico reciente. Hay fisuras, llanuras, terrenos ondulados y otras deformaciones de la corteza. Se descubrieron varias regiones adicionales de terreno joven en áreas que ninguna de las naves espaciales Voyager captó bien, como el extraño terreno cerca del polo sur. Todo esto indica que el interior de Encelado es líquido hoy, aunque debería haber estado congelado hace mucho tiempo.

Cráteres de impacto

Imagen cercana de los cráteres Al-Haddar (top), Shahrazad (middle) y Dunyazad (bottom)

La formación de cráteres por impacto es una ocurrencia común en muchos cuerpos del Sistema Solar. Gran parte de la superficie de Encelado está cubierta de cráteres de varias densidades y niveles de degradación. Esta subdivisión de los terrenos con cráteres sobre la base de la densidad del cráter (y, por lo tanto, de la edad de la superficie) sugiere que Encelado ha sido resurgido en múltiples etapas.

Cassini proporcionaron una mirada mucho más cercana a la distribución y el tamaño del cráter, mostrando que muchos de los cráteres de Encelado están muy degradados debido a la relajación viscosa y la fractura. La relajación viscosa permite que la gravedad, en escalas de tiempo geológico, deforme los cráteres y otras características topográficas formadas en el hielo de agua, reduciendo la cantidad de topografía con el tiempo. La velocidad a la que esto ocurre depende de la temperatura del hielo: el hielo más cálido es más fácil de deformar que el hielo más frío y rígido. Los cráteres viscosamente relajados tienden a tener pisos abovedados, o se reconocen como cráteres solo por un borde circular elevado. El cráter Dunyazad es un excelente ejemplo de un cráter viscosamente relajado en Enceladus, con un piso abovedado prominente.

Características tectónicas

Vista de cerca de las crestas de Enceladus

Voyager 2 encontró varios tipos de características tectónicas en Enceladus, incluidos valles, escarpes y cinturones de surcos y crestas. Los resultados de Cassini sugieren que la tectónica es el modo dominante de deformación en Encelado, incluidas las grietas, uno de los tipos más dramáticos de características tectónicas que se observaron. Estos cañones pueden tener hasta 200 km de largo, entre 5 y 10 km de ancho y 1 km de profundidad. Estas características son geológicamente jóvenes, porque atraviesan otras características tectónicas y tienen un relieve topográfico pronunciado con afloramientos prominentes a lo largo de las paredes de los acantilados.

La evidencia de la tectónica en Encelado también se deriva del terreno acanalado, que consta de carriles de surcos curvilíneos y crestas. Estas bandas, descubiertas por primera vez por Voyager 2, a menudo separan llanuras suaves de regiones con cráteres. Los terrenos acanalados como Samarkand Sulci recuerdan el terreno acanalado de Ganímedes. Sin embargo, a diferencia de las que se ven en Ganímedes, la topografía acanalada de Encelado es generalmente más compleja. En lugar de conjuntos paralelos de surcos, estos carriles a menudo aparecen como bandas de características en forma de cheurón toscamente alineadas. En otras áreas, estas bandas se arquean hacia arriba con fracturas y crestas a lo largo de la característica. Las observaciones de Cassini de Samarkand Sulci han revelado manchas oscuras (125 y 750 m de ancho) ubicadas paralelas a las estrechas fracturas. Actualmente, estos puntos se interpretan como pozos de colapso dentro de estos cinturones lisos con crestas.

Además de fracturas profundas y carriles acanalados, Encelado tiene varios otros tipos de terreno tectónico. Muchas de estas fracturas se encuentran en bandas que atraviesan terreno con cráteres. Estas fracturas probablemente se propagan hacia abajo solo unos pocos cientos de metros en la corteza. Muchos probablemente han sido influenciados durante su formación por el regolito debilitado producido por los cráteres de impacto, a menudo cambiando el rumbo de la fractura que se propaga. Otro ejemplo de características tectónicas en Encelado son los surcos lineales encontrados por primera vez por Voyager 2 y vistos con una resolución mucho mayor por Cassini. Estos surcos lineales se pueden ver atravesando otros tipos de terreno, como los cinturones de surcos y crestas. Al igual que las profundas grietas, se encuentran entre las características más jóvenes de Encelado. Sin embargo, algunos surcos lineales se han suavizado como los cráteres cercanos, lo que sugiere que son más antiguos. También se han observado crestas en Encelado, aunque no tanto como las que se ven en Europa. Estas crestas tienen una extensión relativamente limitada y miden hasta un kilómetro de altura. También se han observado cúpulas de un kilómetro de altura. Dado el nivel de renovación de la superficie que se encuentra en Encelado, está claro que el movimiento tectónico ha sido un importante impulsor de la geología durante gran parte de su historia.

Llanuras suaves

La Voyager 2 observó dos regiones de llanuras suaves. Por lo general, tienen un relieve bajo y muchos menos cráteres que en los terrenos con cráteres, lo que indica una edad superficial relativamente joven. En una de las regiones planas suaves, Sarandib Planitia, no se observaron cráteres de impacto hasta el límite de resolución. Otra región de suaves llanuras al suroeste de Sarandib está atravesada por varios valles y escarpes. Desde entonces, Cassini ha visto estas regiones de llanuras suaves, como Sarandib Planitia y Diyar Planitia, con una resolución mucho mayor. Las imágenes de Cassini muestran estas regiones llenas de crestas y fracturas de bajo relieve, probablemente causadas por deformación por corte. Las imágenes de alta resolución de Sarandib Planitia revelaron una serie de pequeños cráteres de impacto, que permiten una estimación de la edad de la superficie, ya sea 170 millones de años o 3.700 millones de años, según la población supuesta del impactador.

La cobertura de superficie ampliada proporcionada por Cassini ha permitido la identificación de regiones adicionales de llanuras suaves, particularmente en el hemisferio anterior de Encelado (el lado de Encelado que mira hacia la dirección del movimiento como orbita a Saturno). En lugar de estar cubierta por crestas de bajo relieve, esta región está cubierta por numerosos conjuntos entrecruzados de valles y crestas, similar a la deformación observada en la región del polo sur. Esta área está en el lado opuesto de Encelado de Sarandib y Diyar Planitiae, lo que sugiere que la ubicación de estas regiones está influenciada por las mareas de Saturno en Encelado.

Región polar sur

Un atlas del cuadrángulo del polo sur de Enceladus, que está dominado por las rayas del tigre

Las imágenes tomadas por Cassini durante el sobrevuelo del 14 de julio de 2005 revelaron una región distintiva deformada tectónicamente que rodea el polo sur de Encelado. Esta área, que llega al norte hasta los 60° de latitud sur, está cubierta de fracturas y crestas tectónicas. El área tiene pocos cráteres de impacto considerables, lo que sugiere que es la superficie más joven de Enceladus y de cualquiera de los satélites helados de tamaño medio; el modelado de la tasa de formación de cráteres sugiere que algunas regiones del terreno del polo sur son posiblemente tan jóvenes como 500.000 años o menos. Cerca del centro de este terreno hay cuatro fracturas delimitadas por crestas, extraoficialmente llamadas "rayas de tigre". Parecen ser las características más jóvenes en esta región y están rodeadas de hielo de agua de grano grueso de color verde menta (en falso color, UV-verde-casi IR), visto en otras partes de la superficie dentro de afloramientos y paredes de fracturas. Aquí el "azul" el hielo está sobre una superficie plana, lo que indica que la región es lo suficientemente joven como para no haber sido cubierta por hielo de agua de grano fino del anillo E. Los resultados del espectrómetro visual e infrarrojo (VIMS) sugieren que el material de color verde que rodea las rayas de tigre es químicamente distinto del resto de la superficie de Encelado. VIMS detectó hielo de agua cristalino en las franjas, lo que sugiere que son bastante jóvenes (probablemente menos de 1000 años) o que el hielo de la superficie se ha alterado térmicamente en el pasado reciente. VIMS también detectó compuestos orgánicos simples (que contienen carbono) en las rayas de tigre, una química que no se ha encontrado en ningún otro lugar de Enceladus hasta el momento.

Una de estas áreas de "azul" El hielo en la región del polo sur se observó a alta resolución durante el sobrevuelo del 14 de julio de 2005, lo que reveló un área de deformación tectónica extrema y terreno en bloques, con algunas áreas cubiertas de rocas de 10 a 100 m de ancho.

El límite de la región del polo sur está marcado por un patrón de crestas y valles paralelos en forma de Y y V. La forma, orientación y ubicación de estas características sugieren que son causadas por cambios en la forma general de Encélado. A partir de 2006, había dos teorías sobre lo que podría causar tal cambio de forma: la órbita de Encelado puede haber migrado hacia adentro, lo que provocó un aumento en la tasa de rotación de Encelado. Tal cambio conduciría a una forma más achatada; o una masa ascendente de material cálido y de baja densidad en el interior de Encelado puede haber llevado a un cambio en la posición del terreno actual del polo sur desde las latitudes medias del sur de Encelado hasta su polo sur. En consecuencia, la forma elipsoide de la luna se habría ajustado para coincidir con la nueva orientación. Un problema de la hipótesis del aplanamiento polar es que ambas regiones polares deberían tener historias de deformación tectónica similares. Sin embargo, la región del polo norte está densamente craterizada y tiene una edad superficial mucho más antigua que el polo sur. Las variaciones de espesor en la litosfera de Encélado son una explicación de esta discrepancia. Las variaciones en el espesor litosférico están respaldadas por la correlación entre las discontinuidades en forma de Y y las cúspides en forma de V a lo largo del margen del terreno polar sur y la edad superficial relativa de las regiones adyacentes del terreno no polar sur. Las discontinuidades en forma de Y y las fracturas de tensión con tendencia norte-sur a las que conducen están correlacionadas con un terreno más joven con litosferas presumiblemente más delgadas. Las cúspides en forma de V están adyacentes a terrenos más antiguos y con más cráteres.

Plumas polares del sur

Un panorama de las ciruelas de Enceladus tomadas por Cassini naves espaciales

Tras los encuentros de la Voyager con Encelado a principios de la década de 1980, los científicos postularon que era geológicamente activo en función de su superficie joven y reflectante y su ubicación cerca del núcleo del anillo E. Con base en la conexión entre Encelado y el anillo E, los científicos sospecharon que Encelado era la fuente de material en el anillo E, quizás a través de la ventilación de vapor de agua. El primer avistamiento de Cassini de una columna de partículas heladas sobre el polo sur de Encelado provino de las imágenes del Imaging Science Subsystem (ISS) tomadas en enero y febrero de 2005, aunque la posibilidad de un artefacto de la cámara se retrasó. un anuncio oficial. Los datos del instrumento magnetómetro durante el encuentro del 17 de febrero de 2005 proporcionaron evidencia de una atmósfera planetaria. El magnetómetro observó una desviación o "draping" del campo magnético, consistente con la ionización local del gas neutro. Durante los dos encuentros siguientes, el equipo del magnetómetro determinó que los gases en la atmósfera de Enceladus se concentran sobre la región del polo sur, siendo la densidad atmosférica lejos del polo mucho más baja. A diferencia del magnetómetro, el espectrógrafo de imágenes ultravioleta no pudo detectar una atmósfera sobre Encelado durante el encuentro de febrero cuando observó la región ecuatorial, pero detectó vapor de agua durante una ocultación sobre la región polar sur durante el encuentro de julio.

Un posible esquema para el criovolcanismo de Enceladus

Cassini voló a través de esta nube de gas en algunos encuentros, lo que permitió que instrumentos como el espectrómetro de masa neutra e iones (INMS) y el analizador de polvo cósmico (CDA) tomaran muestras directamente de la pluma. (Consulte la sección 'Composición'). Las imágenes de noviembre de 2005 mostraron la fina estructura de la pluma, revelando numerosos chorros (quizás saliendo de numerosas ventilaciones distintas) dentro de un componente débil más grande que se extendía casi 500 km (310 mi) de la superficie. Las partículas tienen una velocidad total de 1,25 ± 0,1 kilómetros por segundo (2800 ± 220 millas por hora) y una velocidad máxima de 3,40 km/s (7600 mph). El UVIS de Cassini observó posteriormente chorros de gas que coincidían con los chorros de polvo vistos por la ISS durante un encuentro no dirigido con Encélado en octubre de 2007.

El análisis combinado de imágenes, espectrometría de masas y datos magnetosféricos sugiere que la columna polar sur observada emana de cámaras subterráneas presurizadas, similares a los géiseres o fumarolas de la Tierra. Las fumarolas son probablemente la analogía más cercana, ya que la emisión periódica o episódica es una propiedad inherente de los géiseres. Se observó que las plumas de Encelado eran continuas dentro de un factor de unos pocos. Se cree que el mecanismo que impulsa y sostiene las erupciones es el calentamiento de las mareas. La intensidad de la erupción de los chorros del polo sur varía significativamente en función de la posición de Encelado en su órbita. Las columnas son unas cuatro veces más brillantes cuando Enceladus está en apoapsis (el punto de su órbita más distante de Saturno) que cuando está en periapsis. Esto es consistente con los cálculos geofísicos que predicen que las fisuras del polo sur están bajo compresión cerca del periapsis, obligándolas a cerrarse, y bajo tensión cerca del apoapsis, abriéndolas.

Gran parte de la actividad de la pluma consiste en amplias erupciones en forma de cortina. Las ilusiones ópticas de una combinación de la dirección de visualización y la geometría de la fractura local anteriormente hacían que las columnas parecieran chorros discretos.

La medida en que realmente ocurre el criovulcanismo es un tema de debate. En Enceladus, parece que el criovulcanismo ocurre porque las grietas llenas de agua se exponen periódicamente al vacío, las grietas se abren y cierran por las tensiones de las mareas.

Estructura interna

Un modelo del interior de Enceladus: núcleo silicato (rojo); manto rico en agua (blanco); un diapir propuesto bajo el polo sur (notado en el manto (amarillo) y núcleo (rojo)))

Antes de la misión Cassini, se sabía poco sobre el interior de Encelado. Sin embargo, los sobrevuelos de Cassini proporcionaron información para los modelos del interior de Encelado, incluida una mejor determinación de la masa y la forma, observaciones de alta resolución de la superficie y nuevos conocimientos sobre el interior.

Las estimaciones de masa iniciales de las misiones del programa Voyager sugirieron que Encelado estaba compuesto casi en su totalidad por hielo de agua. Sin embargo, según los efectos de la gravedad de Encelado sobre Cassini, se determinó que su masa era mucho mayor de lo que se pensaba anteriormente, lo que arrojaba una densidad de 1,61 g/cm³. Esta densidad es más alta que la de los otros satélites helados de tamaño mediano de Saturno, lo que indica que Encelado contiene un mayor porcentaje de silicatos y hierro.

Castillo et al. (2005) sugirieron que Iapetus y los otros satélites helados de Saturno se formaron relativamente rápido después de la formación de la subnebulosa de Saturno y, por lo tanto, eran ricos en radionúclidos de vida corta. Estos radionucleidos, como el aluminio-26 y el hierro-60, tienen vidas medias cortas y producirían un calentamiento interior relativamente rápido. Sin la variedad de vida corta, el complemento de radionúclidos de vida larga de Encelado no habría sido suficiente para evitar la congelación rápida del interior, incluso con la fracción de masa rocosa comparativamente alta de Encelado, dado su pequeño tamaño. Dada la fracción de masa rocosa relativamente alta de Encelado, la mejora propuesta en ²⁶Al y ⁶⁰Fe daría como resultado un cuerpo diferenciado, con un manto helado y un manto rocoso. centro. El subsiguiente calentamiento radiactivo y de las mareas elevaría la temperatura del núcleo a 1.000 K, lo suficiente como para derretir el manto interior. Sin embargo, para que Enceladus aún esté activo, parte del núcleo también debe haberse derretido, formando cámaras de magma que se flexionarían bajo la tensión de las mareas de Saturno. El calentamiento de las mareas, como el de la resonancia con Dione o de la libración, habría sostenido estos puntos calientes en el núcleo y potenciaría la actividad geológica actual.

Además de su masa y geoquímica modelada, los investigadores también han examinado la forma de Encelado para determinar si está diferenciada. Porco et al. (2006) utilizaron medidas de extremidades para determinar que su forma, asumiendo equilibrio hidrostático, es consistente con un interior indiferenciado, en contradicción con la evidencia geológica y geoquímica. Sin embargo, la forma actual también respalda la posibilidad de que Enceladus no esté en equilibrio hidrostático y puede haber girado más rápido en algún momento en el pasado reciente (con un interior diferenciado). Las mediciones de gravedad realizadas por Cassini muestran que la densidad del núcleo es baja, lo que indica que el núcleo contiene agua además de silicatos.

Océano de agua subsuperficial

La impresión del artista de un océano subsuperficie global de agua líquida (versión actualizada y mejor escalada)

La evidencia de agua líquida en Encelado comenzó a acumularse en 2005, cuando los científicos observaron penachos que contenían vapor de agua que brotaba de su superficie polar sur, con chorros que movían 250 kg de vapor de agua cada segundo a una velocidad de hasta 2189 km/h (1360 mph) en el espacio. Poco después, en 2006 se determinó que las plumas de Encelado son la fuente del Anillo E de Saturno. Las fuentes de partículas saladas se distribuyen uniformemente a lo largo de las rayas de tigre, mientras que las fuentes de partículas "frescas" Las partículas están estrechamente relacionadas con los chorros de gas de alta velocidad. El "salado" las partículas son más pesadas y en su mayoría vuelven a caer a la superficie, mientras que las rápidas "frescas" las partículas escapan al anillo E, lo que explica su composición pobre en sal de 0,5 a 2% de sales de sodio en masa.

Los datos gravimétricos de los sobrevuelos de diciembre de 2010 de Cassini mostraron que es probable que Encelado tenga un océano de agua líquida debajo de su superficie congelada, pero en ese momento se pensó que el océano subterráneo estaba limitado al sur polo. La parte superior del océano probablemente se encuentra debajo de una plataforma de hielo de 30 a 40 kilómetros (19 a 25 millas) de espesor. El océano puede tener 10 kilómetros (6,2 mi) de profundidad en el polo sur.

Mediciones del "bamboleo" de Enceladus mientras orbita a Saturno, llamada libración, sugiere que toda la corteza helada se separa del núcleo rocoso y, por lo tanto, que un océano global está presente debajo de la superficie. La cantidad de libración (0,120° ± 0,014°) implica que este océano global tiene entre 26 y 31 kilómetros (16 a 19 millas) de profundidad. En comparación, el océano de la Tierra tiene una profundidad promedio de 3,7 kilómetros.

Composición

Composición química de las ciruelas de Enceladus

La nave espacial Cassini voló a través de las columnas del sur en varias ocasiones para tomar muestras y analizar su composición. A partir de 2019, los datos recopilados aún se están analizando e interpretando. Las plumas' composición salada (-Na, -Cl, -CO₃) indica que la fuente es un océano subsuperficial salado.

El instrumento INMS detectó principalmente vapor de agua, así como trazas de nitrógeno molecular, dióxido de carbono y trazas de hidrocarburos simples como metano, propano, acetileno y formaldehído. Las plumas' la composición, medida por el INMS, es similar a la que se observa en la mayoría de los cometas. Cassini también encontró rastros de compuestos orgánicos simples en algunos granos de polvo, así como compuestos orgánicos más grandes como el benceno (C
₆H
₆), y sustancias orgánicas macromoleculares complejas de hasta 200 unidades de masa atómica y un tamaño de al menos 15 átomos de carbono.

El espectrómetro de masas detectó hidrógeno molecular (H₂) que estaba en "desequilibrio termodinámico" con los otros componentes, y encontró rastros de amoníaco (NH
₃).

Un modelo sugiere que el océano salado de Encelado (-Na, -Cl, -CO₃) tiene un pH alcalino de 11 a 12. El alto pH se interpreta como una consecuencia de serpentinización de roca condrítica que lleva a la generación de H₂, una fuente de energía geoquímica que podría respaldar la síntesis tanto abiótica como biológica de moléculas orgánicas como las que se han detectado en Encélado penachos

En 2019 se realizaron más análisis de las características espectrales de los granos de hielo en las columnas en erupción de Encelado. El estudio encontró que las aminas que contienen nitrógeno y oxígeno probablemente estaban presentes, con implicaciones significativas para la disponibilidad de aminoácidos en el océano interno. Los investigadores sugirieron que los compuestos de Encelado podrían ser precursores de "compuestos orgánicos biológicamente relevantes".

Posibles fuentes de calor

Mapa de calor de las fracturas polares del sur, tiras tiernas '

Durante el sobrevuelo del 14 de julio de 2005, el espectrómetro infrarrojo compuesto (CIRS) encontró una región cálida cerca del polo sur. Las temperaturas en esta región oscilaron entre 85 y 90 K, con áreas pequeñas que alcanzaron los 157 K (−116 °C), demasiado cálidas para explicarse por el calentamiento solar, lo que indica que partes de la región del polo sur se calientan desde el interior. de Encelado. Ahora se acepta la presencia de un océano subterráneo bajo la región del polo sur, pero no puede explicar la fuente del calor, con un flujo de calor estimado de 200 mW/m², que es unas 10 veces mayor que la del calentamiento radiogénico solo.

Se han propuesto varias explicaciones para las temperaturas elevadas observadas y los penachos resultantes, incluida la ventilación de un depósito subterráneo de agua líquida, la sublimación del hielo, la descompresión y disociación de clatratos y el calentamiento por cizallamiento, pero una explicación completa de todo el calor Las fuentes que causan la producción de energía térmica observada de Enceladus aún no se han resuelto.

El calentamiento en Encelado se ha producido a través de varios mecanismos desde su formación. La descomposición radiactiva en su núcleo puede haberlo calentado inicialmente, dándole un núcleo cálido y un océano subterráneo, que ahora se mantiene por encima del punto de congelación a través de mecanismos no identificados. Los modelos geofísicos indican que el calentamiento de las mareas es una fuente principal de calor, quizás ayudado por la desintegración radiactiva y algunas reacciones químicas que producen calor. Un estudio de 2007 predijo que el calor interno de Encelado, si es generado por las fuerzas de las mareas, no podría superar los 1,1 gigavatios, pero los datos del espectrómetro infrarrojo de Cassini del terreno del polo sur durante 16 meses, indican que la potencia interna generada por el calor es de unos 4,7 gigavatios y sugieren que se encuentra en equilibrio térmico.

La potencia de salida observada de 4,7 gigavatios es difícil de explicar solo a partir del calentamiento de las mareas, por lo que la principal fuente de calor sigue siendo un misterio. La mayoría de los científicos piensan que el flujo de calor observado en Encelado no es suficiente para mantener el océano subterráneo y, por lo tanto, cualquier océano subterráneo debe ser un remanente de un período de mayor excentricidad y calentamiento por mareas, o el calor se produce a través de otro mecanismo.

Calentamiento por mareas

El calentamiento de las mareas se produce a través de los procesos de fricción de las mareas: la energía orbital y rotacional se disipa como calor en la corteza de un objeto. Además, en la medida en que las mareas produzcan calor a lo largo de las fracturas, la libración puede afectar la magnitud y distribución de dicho calentamiento por cizalladura de marea. La disipación por mareas de la corteza de hielo de Encelado es significativa porque Encelado tiene un océano subterráneo. En noviembre de 2017 se publicó una simulación por computadora que usó datos de Cassini e indica que el calor por fricción de los fragmentos de roca que se deslizan dentro del núcleo permeable y fragmentado de Encelado podría mantener caliente su océano subterráneo hasta por miles de millones. de años. Se cree que si Enceladus tuviera una órbita más excéntrica en el pasado, las fuerzas de marea mejoradas podrían ser suficientes para mantener un océano subterráneo, de modo que una mejora periódica en la excentricidad podría mantener un océano subterráneo que cambia periódicamente de tamaño. Un análisis más reciente afirmó que "un modelo de las rayas del tigre como ranuras flexionadas por las mareas que perforan la capa de hielo puede explicar simultáneamente la persistencia de las erupciones a través del ciclo de las mareas, el desfase de fase y la producción total de energía del tigre". terreno de rayas, al tiempo que sugiere que las erupciones se mantienen a lo largo de escalas de tiempo geológicas." Los modelos anteriores sugieren que las perturbaciones resonantes de Dione podrían proporcionar los cambios de excentricidad periódicos necesarios para mantener el océano subterráneo de Encelado, si el océano contiene una cantidad sustancial de amoníaco. La superficie de Enceladus indica que toda la luna ha experimentado períodos de mayor flujo de calor en el pasado.

Calefacción radiactiva

El "arranque en caliente" El modelo de calentamiento sugiere que Encelado comenzó como hielo y roca que contenían isótopos radiactivos de aluminio, hierro y manganeso de vida corta y que se descomponen rápidamente. Luego se produjeron enormes cantidades de calor a medida que estos isótopos se descomponían durante aproximadamente 7 millones de años, lo que resultó en la consolidación de material rocoso en el núcleo rodeado por una capa de hielo. Aunque el calor de la radiactividad disminuiría con el tiempo, la combinación de la radiactividad y las fuerzas de marea del tirón gravitacional de Saturno podría evitar que el océano subterráneo se congele. La tasa de calentamiento radiogénico actual es de 3,2 × 10¹⁵ ergios/s (o 0,32 gigavatios), suponiendo que Encelado tenga una composición de hielo, hierro y materiales de silicato. El calentamiento de los isótopos radiactivos de larga vida uranio-238, uranio-235, torio-232 y potasio-40 dentro de Encelado agregaría 0,3 gigavatios al flujo de calor observado. La presencia del océano subsuperficial regionalmente grueso de Encelado sugiere un flujo de calor ~ 10 veces mayor que el del calentamiento radiogénico en el núcleo de silicato.

Factores químicos

Debido a que inicialmente no se encontró amoníaco en el material ventilado por INMS o UVIS, que podría actuar como un anticongelante, se pensó que una cámara presurizada y calentada consistiría en agua líquida casi pura con una temperatura de al menos 270 K (−3 °C), porque el agua pura requiere más energía para derretirse.

En julio de 2009, se anunció que se habían encontrado rastros de amoníaco en las columnas durante los sobrevuelos en julio y octubre de 2008. Reducir el punto de congelación del agua con amoníaco también permitiría la desgasificación y una mayor presión del gas, y se requeriría menos calor para alimenta las columnas de agua. La capa del subsuelo que calienta el hielo de agua superficial podría ser una suspensión de agua y amoníaco a temperaturas tan bajas como 170 K (−103 °C) y, por lo tanto, se requiere menos energía para producir la actividad del penacho. Sin embargo, el flujo de calor de 4,7 gigavatios observado es suficiente para alimentar el criovulcanismo sin la presencia de amoníaco.

Origen

Paradoja de Mimas-Encelado

Mimas, la más interna de las lunas redondas de Saturno y directamente interior de Encelado, es un cuerpo geológicamente muerto, aunque debería experimentar fuerzas de marea más fuertes que Encelado. Esta aparente paradoja puede explicarse en parte por las propiedades dependientes de la temperatura del hielo de agua (el componente principal de los interiores de Mimas y Encelado). El calentamiento de las mareas por unidad de masa viene dado por la fórmula

qtid=63*** *** n5r4e238μ μ Q,{displaystyle ¿Qué?

donde ρ es la densidad (masa) del satélite, n es su movimiento orbital medio, r es el satélite' s radio, e es la excentricidad orbital del satélite, μ es el módulo de corte y Q es el factor de disipación adimensional. Para una aproximación a la misma temperatura, el valor esperado de q_tid para Mimas es unas 40 veces mayor que el de Enceladus. Sin embargo, los parámetros del material μ y Q dependen de la temperatura. A altas temperaturas (cerca del punto de fusión), μ y Q son bajos, por lo que el calentamiento por marea es alto. El modelado sugiere que para Enceladus, tanto un 'básico' estado térmico de baja energía con poco gradiente de temperatura interna y un estado 'excitado' un estado térmico de alta energía con un gradiente de temperatura significativo y la consiguiente convección (actividad geológica endógena), una vez establecida, sería estable. Para Mimas, solo se espera que un estado de baja energía sea estable, a pesar de estar más cerca de Saturno. Entonces, el modelo predice un estado de baja temperatura interna para Mimas (los valores de μ y Q son altos), pero un posible estado de temperatura más alta para Encelado (los valores de μ y Q son bajos). Se necesita información histórica adicional para explicar cómo Enceladus entró por primera vez en el estado de alta energía (por ejemplo, más calentamiento radiogénico o una órbita más excéntrica en el pasado).

La densidad significativamente más alta de Encelado en relación con Mimas (1,61 frente a 1,15 g/cm³), lo que implica un mayor contenido de roca y un calentamiento más radiogénico en su historia temprana, también se ha citado como un factor importante en la resolución de la paradoja de Mimas.

Se ha sugerido que para que un satélite helado del tamaño de Mimas o Enceladus entre en un 'estado excitado' de calentamiento y convección de las mareas, necesitaría entrar en una resonancia orbital antes de que perdiera demasiado de su calor interno primordial. Debido a que Mimas, al ser más pequeño, se enfriaría más rápidamente que Enceladus, su ventana de oportunidad para iniciar la convección impulsada por resonancia orbital habría sido considerablemente más corta.

Proto-hipótesis de Encelado

Enceladus está perdiendo masa a una velocidad de 200 kg/segundo. Si la pérdida de masa a este ritmo continuara durante 4,5 Gyr, el satélite habría perdido aproximadamente el 30 % de su masa inicial. Se obtiene un valor similar suponiendo que las densidades iniciales de Enceladus y Mimas eran iguales. Sugiere que la tectónica en la región del polo sur probablemente esté relacionada principalmente con el hundimiento y la subducción asociada causada por el proceso de pérdida de masa.

Fecha de formación

En 2016, un estudio sobre cómo deberían haber cambiado las órbitas de las lunas de Saturno debido a los efectos de las mareas sugirió que todos los satélites de Saturno hacia el interior de Titán, incluido Encelado (cuya actividad geológica se utilizó para derivar la fuerza de los efectos de las mareas en los satélites de Saturno), puede haberse formado hace apenas 100 millones de años. Un estudio posterior de 2019 estimó que el océano tiene alrededor de mil millones de años.

Habitabilidad potencial

Enceladus expulsa columnas de agua salada mezcladas con granos de arena rica en sílice, nitrógeno (en amoníaco) y moléculas orgánicas, incluidas trazas de hidrocarburos simples como el metano (CH
₄), propano (C
₃H
₈), acetileno (C
₂H
₂) y formaldehído (CH
₂O), que son moléculas que contienen carbono. Esto indica que la actividad hidrotermal, una fuente de energía, puede estar funcionando en el océano subterráneo de Encelado. Además, los modelos indican que el gran núcleo rocoso es poroso, lo que permite que el agua fluya a través de él, transfiriendo calor y productos químicos. Fue confirmado por observaciones y otras investigaciones. Hidrógeno molecular (H
₂), una fuente geoquímica de energía que puede ser metabolizada por microbios metanógenos para proporcionar energía para la vida, podría estar presente si, como sugieren los modelos, el océano salado de Encelado tiene un pH alcalino debido a la serpentinización de la roca condrítica.

La presencia de un océano salado global interno con un ambiente acuático respaldado por patrones de circulación oceánica global, con una fuente de energía y compuestos orgánicos complejos en contacto con el núcleo rocoso de Encelado, puede hacer avanzar el estudio de la astrobiología y el estudio de entornos potencialmente habitables para la vida microbiana extraterrestre. Los resultados de modelos geoquímicos relacionados con el fósforo aún no detectado indican que la luna cumple con los requisitos potenciales de abiogénesis. La presencia de una amplia gama de compuestos orgánicos y amoníaco indica que su fuente puede ser similar a las reacciones agua/roca que se sabe que ocurren en la Tierra y que se sabe que sustentan la vida. Por lo tanto, se han propuesto varias misiones robóticas para explorar más a fondo Encelado y evaluar su habitabilidad; algunas de las misiones propuestas son: Journey to Enceladus and Titan (JET), Enceladus Explorer (En-Ex), Enceladus Life Finder (ELF), Life Investigation For Enceladus (LIFE) y Enceladus Life Signatures and Habitability (ELSAH).

Respiraderos hidrotermales

La impresión del artista de posible actividad hidrotermal en el fondo oceánico de Enceladus

El 13 de abril de 2017, la NASA anunció el descubrimiento de una posible actividad hidrotermal en el suelo oceánico subterráneo de Encelado. En 2015, la sonda Cassini hizo un sobrevuelo cercano del polo sur de Encelado, volando a 48,3 km (30,0 mi) de la superficie, así como a través de un penacho en el proceso. Un espectrómetro de masas en la nave detectó hidrógeno molecular (H₂) de la columna y, después de meses de análisis, se llegó a la conclusión de que lo más probable es que el hidrógeno fuera el resultado de la actividad hidrotermal debajo de la superficie. Se ha especulado que tal actividad podría ser un potencial oasis de habitabilidad.

La presencia de una gran cantidad de hidrógeno en el océano de Encelado significa que los microbios, si es que existen allí, podrían usarlo para obtener energía al combinar el hidrógeno con el dióxido de carbono disuelto en el agua. La reacción química se conoce como "metanogénesis" porque produce metano como subproducto, y está en la raíz del árbol de la vida en la Tierra, el lugar de nacimiento de toda la vida que se sabe que existe.

Exploración

Misiones de Voyager

Voyager 2's mosaico de imagen de Enceladus

Las dos naves espaciales Voyager tomaron las primeras imágenes de primer plano de Encelado. La Voyager 1 fue la primera en volar más allá de Encelado, a una distancia de 202 000 km el 12 de noviembre de 1980. Las imágenes adquiridas desde esta distancia tenían una resolución espacial muy pobre, pero revelaron una superficie altamente reflectante sin cráteres de impacto., indicando una superficie juvenil. La Voyager 1 también confirmó que Encelado estaba incrustado en la parte más densa del anillo E difuso de Saturno. Combinado con la aparente apariencia juvenil de la superficie, los científicos de la Voyager sugirieron que el anillo E consistía en partículas expulsadas de la superficie de Encelado.

Voyager 2 pasó más cerca de Encelado (87 010 km) el 26 de agosto de 1981, lo que permitió obtener imágenes de mayor resolución. Estas imágenes mostraban una superficie joven. También revelaron una superficie con diferentes regiones con edades superficiales muy diferentes, con una región de latitud norte media a alta con muchos cráteres y una región con pocos cráteres más cerca del ecuador. Esta diversidad geológica contrasta con la antigua superficie llena de cráteres de Mimas, otra luna de Saturno ligeramente más pequeña que Encelado. Los terrenos geológicamente jóvenes fueron una gran sorpresa para la comunidad científica, porque ninguna teoría era entonces capaz de predecir que un cuerpo celeste tan pequeño (y frío, en comparación con la luna altamente activa de Júpiter, Io) podría mostrar signos de tal actividad..

Cassini

Imagen de Enceladus en paralelo con el anillo de Saturno, tomada por Cassini el 17 de enero de 2006

Las respuestas a muchos misterios restantes de Enceladus tuvieron que esperar hasta la llegada de la nave espacial Cassini el 1 de julio de 2004, cuando entró en órbita alrededor de Saturno. Dados los resultados de las imágenes de la Voyager 2, los planificadores de la misión Cassini consideraron a Encelado como un objetivo prioritario, y se planearon varios sobrevuelos dentro de los 1500 km de la superficie, así como numerosos, "no dirigidos" oportunidades dentro de los 100 000 km de Encelado. Los sobrevuelos han arrojado información importante sobre la superficie de Encelado, así como el descubrimiento de vapor de agua con rastros de hidrocarburos simples que emanan de la región geológicamente activa del polo sur. Estos descubrimientos provocaron el ajuste del plan de vuelo de Cassini para permitir sobrevuelos más cercanos de Encelado, incluido un encuentro en marzo de 2008 que lo llevó a 48 km de la superficie. La misión extendida de Cassini incluyó siete sobrevuelos cercanos a Encelado entre julio de 2008 y julio de 2010, incluidas dos pasadas a solo 50 km en la segunda mitad de 2008. Cassini realizó un sobrevuelo el 28 de octubre de 2015, pasando tan cerca como 49 km (30 mi) y a través de una columna. Confirmación de hidrógeno molecular (H
₂) sería una línea de evidencia independiente de que la actividad hidrotermal está teniendo lugar en el lecho marino de Encelado, aumentando su habitabilidad.

Cassini ha proporcionado pruebas sólidas de que Encelado tiene un océano con una fuente de energía, nutrientes y moléculas orgánicas, lo que convierte a Encelado en uno de los mejores lugares para el estudio de entornos potencialmente habitables para la vida extraterrestre. Por el contrario, el agua que se cree que está en Europa, la luna de Júpiter, se encuentra bajo una capa de hielo mucho más gruesa.

Conceptos de misión propuestos

Los descubrimientos que Cassini hizo en Enceladus han impulsado estudios sobre conceptos de misiones de seguimiento, incluido un sobrevuelo de sonda (Journey to Enceladus and Titan o JET) para analizar el contenido de la pluma in situ, un módulo de aterrizaje del Centro Aeroespacial Alemán para estudiar el potencial de habitabilidad de su océano subterráneo (Enceladus Explorer), y dos conceptos de misión orientados a la astrobiología (Enceladus Life Finder y Life Investigation For Enceladus (LIFE)).

La Agencia Espacial Europea (ESA) estaba evaluando conceptos en 2008 para enviar una sonda a Encelado en una misión que se combinaría con estudios de Titán: Titan Saturn System Mission (TSSM). TSSM era una propuesta insignia conjunta de la NASA/ESA para la exploración de las lunas de Saturno, con un enfoque en Encelado, y competía contra la propuesta de financiación de la Misión del Sistema Europa Júpiter (EJSM). En febrero de 2009, se anunció que NASA/ESA había dado prioridad a la misión EJSM por delante de TSSM, aunque TSSM seguirá siendo estudiada y evaluada.

En noviembre de 2017, el multimillonario ruso Yuri Milner expresó su interés en financiar una "misión privada de bajo costo a Encelado que puede lanzarse relativamente pronto". En septiembre de 2018, la NASA y Breakthrough Initiatives, fundada por Milner, firmaron un acuerdo de cooperación para la fase de concepto inicial de la misión. La nave espacial sería de bajo costo, de baja masa y se lanzaría a alta velocidad en un cohete asequible. Se ordenaría a la nave espacial que realizara un solo sobrevuelo a través de Enceladus' penachos para muestrear y analizar su contenido en busca de firmas biológicas. La NASA proporcionó experiencia científica y técnica a través de varias revisiones, desde marzo de 2019 hasta diciembre de 2019.

En 2022, la Encuesta decadal de ciencias planetarias de la Academia Nacional de Ciencias recomendó que la NASA priorizara su concepto de sonda más nuevo, el Enceladus Orbilander, como una misión de clase insignia, junto con sus conceptos más nuevos para una misión de retorno de muestras de Marte y el Sonda y orbitador de Urano. El Enceladus Orbilander se lanzaría en un cohete asequible similar, pero costaría alrededor de $ 5 mil millones y estaría diseñado para soportar dieciocho meses en órbita inspeccionando Enceladus' penachos antes de aterrizar y pasar dos años terrestres realizando investigaciones de astrobiología de superficie.