Enceladus, otrais tuvākais no galvenajiem Saturna pavadoņiem un spilgtākais no visiem tā pavadoņiem. To 1789. gadā atklāja angļu astronoms Viljams Heršels un nosauca par vienu no grieķu mitoloģijas milžiem (Gigantes).
Enceladus izmērs ir aptuveni 500 km (310 jūdzes) diametrā un riņķo Saturns ap programmu, gandrīz apļveida ceļu vidējā attālumā 238 020 km (147 899 jūdzes). Tā vidējais blīvums ir tikai par 60 procentiem lielāks nekā ūdens, kas norāda, ka tā iekšpusē ir ievērojams daudzums materiālu, kas nav ledus. Tā virsma, kas atspoguļo būtībā visu gaismu, kas uz to skar (salīdzinājumā ar aptuveni 7 procentiem Zemes Mēness), principā ir gluda, bet tajā ir kraterēti un rievoti līdzenumi. Virsma ir gandrīz tīra ūdens ledus, ar nelielu daudzumu oglekļa dioksīda, amonjaka un vieglajiem ogļūdeņražiem.
Līdz ASV kosmosa kuģa Voyager 2 lidojumam 1981. gadā bija maz zināms. Tuvojoties 87 000 km (54 000 jūdzes), kosmosa kuģis atdeva attēlus, kas atklāja, ka Enceladus ir sarežģīts ģeoloģiski, tā virsma ir piedzīvojusi piecus atšķirīgus evolūcijas periodus. Kosmosa kuģa Cassini papildu novērojumi, kas 2005. gadā sāka tuvu Enceladus tuvo lidojumu sēriju (viens no tiem 2008. gadā bija mazāk nekā 50 km [30 jūdžu attālumā), apstiprināja, ka mūsdienās Mēness daļas ir ģeoloģiski aktīvas, ar ļoti lielu siltuma plūsmu un ar to saistītie ūdens tvaiku un ledus izvirdumi no plūdiem (ledus vulkānisma vai kriovolkanisma forma), kas īpaši redzami tā dienvidu polārajā reģionā. Aktivitāte uz Enceladus rodas no četriem galvenajiem grēdām, kas pazīstami kā “tīģeru svītras” un kas, šķiet, ir tektoniski lūzumi, ko ieskauj ledus laukakmeņu lauki. Plūmju struktūras sniedzas vairāk nekā 4000 km (2500 jūdzes) no mēness virsmas. Temperatūra no Enceladus aktīvajiem reģioniem sasniedz vismaz –93 ° C (–135 ° F), kas ir daudz augstāka par paredzamo temperatūru aptuveni –200 ° C (–328 ° F). Sprauslas strūklakas izcelsme ir noteiktos karstajos reģionos uz tīģera svītrām. Vairāki relatīvi nesteritoriāli apgabali var būt tikai 100 miljoni gadu veci, kas liek domāt, ka virsmas daļas nesenajā ģeoloģiskajā pagātnē ir izkusušas un atdziest un ka Enceladusā varētu būt vairākas aktīvas teritorijas.
Enceladus pašreizējā darbība ir atbildīga par Saturna E gredzenu, kas ir sīks gredzens ar mikrometra lieluma ūdens ledus daļiņām, kas kondensētas no tvaikiem, ko izstaro geizeri. Daļiņas ir blīvākās Enceladus orbītas tuvumā un ir analogas orbītā esošo daļiņu mākonim, kas izmestas no Jupitera vulkāniski aktīvā mēness Io. Tomēr E gredzens šķiet daudz plašāks, sasniedzot Rhea orbītu un varbūt arī ārpus tās. E gredzena daļiņu orbitālais mūžs ir ļoti īss, iespējams, tikai 10 000 gadu, taču tos nepārtraukti atjauno kriovulkānu izvirdumi. E gredzens pārklāj Enceladus un citus lielākos Saturna pavadoņus, lai viņiem būtu spilgts izskats.
Enceladus 33 stundu brauciens ap Saturnu ir uz pusi mazāks nekā tālākais mēness Dione; tādējādi abi ķermeņi ir saistīti ar orbītas rezonansi. Noteiktos apstākļos šāda rezonanse var izraisīt lielu iesaistīto mēnešu iekšējās plūdmaiņas sildīšanu (sk. Saturnu: Orbītas un rotācijas dinamika), taču sīki aprēķinos atliek parādīt, kā šis mehānisms varētu radīt pietiekami daudz sildīšanas, lai ņemtu vērā par aktivitātes turpināšanu Enceladus ietvaros.
Lielākā daļa aktivitāšu uz mēness modeļiem balstās uz šķidru ūdeni mēness iekšpusē zem ledus garozas. Šķidrā ūdens esamību plūmju pamatnē apstiprina vairākas pierādījumu līnijas, ieskaitot lielu atsevišķu daļiņu ātrumu sprauslās un nātrija klātbūtni daļiņās. Nātrijs un citi minerāli ūdens ledus daļiņās var pastāvēt tikai tad, ja šķidrais ūdens būtu bijis saskarē ar akmeņainu okeāna dibenu, no kura minerāli varēja izšķīst. Zem plūdēm ir iespējams ne tikai ūdens, bet Enceladus rotācijas mērījumi parāda okeānu zem virsmas, kas aptver visu zemeslodi. Analizējot silikātu putekļu graudus, kas radušies no putekļiem, redzams, ka okeāna dibenā ir hidrotermiskās atveres, kur ūdeni silda daudz karstāks akmeņains materiāls.
