Mimas, minste og innerste av de viktigste faste månene i Saturn. Den ble oppdaget i 1789 av den engelske astronomen William Herschel og ble oppkalt etter en av kjempene (Gigantes) i gresk mytologi.
Mimas måler omtrent 400 km (250 miles) i diameter og kretser rundt planeten i en prograd, nær sirkulær bane i en gjennomsnittlig avstand på 185,520 km (115,277 miles). På grunn av tidevannsinteraksjoner med Saturn, roterer månen synkront med sin orbitalbevegelse, og holder alltid den samme halvkule mot Saturn og leder alltid med samme halvkule i bane.
Den gjennomsnittlige tettheten til Mimas er bare 1,15 ganger vannmengden, og overflaten er primært vannfrost. Av disse grunnene antas Mimas hovedsakelig å være sammensatt av is. Det er veldig lyst, og reflekterer mer enn 80 prosent av sollyset som faller på det. Mimas antas å være belagt med friske ispartikler fra E-ringen, som har sin opprinnelse i de aktive plommene i Enceladus. Overflaten er lys og sterkt merket med dype, skålformede støtkratre. Dybden på kratrene ser ut til å være en konsekvens av den lave overflatetyngdekraften, som tilsynelatende ikke er sterk nok til å forårsake nedgang. Til tross for Mimas 'lille størrelse, viser den noe bevis for gjenoppblomstring, muligens som følge av en delvis smelting av den iskalde skorpen. Den mest bemerkelsesverdige egenskapen er et krater med en diameter på 130 km (80 mil) ved navn Herschel, som ligger i nærheten av sentrum av den ledende halvkule. Kraterets yttervegger er 5 km høye, etasjen er 10 km dyp og den sentrale toppen 6 km (4 miles) høy. Herschel er en av de største påvirkningsstrukturene, relativt til kroppens størrelse, kjent i solsystemet. I 2010 oppdaget romfartøyet Cassini en termisk anomali på Mimas der områdene som varmet opp av solen hadde de kaldeste overflatetemperaturene. Årsaken til denne avviket er ennå ikke forstått.
Mimas er i en orbital resonans med den fjernere Saturnian-månen Tethys - den 22,6 timers kretsen av Saturn er halvparten av Tethys - og de to kroppene gjør alltid sin nærmeste tilnærming til hverandre på samme side av Saturn. Denne resonansen er tydeligvis ikke tilfeldig. Generelt sett kunne det ha oppstått som følge av en gradvis prosess, for eksempel å senke Saturns rotasjon på grunn av tidevannsfriksjon, som - på grunn av bevaring av fart, utvidet banene til begge månene, Mimas mer enn Tethys, over geologisk tid. Mimas har også orbital resonans med en rekke observerte strukturer i Saturns ringsystem. Den indre kanten av Cassini-divisjonen, et fremtredende gap av senket partikkeltetthet i hovedringene, har en orbital periode nær halvparten av Mimas, og dette gapet antas å dannes i det minste delvis av resonante interaksjoner av ring partikler med månen. Andre ringbaner som er i resonans med Mimas, viser bøyningsbølger, tett viklede spiralbølger av ringmateriale forskjøvet oppover eller nedover fra ringplanet.
