Las lunas heladas ubicadas en el sistema solar exterior tienen un potencial de vida porque son capaces de tener océanos líquidos. Pero esto también requiere una fuente de energía que promueva el crecimiento y la reproducción.
¿De dónde viene si la estrella está tan lejos? No hace mucho tiempo, los científicos consideraron esta pregunta y tomaron como fuente el calentamiento de las mareas en los océanos de Titán y Encelado (satélites de Saturno). Los investigadores ya conocen el tamaño aproximado de los océanos, pero hasta ahora no hay información sobre la cantidad de energía creada por la disipación de las mareas. Otros análisis pueden tardar décadas.
En un estudio reciente, se analizaron dos modelos de resistencia que podrían afectar la dispersión de la marea excelente y los efectos de la disipación. Hamish Hay es responsable del trabajo. Aplicó el modelo para estudiar la resistencia de las mareas en los océanos de las dos lunas mencionadas. Incluían la resistencia de Rayleigh (caudales suaves) y menor.
Titán en una luz falsa, rodeado de neblina naranja. Se cree que el satélite sostiene el océano con hielo.
Energía Tidal
Hey trató de averiguar si su modelo coincidía con otros resultados. No colocó la capa de hielo y también retuvo el espesor de los océanos en todo el satélite. Esto funciona muy bien para Titán grande, pero no es adecuado para Encelado, ya que su océano es más denso en el polo sur. Los satélites de hielo disipan energía porque experimentan una fuerza gravitatoria variable creada por la distancia entre la luna y el planeta, así como la inclinación axial de la propia luna. Hey aplicó cada uno, variando la densidad del océano y el coeficiente de arrastre, para capturar cambios en la dispersión. En el caso de un cambio de distancia, el modelo ha demostrado varias ráfagas. Sin embargo, el océano de Titán es más grueso, por lo que el cambio real será mucho menor.
Al calcular la disipación con una pendiente axial, los resultados fueron diferentes. Si el espesor del océano de Titán es inferior a 100 m, entonces el coeficiente de resistencia del fondo es el responsable del calentamiento.
Interpretación artística de la nave espacial Cassini durante la misión 2017
En Encelado, el calentamiento por una menor resistencia y los cambios en la distancia son mucho más fáciles si la profundidad del océano es inferior a 1 km. Si se compara con Titán, aquí la inclinación axial es demasiado pequeña para afectar el resultado. Así que cualquier energía en Encelado debe provenir de otro proceso.
Las mareas también se reflejan en las órbitas lunares. Por ejemplo, en Titán, pueden reducir la velocidad de separación del planeta o acercarse.
La misión de Cassini finalizará en 2017, cuando el barco se dirija a Saturno. Esto ayudará no solo a observar la atmósfera, sino también a proteger a los satélites de la contaminación por organismos terrestres.
