De ijzige manen in het buitenste zonnestelsel hebben een levenspotentieel omdat ze in staat zijn om vloeibare oceanen te hebben. Maar dit vereist ook een energiebron die groei en voortplanting bevordert.
Waar komt het als de ster zo ver weg is? Nog niet zo lang geleden hebben wetenschappers deze vraag bekeken en getijverwarming in de oceanen van Titan en Enceladus (satellieten van Saturnus) als bron genomen. Onderzoekers kennen de geschatte omvang van de oceanen al, maar tot nu toe is er geen informatie over de hoeveelheid energie die wordt opgewekt door de afvloeiing van getijden. Verdere analyses kunnen tientallen jaren duren.
In een recente studie werden twee resistentiemodellen geanalyseerd die van invloed kunnen zijn op de uitstekende verspreiding van het water en de effecten van dissipatie. Hamish Hay is verantwoordelijk voor het werk. Hij paste het model toe om de getijresistentie in de oceanen van de twee genoemde manen te bestuderen. Ze omvatten de weerstand van Rayleigh (vloeiende stromingen) en lager.
Titan in een vals licht, omringd door oranje waas. Men neemt aan dat de satelliet de oceaan vasthoudt met ijs
Getijde-energie
Hey probeerde te achterhalen of zijn model overeenkwam met andere resultaten. Hij plaatste de ijskap niet en behield ook de dikte van de oceanen in de hele satelliet. Dit werkt geweldig voor grote Titan, maar is niet geschikt voor Enceladus, omdat de oceaan dichter is bij de zuidpool. IJssatellieten verdrijven energie omdat ze verschillende zwaartekracht ervaren die wordt veroorzaakt door de afstand tussen de maan en de planeet, evenals de axiale helling van de maan zelf. Hij paste elk toe, variërende oceaandichtheid en luchtweerstandscoëfficiënt, om veranderingen in dispersie vast te leggen. In het geval van een afstandsverandering heeft het model verschillende bursts getoond. De oceaan van Titan is echter dikker, dus echte verandering zal veel minder zijn.
Bij het berekenen van de dissipatie met een axiale helling waren de resultaten anders. Als de dikte van de oceaan van Titan minder dan 100 m is, is de coëfficiënt van de bodemweerstand verantwoordelijk voor opwarming.
Artistieke interpretatie van het Cassini-ruimtevaartuig tijdens de missie van 2017
Op Enceladus is opwarming door lagere weerstand en veranderingen in de afstand veel gemakkelijker als de oceaandiepte minder dan 1 km is. Als je het vergelijkt met Titan, is de axiale kanteling te klein om het resultaat te beïnvloeden. Dus elke energie op Enceladus moet uit een ander proces komen.
Getijden worden ook weerspiegeld in maanbanen. Op Titan zijn ze bijvoorbeeld in staat de mate van scheiding van de planeet te verminderen of dichterbij te komen.
Cassini's missie zal eindigen in 2017, wanneer het schip naar Saturnus vertrekt. Dit helpt niet alleen om naar de atmosfeer te kijken, maar ook om satellieten te beschermen tegen vervuiling door terrestrische organismen.
