Die im äußeren Sonnensystem befindlichen eisigen Monde haben ein Lebenspotential, weil sie flüssige Ozeane haben können. Dies erfordert aber auch eine Energiequelle, die Wachstum und Fortpflanzung fördert.
Woher kommt es, wenn der Stern so weit weg ist? Vor nicht allzu langer Zeit haben sich Wissenschaftler mit dieser Frage befasst und die Gezeitenerwärmung in den Ozeanen von Titan und Enceladus (Saturnsatelliten) als Quelle herangezogen. Die ungefähre Größe der Ozeane ist den Forschern bereits bekannt, über die Energiemenge, die durch die Ableitung der Gezeiten entsteht, liegen jedoch noch keine Informationen vor. Weitere Analysen können Jahrzehnte dauern.
In einer kürzlich durchgeführten Studie wurden zwei Widerstandsmodelle analysiert, die sich auf die hervorragende Verteilung der Gezeiten und die Auswirkungen der Dissipation auswirken könnten. Hamish Hay ist für die Arbeit verantwortlich. Er verwendete das Modell, um die Gezeitenresistenz in den Ozeanen der beiden genannten Monde zu untersuchen. Sie umfassten den Widerstand von Rayleigh (glatte Strömungen) und niedriger.
Titan in falschem Licht, umgeben von orangem Dunst. Es wird angenommen, dass der Satellit den Ozean mit Eis hält
Gezeitenenergie
Hey versuchte herauszufinden, ob sein Modell mit anderen Ergebnissen übereinstimmte. Er setzte die Eiskappe nicht auf und behielt auch die Dicke der Ozeane im gesamten Satelliten bei. Dies funktioniert hervorragend für große Titan, ist jedoch nicht für Enceladus geeignet, da der Ozean am Südpol dichter ist. Eissatelliten verbrauchen Energie, weil sie unterschiedliche Gravitationskräfte erfahren, die durch die Entfernung zwischen Mond und Planet sowie die axiale Neigung des Mondes selbst erzeugt werden. Hey wendete jedes Element mit variierender Ozeandichte und unterschiedlichem Widerstandskoeffizienten an, um Änderungen in der Dispersion zu erfassen. Im Falle einer Abstandsänderung hat das Modell mehrere Bursts gezeigt. Der Ozean des Titanen ist jedoch dicker, sodass die realen Veränderungen viel geringer ausfallen werden.
Bei der Berechnung der Verlustleistung mit axialer Steigung fielen die Ergebnisse unterschiedlich aus. Wenn die Dicke des Ozeans von Titan weniger als 100 m beträgt, ist der Koeffizient des Bodenwiderstands für die Erwärmung verantwortlich.
Künstlerische Interpretation des Cassini-Raumschiffs während der Mission 2017
Auf Enceladus ist die Erwärmung vom unteren Widerstand und Änderungen in der Entfernung viel einfacher, wenn die Tiefe des Ozeans weniger als 1 km beträgt. Im Vergleich zu Titan ist hier die Axialneigung zu gering, um das Ergebnis zu beeinflussen. Jede Energie auf Enceladus muss also aus einem anderen Prozess stammen.
Gezeiten spiegeln sich auch in Mondumlaufbahnen wider. Zum Beispiel können sie auf Titan die Ablösungsrate vom Planeten verringern oder näher kommen.
Cassinis Mission wird 2017 enden, wenn das Schiff auf den Saturn zusteuert. Dies wird nicht nur dazu beitragen, die Atmosphäre zu betrachten, sondern auch die Satelliten vor Verschmutzung durch terrestrische Organismen zu schützen.
