Ledový satelit Saturnu, Enceladus , je v posledních letech od té doby předmětem rostoucího zájmu Cassini zachytil výtrysky vody a dalšího materiálu vyvrhovaného z jižního pólu Měsíce. Jedna obzvláště lákavá hypotéza podporovaná složením vzorku je, že by mohla existovat život v oceánech pod ledovými skořápkami Enceladu. Aby vědci vyhodnotili obyvatelnost Enceladu a přišli na nejlepší způsob, jak tento ledový měsíc prozkoumat, musí lépe porozumět chemickému složení a dynamice oceánu Enceladu.
Konkrétně vhodné slanost může být důležitý pro obyvatelnost. Jako kaše z Tři medvědi , hladina soli ve vodě musí být správná, aby život prospíval. Příliš vysoká slanost může být životu nebezpečná a příliš nízká může znamenat slabou reakci vody a horniny, která omezuje množství energie dostupné pro život. Pokud život existuje, oceánská cirkulace, která je také nepřímo závislá na slanosti, bude určovat, kam se teplo, živiny a potenciální biologické signatury transportují, a proto je klíčem k detekci biologických signatur.
UT Video pojednávající o úspěších mise Cassini.
Tým vědců spolupracující s Dr. Wanying Kang na MIT přistupuje k těmto otázkám numerickou simulací pravděpodobné oceánské cirkulace pro různé možné úrovně slanosti a vyhodnocením pravděpodobnosti každého scénáře dotazem, zda je schopen zachovat pozorovanou geometrii ledové skořápky, kterou Cassini zmapovala na ledovém měsíci.
Cirkulace oceánu je závislá na rozdílech v hustotě vody, z níž se skládá, v různých částech oceánu. Voda, která je hustší, bude proudit k vodě, která je méně hustá, aby dosáhla rovnováhy. Tyto rozdíly v hustotě jsou samy o sobě řízeny dvěma klíčovými faktory, umístěním měsíčního zdroje tepla a slaností oceánu, z nichž oba jsou v současné době špatně pochopeny.
UT Video pojednávající o chemickém složení Enceladu.
Na Enceladu jsou dvě místa pro potenciální zdroj tepla: v silikátovém jádru nebo ve spodním ledovém šelfu, kde se setkává s horní částí oceánu. Pokud se v silikátovém jádru vytváří značné množství tepla prostřednictvím ohýbání přílivu pod oceánem, vědci by očekávali konvekci, stejně jako to, co se stane, když vaříte hrnec s vodou. Podobně, pokud dojde k zamrznutí na vrcholu oceánu, sůl bude vytlačena z ledu, což zvýší místní hustotu vody a spustí konvekci z vrcholu.
Salinita také hraje klíčovou roli v těchto výpočtech hustoty. Pro relativně nízkou úroveň slanosti se voda při oteplení blízko bodu mrazu smršťuje, takže je hustší. Protože je oceán Enceladu v kontaktu s globální ledovou skořápkou, téměř zamrzne. To je v rozporu s tím, jak si většina lidí představuje oteplování – což obecně znamená, že materiál se s rostoucí teplotou zmenšuje. Při vyšších slanostech se to stane pravdou a voda se začne chovat normálně a při oteplení se rozšíří.
Výřez ukazující vnitřek Saturnova měsíce Enceladus. Kredit: ESA
Vzhledem k nejistotě slanosti oceánu Enceladu (mezi 4-40 gramy soli na kilogram vody) a tomu, jaké procento zahřívání planety se odehrává v jednom ze dvou zdrojů, Dr. Kang a její spoluautoři použili oceánský model MIT k simulaci oceánská cirkulace v různých kombinacích, za předpokladu, že pozorovaná ledová skořápka je udržována zamrznutím v oblastech tlustého ledu a táním jinde. To do značné míry platí pro ledové světy, protože ledové police by se časem přirozeně vyrovnaly kvůli proudění ledu, pokud žádný jiný proces neudržuje rozdíl.
Tým diagnostikoval přenos tepla podle různých scénářů a zjistil, že jen několik z nich dokáže obecně udržet „vyvážený“ rozpočet na teplo tj. jak různé zdroje tepla (množství tepelného toku z oceánu do ledu, plus produkce tepla v ledu v důsledku ohýbání přílivu a odlivu, plus uvolňování latentního tepla) mohou přesně vyrovnat ztrátu konduktivního tepla ledem. skořápka.
Obrázek z papíru ukazující cyklus vody a ledu v oceánech Enceladu.
Kredit: Kang et all
Podle modelu lze takové rovnováhy obecně dosáhnout, pokud je slanost oceánu na nějaké střední úrovni (10-30 g/kg) a pokud je dominantním zdrojem tepla ledová skořápka. Když jsou tyto dvě podmínky splněny, oceánská cirkulace je slabá. Výsledkem je, že teplá polární voda se nebude příliš účinně mísit směrem k rovníku, takže k rovníkovému tání nedojde. To má za následek ledový šelf, který je tlustší kolem rovníku Měsíce, jak pozorovala Cassini. To také znamená, že tlak na rozhraní voda-led je na pólech nižší, což znamená, že má také vyšší bod tuhnutí než voda na rovníku.
U scénářů s „nevyváženým“ tepelným rozpočtem, což znamená, že část tepla vytvořeného na Měsíci není odváděna pryč, je přenos tepla směrem k rovníku příliš účinný a rovníkový ledový obal bude mít tendenci tát. Mezitím síla tlakového gradientu pohání tok ledu od rovníku k pólům. Tání a proudění ledu společně nevyhnutelně sníží tloušťku ledu poblíž rovníku. V tomto scénáři nelze pozorovanou geometrii ledu zachovat po dobu života Měsíce .
Umělecké ztvárnění zobrazující vnitřní průřez kůrou Enceladu, který ukazuje, jak může hydrotermální aktivita způsobovat oblaky vody na povrchu Měsíce. Poděkování: NASA-GSFC/SVS, NASA/JPL-Caltech/Southwest Research Institute
Nakonec práce Dr. Kang a jejích kolegů zdůrazňuje, že ledová skořápka a oceánská cirkulace na ledových satelitech by měly být považovány za spojený systém: oceánská cirkulace přerozděluje teplo a tvaruje ledovou skořápku a následně zamrzání ledové skořápky/ tání a kolísání tloušťky pohání oceánskou cirkulaci. Jedním pěkným výsledkem tohoto výzkumu je, že naznačuje možnost odvodit jedno od druhého, což může být užitečné daleko za hranicemi Enceladu. V rámci tohoto úsilí porozumět ledovým měsícům v naší sluneční soustavě, skupině známé jako Program zkoumání oceánských světů budou spolupracovat na prohloubení našich znalostí o obyvatelnosti ledových měsíců a optimálním způsobu, jak je zkoumat.
Další informace:
arXiv - Jak slanost formuje cirkulaci oceánů a geometrii ledu na Enceladu a dalších ledových satelitech?
UT - Komplexní organické molekuly bublají zevnitř Enceladu
UT - Radioaktivní jádro by mohlo vysvětlit gejzíry na Enceladu
Hlavní obrázek:
Ilustrace interiéru Enceladu – tloušťky nejsou v měřítku.
Poděkování: NASA / JPL – Caltech
