Las lunas heladas del sistema solar exterior tienen potencial para la vida, dado que pueden contener océanos de agua. Pero la vida también necesita una fuente de entrada de energía para realizar funciones esenciales como el crecimiento, reproducción y movimiento.

Cómo, luego, ¿Podría generarse energía en una luna distante? lejos del calor del sol? Un artículo reciente analizó cómo podría tener lugar el calentamiento de las mareas en los océanos de las lunas de Saturno, Titán y Encelado, que están bien estudiados por la misión Cassini de la NASA y la Agencia Espacial Europea. Si bien los científicos tienen alguna idea del grosor de estos océanos, Se desconoce la cantidad de energía producida por la disipación de las mareas en estos mundos distantes. Se necesitarán más modelos y estudios en las próximas décadas.

El nuevo papel "Modelado numérico de la disipación de las mareas con arrastre del fondo en los océanos de Titán y Encelado, "se publicó recientemente en línea en la revista Icarus. La investigación analizó dos tipos diferentes de modelos de arrastre que afectarían la disipación de las mareas dentro de los océanos, y hace predicciones sobre cómo esta disipación puede cambiar las órbitas de las lunas. La investigación fue dirigida por Hamish Hay, un candidato a doctorado en ciencias planetarias en el Laboratorio Lunar y Planetario de la Universidad de Arizona, y fue coautor de su supervisor, Isamu Matsuyama.

La investigación de Hay aplicó una simulación por computadora que ha desarrollado para investigar la resistencia de las mareas en los océanos de Titán y Encelado. Incluyeron el arrastre de Rayleigh (que se aplica a flujos suaves) y el arrastre de fondo (que es más turbulento). Se espera que el flujo real en los océanos de lunas heladas sea turbulento.

Energía de las mareas

Hay mantuvo su modelo simple para ver si coincidía con los cálculos teóricos de otros autores. Esto quiere decir eso, por ejemplo, no puso un gorro de hielo en los océanos, que es lo que se encuentra en estas lejanas lunas. También mantuvo uniforme el grosor de los océanos en toda la luna. Esta es una buena aproximación para grandes lunas como Titán, pero no para Encelado, donde sabemos que el océano es más denso en el polo sur. Ahora que se sabe que su modelo coincide bastante con la teoría existente, él planea trabajos futuros para explorar los efectos adicionales de una capa de hielo y cambios espaciales en el espesor del océano.

Las lunas heladas disipan energía porque experimentan una fuerza gravitacional cambiante debido tanto a la distancia variable entre la luna y el planeta, y la inclinación del eje de rotación de la luna. Hay aplicó cada uno de estos a su vez mientras variaba tanto el grosor del océano como el coeficiente de arrastre, una representación numérica de la resistencia del fluido, para ver cómo se ve afectada la cantidad de energía disipada. Comenzó aplicando la distancia cambiante entre la luna y el planeta a Titán, con el resultado de que su modelo mostraba varios picos en la disipación de energía cuando el océano es bastante delgado. sólo unas pocas decenas de metros de espesor. Sin embargo, El océano de Titán es en realidad mucho más grueso (más de 100 kilómetros de espesor), por lo que su energía real disipada, debido a la distancia cambiante entre la luna y el planeta, se espera que sea mucho menor.

Cuando Hay consideró la disipación debido a la inclinación del eje de rotación de Titán, el resultado fue bastante diferente. Si el océano de Titán tiene al menos 100 metros de espesor, el calentamiento que se produce está controlado por la cantidad de resistencia que experimenta el océano a medida que fluye, conocido como el "coeficiente de arrastre inferior".

"Esto significaría que el océano está disipando más energía de la que esperábamos de otra manera, ", dijo." Por supuesto, esto se basa en la magnitud del coeficiente de arrastre inferior, lo cual enfatizo, no lo sabemos " él dijo.

En Encelado, según el modelo de Hay, el calentamiento debido a la resistencia del fondo y la distancia cambiante entre la luna y el planeta ocurre más fácilmente cuando el océano tiene menos de un kilómetro de espesor, mucho más delgado que el supuesto espesor real del océano de la luna. Los efectos del arrastre de Rayleigh no muestran una cantidad significativa de energía de marea disipada. A diferencia de Titán, la inclinación de rotación de Encelado es probablemente demasiado pequeña para causar una disipación de marea significativa, por lo que cualquier energía para Encelado tendría que provenir de otro proceso.

Se sabe que las mareas también tienen un efecto en las órbitas de los satélites. Por ejemplo, La disipación de las mareas durante eones puede circularizar la órbita de un planeta. En el caso de Titán, El modelo de Hay mostró que la disipación de las mareas con un océano lo suficientemente grueso podría disminuir la velocidad a la que la luna se aleja de Saturno. Un océano muy delgado podría hacer que la luna migre hacia Saturno, pero no se espera que ese sea el caso en Titán.

Hay dijo que es demasiado pronto para hablar en detalle sobre las implicaciones para la astrobiología. pero espera que su investigación conduzca a una mejor comprensión del entorno de las mareas en Encelado y Titán y cuánta energía de las mareas podría estar disponible para la vida en esas lunas.

La misión de Cassini finalizará en septiembre de 2017 cuando la nave espacial, poco combustible, se dirige a Saturno. La maniobra no solo dará a los científicos algunas medidas de la atmósfera de Saturno, pero también protegerá las lunas heladas cercanas de cualquier posibilidad de contaminación.

Esta historia se vuelve a publicar por cortesía de la revista Astrobiology Magazine de la NASA. Explore la Tierra y más allá en www.astrobio.net.