Les lunes de glace situées dans le système solaire extérieur ont un potentiel de vie, car elles peuvent avoir des océans liquides. Mais cela nécessite également une source d'énergie qui favorise la croissance et la reproduction.
D'où vient-il si l'étoile est si loin? Il n'y a pas si longtemps, les scientifiques se sont penchés sur cette question et ont pris comme source le réchauffement des marées dans les océans de Titan et d'Encelade (satellites de Saturne). Les chercheurs connaissent déjà la taille approximative des océans, mais jusqu'à présent, aucune information n'est disponible sur la quantité d'énergie générée par la dissipation des marées. Des analyses supplémentaires peuvent prendre des décennies.
Dans une étude récente, deux modèles de résistance ont été analysés qui pourraient affecter la dispersion de marée excellente et les effets de la dissipation. Hamish Hay est responsable du travail. Il a appliqué le modèle pour étudier la résistance aux marées dans les océans des deux lunes mentionnées. Ils comprenaient la résistance de Rayleigh (flux lisses) et inférieure.
Titan sous une fausse lumière, entourée de brume orange. On pense que le satellite retient l’océan avec de la glace
Énergie marémotrice
Hey a essayé de savoir si son modèle correspondait à d'autres résultats. Il n'a pas mis la calotte glaciaire et a également conservé l'épaisseur des océans dans l'ensemble du satellite. Cela fonctionne très bien pour le grand Titan, mais ne convient pas pour Enceladus, car son océan est plus dense au pôle sud. Les satellites de glace dissipent de l'énergie car ils subissent une force gravitationnelle variable créée par la distance entre la lune et la planète, ainsi que par l'inclinaison axiale de la lune elle-même. Hey a appliqué chacune d’elles, en modifiant la densité de l’océan et le coefficient de traînée, pour rendre compte des changements de dispersion. Dans le cas d'un changement de distance, le modèle a mis en évidence plusieurs rafales. Cependant, l’océan de Titan étant plus épais, le changement réel sera bien moins important.
Lors du calcul de la dissipation avec une pente axiale, les résultats étaient différents. Si l’épaisseur de l’océan de Titan est inférieure à 100 m, le coefficient de résistance de fond est responsable du réchauffement.
Interprétation artistique de la sonde Cassini lors de la mission de 2017
Sur Enceladus, le réchauffement dû à une résistance plus faible et aux changements de distance est beaucoup plus facile si la profondeur de l’océan est inférieure à 1 km. Si l’on compare avec Titan, l’inclinaison axiale est trop faible pour affecter le résultat. Donc, toute énergie sur Enceladus doit provenir d'un autre processus.
Les marées se reflètent également dans les orbites lunaires. Par exemple, sur Titan, ils peuvent réduire le taux de séparation de la planète ou se rapprocher.
La mission de Cassini se terminera en 2017, lorsque le navire se dirigera vers Saturne. Cela aidera non seulement à regarder l'atmosphère, mais également à protéger les satellites de la pollution par des organismes terrestres.
