Een ijzige satelliet van Saturnus, Enceladus, staat de laatste jaren steeds meer in de belangstelling sinds Cassini waterstralen en ander materiaal vastlegde dat uit de zuidpool van de maan werd geworpen. Een bijzonder verleidelijke hypothese die door de samenstelling van het monster wordt ondersteund, is dat er mogelijk leven is in de oceanen onder de ijsschelpen van Enceladus. Om de bewoonbaarheid van Enceladus te evalueren en de beste manier te vinden om deze ijzige maan te onderzoeken, wetenschappers moeten de chemische samenstelling en dynamiek van de oceaan van Enceladus beter begrijpen.

specifiek, een passend zoutgehalte kan belangrijk zijn voor de bewoonbaarheid. Zoals de pap van de drie beren, het zoutgehalte van het water moet precies goed zijn om leven te laten gedijen. Een te hoog zoutgehalte kan levensbedreigend zijn, en een te laag zoutgehalte kan wijzen op een zwakke water-steenreactie, beperking van de hoeveelheid energie die beschikbaar is voor het leven. Als er leven is, oceaancirculatie, die ook indirect afhankelijk is van het zoutgehalte, zal bepalen waar de warmte, nutriënten en potentiële biosignaturen worden getransporteerd naar, en is daarom de sleutel tot de detectie van biosignaturen.

Een team van wetenschappers dat samenwerkt met Dr. Wanying Kang van het MIT, benadert deze vragen door de waarschijnlijke oceaancirculaties voor verschillende mogelijke niveaus van zoutgehalte numeriek te simuleren en de waarschijnlijkheid van elk scenario te evalueren door te vragen of het in staat is om de waargenomen ijsschelpgeometrie die Cassini op de ijzige maan in kaart gebracht.

Oceaancirculatie is afhankelijk van verschillen in dichtheid van het samenstellende water in verschillende delen van de oceaan. Water met een hogere dichtheid zal naar water met een lagere dichtheid stromen om een ​​evenwicht te bereiken. Die dichtheidsverschillen worden zelf gecontroleerd door twee sleutelfactoren, de locatie van de warmtebron van de maan en het zoutgehalte van de oceaan, die beide momenteel slecht worden begrepen.

Er zijn twee plaatsen op Enceladus voor een potentiële warmtebron:in de silicaatkern of in de onderste ijsplaat waar het het bovenste deel van de oceaan ontmoet. Als er een aanzienlijke hoeveelheid warmte wordt geproduceerd in de silicaatkern door getijbuiging onder de oceaan, wetenschappers zouden convectie verwachten, net als wat er gebeurt als je een pan water kookt. evenzo, als bevriezing plaatsvindt bovenop de oceaan, zout zal uit het ijs worden verdreven, het verhogen van de lokale waterdichtheid en het activeren van convectie van bovenaf.

Het zoutgehalte speelt ook een sleutelrol in die dichtheidsberekeningen. Voor relatief lage zoutgehaltes, water trekt samen bij opwarming nabij het vriespunt, waardoor het dikker wordt. Omdat de oceaan van Enceladus in contact staat met een wereldwijde ijsschelp, het vriest bijna. Dit is contra-intuïtief voor hoe de meeste mensen over opwarming denken - wat over het algemeen betekent dat materiaal minder dicht wordt bij toenemende temperatuur. Bij hogere zoutgehaltes, dit wordt waar en water begint zich normaal te gedragen, uitzetten bij opwarming.

Gezien de onzekerheid van het oceaanzoutgehalte van Enceladus (tussen 4-40 gram zout per kilogram water) en welk percentage van de opwarming van de planeet plaatsvindt bij een van de twee bronnen, Dr. Kang en haar co-auteurs gebruikten het oceaanmodel van MIT om de oceaancirculatie onder verschillende combinaties te simuleren, ervan uitgaande dat de waargenomen ijsschelp in stand wordt gehouden door in de dikke ijsgebieden te bevriezen en elders te smelten. Dit geldt grotendeels voor ijzige werelden, omdat ijsplaten in de loop van de tijd op natuurlijke wijze zouden afvlakken als gevolg van ijsstroming als geen enkel ander proces een verschil in stand houdt.

Het team diagnosticeerde het warmtetransport onder verschillende scenario's en ontdekte dat slechts enkele van hen in grote lijnen een "gebalanceerd" warmtebudget kunnen handhaven, d.w.z., hoe de verschillende warmtebronnen (de hoeveelheid warmtestroom van de oceaan naar het ijs, plus de warmteproductie in het ijs door getijbuiging, plus de latente warmteafgifte) kan het geleidende warmteverlies door de ijsschelp exact compenseren.

Volgens het model, zo'n balans kan in grote lijnen worden bereikt als het zoutgehalte van de oceaan op een tussenliggend niveau ligt (10 ^-30 g/kg) en of de ijsschelp de dominante warmtebron is. Wanneer aan deze twee voorwaarden is voldaan, de oceaancirculatie is zwak. Als resultaat, het warme poolwater zal niet al te efficiënt naar de evenaar worden gemengd, dus equatoriaal smelten zal niet gebeuren. Dit resulteert in een ijsplaat die dikker is rond de evenaar van de maan, zoals werd waargenomen door Cassini. Het houdt ook in dat de druk op het water-ijs grensvlak lager is aan de polen, wat betekent dat het ook een hoger vriespunt heeft dan water op de evenaar.

Voor die scenario's met een "onevenwichtig" warmtebudget, wat betekent dat een deel van de warmte die op de maan wordt gecreëerd niet wordt afgevoerd, het equatoriale warmtetransport is te efficiënt en de equatoriale ijsschil zal de neiging hebben om te smelten. In de tussentijd, de drukgradiëntkracht zal een ijsstroom van de evenaar naar de polen drijven. Samen, het smelten en de ijsstroom zullen de ijsdikte nabij de evenaar verminderen, onvermijdelijk. Onder dit scenario, de waargenomen ijsgeometrie kan niet worden gehandhaafd gedurende de levensduur van de maan.