Především vnitřní oceán malého Saturnova měsíce Enceladu je stále obtížné vysvětlit pomocí dříve používaných metod. Měsíc, jehož průměr jen nepatrně převyšuje délku České republiky od západu na východ, je příliš malý na významné přispění radiogenního ohřevu, natož na to, aby si od svého vzniku uchoval dost akrečního tepla.

Přesto víme, že hostí podpovrchový oceán, a únik tepla z oblasti jižního pólu, odkud tryskají známé gejzíry dávající za vznik Saturnovu prstenci E, je značný.

Nejčastěji se tedy velký tepelný tok vysvětloval slapovým ohřevem. Jenže ouha – aby slapy v ledové slupce Enceladu generovaly dost tepla, musela by jeho dráha mít vyšší výstřednost. Kolísá snad jeho výstřednost díky procházení orbitální rezonancí s měsícem Dione a vidíme nyní pozůstatky období vyšší výstřednosti?

Dalším navrženým vysvětleným byl významný slapový ohřev v jádře. Ten by se i za zanedbatelné výstřednosti Enceladu mohl uplatnit zejména tehdy, pokud je jádro porézní. Dostačuje to však? Robert H. Tyler přišel s jiným vysvětlením. Jako oceánograf, zvyklý pracovat s dynamikou kapalin a výpočty slapové disipace v pozemských oceánech, považuje za zásadní pro ohřev oceánských těles právě uvolňování tepla slapovým působením na kapalnou složku.

Na Zemi hraje slapová disipace (uvolňování tepla) v oceánech mnohem významnější roli než disipace v pevných látkách. Vodní proudění i tření v kapalině i o horninové dno a pobřeží mohou uvolnit značné množství tepla. Proč by se tento jev neprojevoval i v jiných oceánech?

Pokud by došlo k rezonanci, jinými slovy vyladění oceánského proudění s frekvencí slapových jevů, rozhodně by vliv disipace v oceánu nebyl zanedbatelný – mohl by tělesu dodávat výrazně větší množství tepla než disipace v pevné složce. Na Zemi podobné jevy na menší škále pozorujeme v místech s abnormálně vysokým přílivem, například v kanadském zálivu Fundy, kde tvar pobřeží a šířka zálivu umožňují rozdíl mezi přílivem a odlivem až neuvěřitelných 17 metrů.

Pro představu, jak rezonance funguje, se často uvádí příklad s rozhoupáváním člověka na houpačce: Pokud jej postrčíte ve správném okamžiku, dokážete jej rozhoupat ještě mnohem silněji, než se houpal doposud, i když strčením dodáváte jen zlomek energie oproti té, kterou již má.

Proudění v oceánu si můžete představit jako onu houpačku a vliv gravitace (slapů) jako postrčení – ke kterému v zálivu Fundy dojde v onom vhodném okamžiku. U ledových měsíců se sice nemůžeme bavit o tvaru pobřeží, jelikož tam jde o oceány uzavřené mezi kamenným jádrem a ledovou slupkou, ale pokud v nich dochází k proudění, může i tam rezonance nastat.

Můžete namítnout, že stav rezonance by u ledových měsíců mohl být vzácný – jenže ve chvíli, kdy k ní nedochází a oceán začíná vymrzat, se mění tloušťka ledové a kapalné vrstvy a oceán se nakonec do stavu rezonance díky těmto změnám dostane.

Dojde k urychlení proudění v oceánu a navýšení slapového ohřevu. Konkrétní odezvu ovlivní i vlastnosti jako sklon rotační osy tělesa či stratifikace oceánu (utvoření vrstev různé slanosti a teploty), které mají vliv na proudění v kapalině. Případné nerovnoměrnosti povrchu horninového jádra a spodní hranice ledové slupky budou mít také dopad na průběh proudění.

Ve chvíli, kdy se oceán dostane do rezonance se slapovým působením, dojde k nárůstu míry ohřevu a odtávání ledové slupky – ale pokud rezonance pomine, ohřev opět poklesne. Tento cyklus může nadále pokračovat a zajišťovat výrazně dlouhodobější stabilitu oceánu než dříve navržené mechanismy slapového ohřevu.

Tylerův výzkum ale není významný jen pro náš pohled na ledové měsíce. Týká se slapové disipace v jakékoli kapalné složce, tedy například i husté atmosféře plynných planet, magmatickém oceánu (předpokládaném pod povrchem silně slapově zahřívaného Jupiterova měsíce Io) či kapalném jádře. Mohl by pomoci odhadnout možnosti obyvatelnosti bludných planet s měsíci či objasnit dynamiku horkých Jupiterů, plynných planet obíhajících v blízkosti své mateřské hvězdy.

Nevysvětluje však diametrální odlišnost Saturnových měsíců Mimasu a Enceladu, které mají oba podobnou velikost a obíhají blízko Saturnu (Mimas blíže než Enceladus), ale povrch Mimasu se zdá geologicky mrtvý a nenasvědčuje existenci vnitřního oceánu, zatímco Enceladus je geologicky velmi činný a oceán prokazatelně má. Prohlášením, že Mimas oceán nikdy neměl a nemohl se tedy dostat do rezonance, jen vytváříme jiný problém – jak to, že oceán ani zpočátku neměl a Enceladus ano?

Někteří jiní odborníci na ledové měsíce, například Francis Nimmo z Kalifornské univerzity v Santa Cruz, se domnívají, že při nízkém sklonu rotační osy (přičemž sklon osy rotace Enceladu je nejspíše zanedbatelný) bude disipace v oceánu příliš nízká na to, aby hrála významnou roli.

Také varují před příliš těsnou analogií s oceány Země, když známe příliš málo vlastností oceánů ledových měsíců, například faktor kvality Q. Ten udává, jak snadno či obtížně se daný objekt (zde právě oceán obklopený pevnými složkami) udrží v oscilaci. Jednoduchým příkladem je kyvadlo ve vakuu, které nic nebrzdí a je tedy kvalitní oscilátor, ve srovnání s kyvadlem ponořeným do vody, jehož pohyb brzy ustane.

Jak tedy můžeme Tylerovy závěry otestovat? V případě Europy by mělo být možné sledovat proudění v oceánu pomocí jemnějšího měření indukovaného magnetického pole v měsíci, než jakého byla dříve schopná sonda Galileo. Podobné satelitní oceánografie je v případě pozemských oceánů schopna například skupina družic SWARM. Právě o těchto měřeních hovořil Tyler minulý týden na Living Planet Symposium, konferenci o pozorování Země požádané Evropskou vesmírnou agenturou v Kongresovém centru v Praze.

Na Europě by obdobný průzkum v hrubším měřítku snad mohla provádět chystaná Europa Mission agentury NASA. U Enceladu bohužel indukované magnetické pole pozorovat nemůžeme, Europa je proto nejvhodnější cíl ke zjišťování, do jaké míry se slapová disipace v oceánu může projevovat. Mise by měla odstartovat v polovině 20. let.

Autorka je externí spolupracovnicí Katedry geofyziky MFF UK. Program geofyzikálních seminářů naleznete zde.