Titán es, además del mayor satélite de Saturno, uno de los mundos más interesantes del Sistema Solar. Es el único lugar conocido fuera de la Tierra en el que existen lagos y mares, aunque no de agua, sino de metano. Pero la historia de la investigación de Titán ha sido larga y tortuosa. Es fácil perderse entre las distintas teorías e hipótesis que han surgido a lo largo de las décadas para explicar las características de este cuerpo celeste tan excepcional.
Comparación de los únicos mundos que conocemos con masas de líquido en su superficie: la Tierra y Titán (Wikipedia).
Que Titán posee una atmósfera es algo que sabemos desde que fue descubierta por el astrónomo catalán Josep Comas i Solá, allá por 1908. Curiosamente, unas observaciones que pasaron bastante desapercibidas en su época. Sin embargo, no sería hasta 1944 cuando Gerard Kuiper demostró la presencia inequívoca de una atmósfera de metano, convirtiendo oficialmente a Titán en el único satélite conocido que poseía una cubierta gaseosa. Pese a este descubrimiento, nadie sabía qué densidad tenía esta extraña atmósfera.
Hacia 1980 existían dos modelos divergentes que pretendían explicar la presencia de metano en los espectros del satélite. Por un lado, se sugirió que Titán podía poseer una fina atmósfera de metano puro con una presión de sólo 20 milibares (mbar) en equilibrio con una superficie sólida de hielo de metano. Este modelo se ajustaba mejor a la idea que se tenia por entonces de cómo debían ser los satélites que orbitaban alrededor de los gigantes gaseosos: mundos fríos y muertos sin ninguna actividad geológica digna de mención más allá del continuo bombardeo de cometas y asteroides. Por otro lado, existía una hipótesis más atrevida que proponía la existencia de una atmósfera muy densa -nada más y nada menos que hasta 20 bar- compuesta principalmente por nitrógeno, con leves trazas de metano.
Titán visto por la Voyager 1 (NASA).
Los dos modelos compitieron por el favor de la comunidad científica hasta que en noviembre de 1980 el sobrevuelo de la Voyager 1 zanjó la cuestión. Esta sonda nos reveló un mundo cubierto por una atmósfera de nitrógeno con una presión superficial de1,5 bar compuesta en su mayor parte por nitrógeno. Pero lo más sorprendente no fue el poder comprobar que, efectivamente, Titán poseía una atmósfera densa. Para sorpresa de los investigadores, todo el satélite estaba cubierto de una opaca y anaranjada niebla de hidrocarburos que ocultaba la superficie en longitudes de onda visibles. Esta niebla se interpretó correctamente como el resultado de la interacción del metano atmosférico con la luz ultravioleta del Sol. Mediante este proceso se crean ingentes cantidades de hidrocarburos complejos que "llueven" sobre la superficie de Titán. Un verdadero maná orgánico que fue bautizado por Carl Sagan con el nombre de tolin.
Las complejas reacciones químicas que tienen lugar en la atmósfera de Titán (NASA).
Pronto se propuso un escenario fantástico para Titán. Según varios modelos, el metano se comportaría como el agua en la Tierra, es decir, sería el protagonista de un ciclo "metanológico", con nubes, lluvia y ríos de metano. Aunque la temperatura superficial de este mundo ronda los -179º C, Titán parecía ser un fascinante y complejo objetivo a estudiar. De hecho, en 1983 cobró fuerza la hipótesis de la existencia de un océano global de etano de varios kilómetros de profundidad (con poco metano) que debía cubrir todo el satélite. Una especie de waterworld, pero en versión metano-etano.
Hipótesis del océano global de etano en Titán (NASA).
La falta de nuevas observaciones complicó el avance en el conocimiento de Titán después del sobrevuelo de la Voyager 1. A principios de los años 90, los nuevos datos del telescopio espacial Hubble mostraron que el satélite presentaba importantes diferencias de albedo (brillo) en el infrarrojo, lo que se interpretó como la presencia de posibles continentes en medio de un océano de etano. Parecía que, después de todo, Titán no poseía un océano global.
Variaciones de albedo en Titán vistas por el telescopio Hubble (NASA).
El gran salto adelante se lograría en 2004 con la llegada de la sonda Cassini-Huygens al sistema de Saturno. Aunque la cámara principal de la Cassini estaba diseñada para poder observar la superficie de Titán en infrarrojo, las primeras imágenes constituyeron un enigma de primer orden. Se podían ver complejas formaciones y estructuras, pero nadie sabía cuál era su naturaleza. Eso sí, para asombro de los investigadores no había ni rastro del océano global de etano.
Titán visto por la Cassini en distintas longitudes de onda. Aunque se aprecian detalles de su superficie (imagen central), resulta complicado conocer la naturaleza de las estructuras (NASA).
Para complicar el asunto aún más, la sonda europea Huygens pudo observar durante su descenso a la superficie lo que parecían cauces secos de antiguos ríos. El radar de la Cassini pronto comenzó a mandar imágenes con mayor resolución, pero sin otras referencias era casi imposible descifrar lo que estábamos viendo. El radar no proporciona información sobre el relieve geográfico, haciendo muy difícil interpretar los datos. No obstante, poco a poco se pudo confirmar la existencia de lagos y mares de metano. No cubrían toda la superficie como se había sugerido en los años 80, sino que estaban concentrados en el hemisferio norte del satélite. Al mismo tiempo, también se descubrieron unos pocos lagos de menor tamaño en el hemisferio sur.
La superficie de Titán vista por la sonda europea Huygens (NASA/ESA).
Cauces de ríos vistos por la Huygens durante su descenso (NASA/ESA).
Mapa de Titán. Se aprecian las principales masas de metano: Ontario Lacus, Kraken Mare, Punga Mare y Ligeia Mare (NASA).
Formaciones de nubes sobre los mares del hemisferio norte en septiembre de 2009 (NASA).
El Kraken Mare visto por la Cassini en infrarrojo y en radar (NASA).
Cambio de patrón en las nubes de metano de Titán. En 2008 se apreciaban numerosas nubes en el hemisferio norte, en invierno. En 2009 habían desaparecido, pero a cambio se ven nubes a 40º del hemisferio sur (NASA).
El Lago Ontario (Ontario Lacus) es el único lago de metano de gran tamaño del hemisferio sur de Titán (NASA).
Cambios en Ontario Lacus antes y después de una tormenta. Se aprecian las formaciones de nubes de metano (NASA).
Reflejo de la luz solar en el Kraken Mare del hemisferio norte (NASA).
Para explicar esta dicotomía entre ambos hemisferios, se sugirió que los mares y lagos seguían un patrón estacional de siete años. A medida que el invierno se cierne sobre el hemisferio norte, los lagos comienzan a formarse por condensación del metano. Cuando llega el verano, el metano se evapora y los lagos prácticamente desaparecen hasta el siguiente año (titánico). Este modelo parece explicar las diferencias entre el norte y el sur del satélite, pero sin embargo aún no está claro si todo el metano se evapora a la atmósfera o existen reservas subterráneas de esta sustancia que alimentan los lagos, especialmente en el hemisferio norte. Por otro lado, otra sorpresa de la misión Cassini fue el descubrimiento de gigantescos depósitos de oscuras dunas de hidrocarburos en las regiones ecuatoriales que demuestran la acción presente o pasada de vigorosos procesos de erosión eólica. Estos campos de dunas, junto con los cauces secos vistos por la Huygens, sugieren que la lluvia de metano debe ser relativamente común. Pero puesto que la Cassini no había observado ninguna nube de metano en estas latitudes, se supuso que quizás Titán estaba pasando por un periodo de sequía y que los cauces eran vestigios de épocas más húmedas -metanológicamente hablando- que habían desaparecido víctimas de sucesivos cambios climáticos.
Los enormes campos de dunas de hidrocarburos de Titán demuestran la existencia de erosión eólica (NASA).
Recreación de un episodio lluvioso en Titán (Don Davis/NASA).
Otra visión artística más realista de la lluvia en Titán (NASA).
No obstante, recientemente se ha podido confirmar la presencia de lluvias cerca del ecuador, aunque todavía no se sabe si poseen la intensidad suficiente como para ser responsables de las estructuras fluviales observadas. Es más, la hipótesis de los cambios climáticos cobra fuerza si tenemos en cuenta que se han descubierto lo que parecen ser restos de antiguos mares y lagos en latitudes medias.
Nubes ecuatoriales de metano en Titán vistas el 18 de octubre de 2010, después del equinoccio (NASA).
Posibles restos de lagos y mares de metano en latitudes medias (NASA).
Posibles depósitos fluviales (zonas de color claro), restos de una época con mayores precipitaciones (NASA).
La sonda Cassini ha cartografiado con radar más del 25% de la superficie en unos 44 sobrevuelos del satélite, pero, más allá de los lagos y la lluvia de metano, los misterios persisten. La cuestión principal para los investigadores es determinar si Titán es un mundo geológicamente activo en la actualidad o no. Una actividad interna podría ser responsable de episodios volcánicos que alimentarían la atmósfera regularmente con diversos gases del interior. En caso contrario, si el interior de Titán está muerto, la atmósfera actual sería un mero episodio pasajero en la historia de este satélite.
Zonas cartografiadas con el radar de la Cassini (NASA).
Para determinar el grado de actividad de un mundo, los astrogeólogos tienen una herramienta infalible: el conteo de cráteres. Cuantos más cráteres posea la superficie, más antigua será. Así de simple. No es de extrañar que una de las primeras tareas por parte del equipo de la Cassini haya sido precisamente la búsqueda de cráteres. Y los han encontrado. La escasa resolución de las imágenes de radar (0,35-1,7 kilómetros por píxel) no permite determinar con precisión la densidad de cráteres de pequeño tamaño, pero parece claro que existen zonas con cuencas de impacto en diversas etapas de erosión. Y ahí está el quid de la cuestión. No es lo mismo una zona completamente libre de cráteres que otra con viejas cuencas de impacto erosionadas. En el primer caso, estamos ante un mundo con una gran actividad geológica que es capaz de renovar el paisaje de forma efectiva, mientras que en el segundo caso tenemos un cuerpo celeste donde los procesos erosivos, o bien no son muy efectivos, o bien están limitados en el tiempo. A este respecto, el ejemplo arquetípico es Marte. El planeta rojo presenta numerosas zonas con cráteres erosionados, lo que constituye un claro indicio de una fuerte actividad erosiva en el pasado, pero que se ha reducido a su mínima expresión en la actualidad. La clave está por tanto en determinar si los procesos erosivos en Titán son solamente de naturaleza exogénica (vientos, lluvia, etc.) o por el contrario existen también mecanismos endógenos (criovulcanismo). O lo que es lo mismo, ¿es Titán un mundo muerto con atmósfera? Esta última hipótesis, que ha cobrado fuerza en los últimos años, se denomina "Calisto con atmósfera" por el parecido de las estructuras de impacto de Titán con las de esta luna de Júpiter.
La misteriosa superficie de Titán vista por la Cassini (NASA).
Comparación entre las estructuras de impacto de Titán y otros satélites (NASA).
Cráteres en Titán con diverso grado de erosión (NASA).
Algunas zonas de Titán parecen sugerir que la actividad geológica interna es escasa o nula. Titán sería una especie de "Calisto con atmósfera (NASA).
Además de contar cráteres, otro método aún más evidente para saber si un mundo es activo consiste en buscar volcanes, activos o no. Debido a las bajas temperaturas de la "lava" (formada por agua y amoniaco principalmente), estas estructuras reciben el nombre de criovolcanes. ¿Y los resultados? Pues por el momento, nada concluyentes. Se han descubierto algunas estructuras que se asemejan a volcanes y algunas de ellas se parecen a los edificios volcánicos en forma de cúpula que se encuentran en Venus. También se han identificado ciertas zonas que presentan lo que parecen ser fallas tectónicas. En todo caso, la presencia de fallas no constituye necesariamente una evidencia de una actividad geológica importante, ya que incluso Rea -un satélite fuertemente craterizado y, por tanto, relativamente "muerto"- presenta en su superficie grandes fallas tectónicas.
Algunas estructuras que podrían ser criovolcanes (NASA).
Ganesa Macula podría ser un volcán en escudo similar en forma a los encontrados en Venus (NASA).
Posibles evidencias de fallas tectónicas en algunas zonas de Titán (NASA).
La existencia de un océano subterráneo (mejor sería llamarlo "manto") de agua y amoniaco es esencial a la hora de explicar los procesos criovolcánicos. No sabemos si este océano existe, pero las evidencias indican que el núcleo de Titán es frío y que su corteza es más rígida que la de otros satélites de Saturno. Esto parece sugerir que Titán no ha experimentado nunca episodios significativos de calentamiento por mareas como en el caso de Encélado, Ío o Europa y que su interior no se halla completamente diferenciado. De todas formas, esto no es obstáculo para que exista un océano de agua-amoniaco subterráneo. La excentricidad de la órbita y el periodo de rotación del satélite permiten poner un límite a su actividad interna, aunque todavía existe un fuerte debate sobre este punto.
Si el interior de Titán está muerto desde el punto de vista geológico, podríamos estar ante un escenario muy curioso. Es muy posible que la atmósfera de Titán y sus maravillosos lagos sean relativamente recientes. Si Titán no tiene criovolcanes, el metano debe ser primigenio. Hasta hace unos mil millones de años la luminosidad del Sol era insuficiente para sublimar los hielos de metano de la superficie y quizás por entonces Titán era muy parecido a Tritón, el satélite de Neptuno (aunque con metano congelado en vez de nitrógeno). El progresivo aumento en la luminosidad solar y algún impacto gigante liberarían el nitrógeno suficiente para crear una atmósfera densa. Si esta hipótesis es correcta, dentro de otros mil millones de años todo el metano de la atmósfera de Titán habrá reaccionado mediante la radiación ultravioleta del Sol para producir una gruesa capa de hidrocarburos que cubrirá su superficie. Como resultado, en el futuro es posible que la atmósfera sea totalmente transparente.
Las posibles fases de Titán. Un pasado sin atmósfera con una corteza de metano congelado, un presente con ríos y lagos y un futuro sin metano en la atmósfera (NASA).
Cuando el famoso artista espacial Chesley Bonestell recreó la superficie de Titán en los años 60, dibujó un mundo con una atmósfera límpida y transparente. No podía imaginar que estaba representando un paisaje del futuro lejano de Titán.
Saturno visto desde Titán por Chesley Bonestell. ¿Una visión del futuro? (Chesley Bonestell/NASA).
Titán es un mundo fascinante que se convertirá en los próximos años en uno de los objetivos prioritarios para la exploración del Sistema Solar. Sólo Europa, Marte y Encélado pueden competir con el mayor satélite de Saturno en términos de interés biológico. Antes de que termine el siglo, es posible que un ser humano ponga un pie en su fría superficie.
Más información:
Comparación de los únicos mundos que conocemos con masas de líquido en su superficie: la Tierra y Titán (Wikipedia).
Que Titán posee una atmósfera es algo que sabemos desde que fue descubierta por el astrónomo catalán Josep Comas i Solá, allá por 1908. Curiosamente, unas observaciones que pasaron bastante desapercibidas en su época. Sin embargo, no sería hasta 1944 cuando Gerard Kuiper demostró la presencia inequívoca de una atmósfera de metano, convirtiendo oficialmente a Titán en el único satélite conocido que poseía una cubierta gaseosa. Pese a este descubrimiento, nadie sabía qué densidad tenía esta extraña atmósfera.
Hacia 1980 existían dos modelos divergentes que pretendían explicar la presencia de metano en los espectros del satélite. Por un lado, se sugirió que Titán podía poseer una fina atmósfera de metano puro con una presión de sólo 20 milibares (mbar) en equilibrio con una superficie sólida de hielo de metano. Este modelo se ajustaba mejor a la idea que se tenia por entonces de cómo debían ser los satélites que orbitaban alrededor de los gigantes gaseosos: mundos fríos y muertos sin ninguna actividad geológica digna de mención más allá del continuo bombardeo de cometas y asteroides. Por otro lado, existía una hipótesis más atrevida que proponía la existencia de una atmósfera muy densa -nada más y nada menos que hasta 20 bar- compuesta principalmente por nitrógeno, con leves trazas de metano.
Titán visto por la Voyager 1 (NASA).
Los dos modelos compitieron por el favor de la comunidad científica hasta que en noviembre de 1980 el sobrevuelo de la Voyager 1 zanjó la cuestión. Esta sonda nos reveló un mundo cubierto por una atmósfera de nitrógeno con una presión superficial de1,5 bar compuesta en su mayor parte por nitrógeno. Pero lo más sorprendente no fue el poder comprobar que, efectivamente, Titán poseía una atmósfera densa. Para sorpresa de los investigadores, todo el satélite estaba cubierto de una opaca y anaranjada niebla de hidrocarburos que ocultaba la superficie en longitudes de onda visibles. Esta niebla se interpretó correctamente como el resultado de la interacción del metano atmosférico con la luz ultravioleta del Sol. Mediante este proceso se crean ingentes cantidades de hidrocarburos complejos que "llueven" sobre la superficie de Titán. Un verdadero maná orgánico que fue bautizado por Carl Sagan con el nombre de tolin.
Las complejas reacciones químicas que tienen lugar en la atmósfera de Titán (NASA).
Pronto se propuso un escenario fantástico para Titán. Según varios modelos, el metano se comportaría como el agua en la Tierra, es decir, sería el protagonista de un ciclo "metanológico", con nubes, lluvia y ríos de metano. Aunque la temperatura superficial de este mundo ronda los -179º C, Titán parecía ser un fascinante y complejo objetivo a estudiar. De hecho, en 1983 cobró fuerza la hipótesis de la existencia de un océano global de etano de varios kilómetros de profundidad (con poco metano) que debía cubrir todo el satélite. Una especie de waterworld, pero en versión metano-etano.
Hipótesis del océano global de etano en Titán (NASA).
La falta de nuevas observaciones complicó el avance en el conocimiento de Titán después del sobrevuelo de la Voyager 1. A principios de los años 90, los nuevos datos del telescopio espacial Hubble mostraron que el satélite presentaba importantes diferencias de albedo (brillo) en el infrarrojo, lo que se interpretó como la presencia de posibles continentes en medio de un océano de etano. Parecía que, después de todo, Titán no poseía un océano global.
Variaciones de albedo en Titán vistas por el telescopio Hubble (NASA).
El gran salto adelante se lograría en 2004 con la llegada de la sonda Cassini-Huygens al sistema de Saturno. Aunque la cámara principal de la Cassini estaba diseñada para poder observar la superficie de Titán en infrarrojo, las primeras imágenes constituyeron un enigma de primer orden. Se podían ver complejas formaciones y estructuras, pero nadie sabía cuál era su naturaleza. Eso sí, para asombro de los investigadores no había ni rastro del océano global de etano.
Titán visto por la Cassini en distintas longitudes de onda. Aunque se aprecian detalles de su superficie (imagen central), resulta complicado conocer la naturaleza de las estructuras (NASA).
Para complicar el asunto aún más, la sonda europea Huygens pudo observar durante su descenso a la superficie lo que parecían cauces secos de antiguos ríos. El radar de la Cassini pronto comenzó a mandar imágenes con mayor resolución, pero sin otras referencias era casi imposible descifrar lo que estábamos viendo. El radar no proporciona información sobre el relieve geográfico, haciendo muy difícil interpretar los datos. No obstante, poco a poco se pudo confirmar la existencia de lagos y mares de metano. No cubrían toda la superficie como se había sugerido en los años 80, sino que estaban concentrados en el hemisferio norte del satélite. Al mismo tiempo, también se descubrieron unos pocos lagos de menor tamaño en el hemisferio sur.
La superficie de Titán vista por la sonda europea Huygens (NASA/ESA).
Cauces de ríos vistos por la Huygens durante su descenso (NASA/ESA).
Mapa de Titán. Se aprecian las principales masas de metano: Ontario Lacus, Kraken Mare, Punga Mare y Ligeia Mare (NASA).
Formaciones de nubes sobre los mares del hemisferio norte en septiembre de 2009 (NASA).
El Kraken Mare visto por la Cassini en infrarrojo y en radar (NASA).
Cambio de patrón en las nubes de metano de Titán. En 2008 se apreciaban numerosas nubes en el hemisferio norte, en invierno. En 2009 habían desaparecido, pero a cambio se ven nubes a 40º del hemisferio sur (NASA).
El Lago Ontario (Ontario Lacus) es el único lago de metano de gran tamaño del hemisferio sur de Titán (NASA).
Cambios en Ontario Lacus antes y después de una tormenta. Se aprecian las formaciones de nubes de metano (NASA).
Reflejo de la luz solar en el Kraken Mare del hemisferio norte (NASA).
Para explicar esta dicotomía entre ambos hemisferios, se sugirió que los mares y lagos seguían un patrón estacional de siete años. A medida que el invierno se cierne sobre el hemisferio norte, los lagos comienzan a formarse por condensación del metano. Cuando llega el verano, el metano se evapora y los lagos prácticamente desaparecen hasta el siguiente año (titánico). Este modelo parece explicar las diferencias entre el norte y el sur del satélite, pero sin embargo aún no está claro si todo el metano se evapora a la atmósfera o existen reservas subterráneas de esta sustancia que alimentan los lagos, especialmente en el hemisferio norte. Por otro lado, otra sorpresa de la misión Cassini fue el descubrimiento de gigantescos depósitos de oscuras dunas de hidrocarburos en las regiones ecuatoriales que demuestran la acción presente o pasada de vigorosos procesos de erosión eólica. Estos campos de dunas, junto con los cauces secos vistos por la Huygens, sugieren que la lluvia de metano debe ser relativamente común. Pero puesto que la Cassini no había observado ninguna nube de metano en estas latitudes, se supuso que quizás Titán estaba pasando por un periodo de sequía y que los cauces eran vestigios de épocas más húmedas -metanológicamente hablando- que habían desaparecido víctimas de sucesivos cambios climáticos.
Los enormes campos de dunas de hidrocarburos de Titán demuestran la existencia de erosión eólica (NASA).
Recreación de un episodio lluvioso en Titán (Don Davis/NASA).
Otra visión artística más realista de la lluvia en Titán (NASA).
No obstante, recientemente se ha podido confirmar la presencia de lluvias cerca del ecuador, aunque todavía no se sabe si poseen la intensidad suficiente como para ser responsables de las estructuras fluviales observadas. Es más, la hipótesis de los cambios climáticos cobra fuerza si tenemos en cuenta que se han descubierto lo que parecen ser restos de antiguos mares y lagos en latitudes medias.
Nubes ecuatoriales de metano en Titán vistas el 18 de octubre de 2010, después del equinoccio (NASA).
Posibles restos de lagos y mares de metano en latitudes medias (NASA).
Posibles depósitos fluviales (zonas de color claro), restos de una época con mayores precipitaciones (NASA).
La sonda Cassini ha cartografiado con radar más del 25% de la superficie en unos 44 sobrevuelos del satélite, pero, más allá de los lagos y la lluvia de metano, los misterios persisten. La cuestión principal para los investigadores es determinar si Titán es un mundo geológicamente activo en la actualidad o no. Una actividad interna podría ser responsable de episodios volcánicos que alimentarían la atmósfera regularmente con diversos gases del interior. En caso contrario, si el interior de Titán está muerto, la atmósfera actual sería un mero episodio pasajero en la historia de este satélite.
Zonas cartografiadas con el radar de la Cassini (NASA).
Para determinar el grado de actividad de un mundo, los astrogeólogos tienen una herramienta infalible: el conteo de cráteres. Cuantos más cráteres posea la superficie, más antigua será. Así de simple. No es de extrañar que una de las primeras tareas por parte del equipo de la Cassini haya sido precisamente la búsqueda de cráteres. Y los han encontrado. La escasa resolución de las imágenes de radar (0,35-1,7 kilómetros por píxel) no permite determinar con precisión la densidad de cráteres de pequeño tamaño, pero parece claro que existen zonas con cuencas de impacto en diversas etapas de erosión. Y ahí está el quid de la cuestión. No es lo mismo una zona completamente libre de cráteres que otra con viejas cuencas de impacto erosionadas. En el primer caso, estamos ante un mundo con una gran actividad geológica que es capaz de renovar el paisaje de forma efectiva, mientras que en el segundo caso tenemos un cuerpo celeste donde los procesos erosivos, o bien no son muy efectivos, o bien están limitados en el tiempo. A este respecto, el ejemplo arquetípico es Marte. El planeta rojo presenta numerosas zonas con cráteres erosionados, lo que constituye un claro indicio de una fuerte actividad erosiva en el pasado, pero que se ha reducido a su mínima expresión en la actualidad. La clave está por tanto en determinar si los procesos erosivos en Titán son solamente de naturaleza exogénica (vientos, lluvia, etc.) o por el contrario existen también mecanismos endógenos (criovulcanismo). O lo que es lo mismo, ¿es Titán un mundo muerto con atmósfera? Esta última hipótesis, que ha cobrado fuerza en los últimos años, se denomina "Calisto con atmósfera" por el parecido de las estructuras de impacto de Titán con las de esta luna de Júpiter.
La misteriosa superficie de Titán vista por la Cassini (NASA).
Comparación entre las estructuras de impacto de Titán y otros satélites (NASA).
Cráteres en Titán con diverso grado de erosión (NASA).
Algunas zonas de Titán parecen sugerir que la actividad geológica interna es escasa o nula. Titán sería una especie de "Calisto con atmósfera (NASA).
Además de contar cráteres, otro método aún más evidente para saber si un mundo es activo consiste en buscar volcanes, activos o no. Debido a las bajas temperaturas de la "lava" (formada por agua y amoniaco principalmente), estas estructuras reciben el nombre de criovolcanes. ¿Y los resultados? Pues por el momento, nada concluyentes. Se han descubierto algunas estructuras que se asemejan a volcanes y algunas de ellas se parecen a los edificios volcánicos en forma de cúpula que se encuentran en Venus. También se han identificado ciertas zonas que presentan lo que parecen ser fallas tectónicas. En todo caso, la presencia de fallas no constituye necesariamente una evidencia de una actividad geológica importante, ya que incluso Rea -un satélite fuertemente craterizado y, por tanto, relativamente "muerto"- presenta en su superficie grandes fallas tectónicas.
Algunas estructuras que podrían ser criovolcanes (NASA).
Ganesa Macula podría ser un volcán en escudo similar en forma a los encontrados en Venus (NASA).
Posibles evidencias de fallas tectónicas en algunas zonas de Titán (NASA).
La existencia de un océano subterráneo (mejor sería llamarlo "manto") de agua y amoniaco es esencial a la hora de explicar los procesos criovolcánicos. No sabemos si este océano existe, pero las evidencias indican que el núcleo de Titán es frío y que su corteza es más rígida que la de otros satélites de Saturno. Esto parece sugerir que Titán no ha experimentado nunca episodios significativos de calentamiento por mareas como en el caso de Encélado, Ío o Europa y que su interior no se halla completamente diferenciado. De todas formas, esto no es obstáculo para que exista un océano de agua-amoniaco subterráneo. La excentricidad de la órbita y el periodo de rotación del satélite permiten poner un límite a su actividad interna, aunque todavía existe un fuerte debate sobre este punto.
Si el interior de Titán está muerto desde el punto de vista geológico, podríamos estar ante un escenario muy curioso. Es muy posible que la atmósfera de Titán y sus maravillosos lagos sean relativamente recientes. Si Titán no tiene criovolcanes, el metano debe ser primigenio. Hasta hace unos mil millones de años la luminosidad del Sol era insuficiente para sublimar los hielos de metano de la superficie y quizás por entonces Titán era muy parecido a Tritón, el satélite de Neptuno (aunque con metano congelado en vez de nitrógeno). El progresivo aumento en la luminosidad solar y algún impacto gigante liberarían el nitrógeno suficiente para crear una atmósfera densa. Si esta hipótesis es correcta, dentro de otros mil millones de años todo el metano de la atmósfera de Titán habrá reaccionado mediante la radiación ultravioleta del Sol para producir una gruesa capa de hidrocarburos que cubrirá su superficie. Como resultado, en el futuro es posible que la atmósfera sea totalmente transparente.
Las posibles fases de Titán. Un pasado sin atmósfera con una corteza de metano congelado, un presente con ríos y lagos y un futuro sin metano en la atmósfera (NASA).
Cuando el famoso artista espacial Chesley Bonestell recreó la superficie de Titán en los años 60, dibujó un mundo con una atmósfera límpida y transparente. No podía imaginar que estaba representando un paisaje del futuro lejano de Titán.
Saturno visto desde Titán por Chesley Bonestell. ¿Una visión del futuro? (Chesley Bonestell/NASA).
Titán es un mundo fascinante que se convertirá en los próximos años en uno de los objetivos prioritarios para la exploración del Sistema Solar. Sólo Europa, Marte y Encélado pueden competir con el mayor satélite de Saturno en términos de interés biológico. Antes de que termine el siglo, es posible que un ser humano ponga un pie en su fría superficie.
Más información:
- Titan, Dead or Alive, Jeff Moore (NASA Ames Research Center).
- Criovolcanes en Titán (DLR).
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