Planetas extrasolares con anillos

Entre los casi 550 exoplanetas conocidos, la mayoría son gigantes gaseosos que orbitan su estrella a distancias muy pequeñas. Son los llamados "júpiteres calientes". En nuestro Sistema Solar todos los planetas gigantes presentan anillos, aunque sin duda es Saturno el que se lleva la palma en cuanto a vistosidad. Pero, ¿podrían existir júpiteres calientes con anillos? O mejor dicho, ¿son los "saturnos calientes" frecuentes en nuestra Galaxia?


¿Existirán Saturnos calientes? (NASA).

A primera vista uno puede pensar, ¿y por qué no? ¿Qué tienen de especial los anillos? En realidad el asunto es complejo, ya que debemos tener en cuenta que las partículas que forman los anillos de Saturno están formadas en su mayor parte por hielos -sí, en plural: hielo de agua, de amoniaco, etc.-. Pero un saturno caliente está tan cerca de su astro que las temperaturas deberían causar la sublimación instantánea de estas partículas. Así que está claro que si estos planetas tienen anillos, deberán estar compuestos por partículas rocosas.

Los cálculos demuestran que el tamaño del radio de Roche de muchos exoplanetas descubiertos por el método del tránsito permite la existencia de anillos. Este radio es la distancia máxima a partir de la cual un satélite no puede mantener su forma y resulta destruido por las fuerzas de marea del planeta. Los anillos planetarios están situados por lo tanto dentro del radio de Roche. El radio depende del tamaño del planeta y de su densidad, así como de la densidad de las partículas de los anillos. Para los saturnos calientes, la composición de los anillos será, como hemos visto, principalmente rocosa. Además hay que tener en cuenta cuál es el punto de fusión y/o sublimación de los minerales rocosos, ya que estos planetas están tan cerca de sus estrellas que incluso la roca puede sublimarse. Teniendo todo esto en cuenta, aproximadamente 35 exoplanetas conocidos podrían tener a su alrededor anillos de partículas rocosas.


Radio de Roche de varios exoplanetas conocidos en función de su distancia orbital calculado para dos densidades distintas: 3 g/cm3 (círculos azules) y 5 g/cm3 (círculos rojos) (Schlichting et al.).

No obstante, el principal enemigo de un sistema anillado alrededor de un saturno caliente no son las fuerzas de marea, sino la potente luz de la cercana estrella. Toda radiación luminosa ejerce una presión sobre las partículas de pequeño tamaño, ocasionando que se desplacen en su órbita. Esta presión de radiación es la causante de que las partículas de polvo interplanetarias caigan lentamente hacia el Sol siguiendo trayectorias espirales, un fenómeno conocido como efecto Poynting-Robertson.


Tamaño mínimo de las partículas de un anillo en función de la distancia planetaria para un tiempo de vida de cien milones de años (Schlichting et al.).

Aparentemente, las partículas de los anillos de un saturno caliente deberían resultar destruidas por este efecto en poco tiempo. Sin embargo, recientemente se ha demostrado que los anillos podrían sobrevivir durante más de cien millones de años siempre y cuando el tamaño medio de las partículas fuese superior a un metro. Si los anillos son especialmente gruesos y bloquean la luz estelar de forma más o menos efectiva, partículas mucho más pequeñas podrían permanecer en su interior durante un periodo comprendido entre un millón y mil millones de años.


Tiempo de vida medio de un sistema anillado en función de la distancia a la estrella (Schlichting et al.).

En cualquier caso, lo realmente sorprendente es que estos anillos podrían ser observados por el telescopio espacial Kepler, dedicado a detectar exoplanetas mediante el método del tránsito. Para aumentar la probabilidad de detección de los anillos, los planetas deberían estar situados a más de 15 millones de km (0,1 UA) de su estrella. Eso sí, esta probabilidad depende de la inclinación del plano de los anillos con respecto a la línea de visión. Obviamente, cuanto más inclinados estén los anillos, más fáciles de ver serán. El problema es que los saturnos calientes orbitan tan cerca de su estrella que las fuerzas de marea se habrán encargado de eliminar cualquier inclinación significativa del eje de rotación de estos planetas. Por este motivo, es muy posible que la mayoría de los anillos de los saturnos calientes sean invisibles. Pero en el caso de que podamos detectarlos, las consecuencias serían muy interesantes. Más allá de la simple curiosidad, el caso es que estos anillos podrían presentar distorsiones por culpa de la acción conjunta de las fuerzas de marea planetarias y estelares. Si somos capaces de medir esta distorsión, podríamos determinar varios parámetros del interior de los exoplanetas. Dicho de otro modo, los anillos servirían como sondas avanzadas para estudiar el interior de mundos situados a decenas de años luz. Sorprendente.

Y no tendremos que esperar mucho para saber si estos tesoros de la naturaleza existen realmente. En los próximos años sabremos si entre los muchos descubrimientos que el telescopio Kepler está a punto de realizar se encuentran los anillos exoplanetarios.

Más información:

• Warm Saturns: On the Nature of Rings around Extrasolar Planets that Reside Inside the Ice Line, Schlichting et al. (ArXiV, 19 de abril de 2011).

La mayor estructura del Universo

¿Cuál es la mayor estructura conocida por el hombre? El récord lo ostenta un supercúmulo de miles de galaxias llamado la Gran Muralla Sloan (Sloan Great Wall, SGW). Su tamaño es tan monstruoso que resulta imposible de asimilar para la mente humana. Con una longitud de 1370 millones de años luz, es tan grande que ocupa casi 1/30 parte del radio del Universo visible (unos 47 mil millones de años luz). La SGW está situada a unos mil millones de años luz de la Vía Láctea y fue descubierta en 2003 por J. Richard Gott y Mario Jurić, de la Universidad de Princeton, a partir de los datos del Sloan Digital Sky Survey (SDSS). La SGW está formada por varios supercúmulos galácticos, siendo el mayor de ellos SC1 126.

Hasta el descubrimiento de la SGW, la mayor estructura conocida era la Gran Muralla CfA2, descubierta en 1989 por Margaret Geller y el recientemente fallecido John Huchra. La Gran Muralla CfA2 está situada a 350-500 millones de años luz de la Vía Láctea, tiene unos 500 millones de años luz de longitud y un espesor de "sólo" 20 millones de años luz.


La Gran Muralla Sloan (arriba) a la misma escala de la Gran Muralla CfA2 (abajo). La Vía Láctea está situada en el vértice de cada segmento circular. Cada punto en esta imagen es un cúmulo de galaxias con cientos de miles de millones de estrellas (Gott et al.).

El nombre de "muralla" se debe a que el espesor de la SGW es muy pequeño comparado con su longitud. En realidad, la SGW es lo que se denomina un superfilamento de la telaraña cósmica, la compleja estructura formada por los cúmulos de galaxias en el universo observable. Los cúmulos y supercúmulos galácticos no están distribuidos arbitrariamente por el espacio, sino que se agrupan formando una red de nodos, filamentos y vacíos. Este patrón cósmico se originó poco después del Big Bang gracias a la influencia de la materia oscura, que es el principal componente de la masa de estos cúmulos. Aunque por lo general sólo somos capaces de ver la "materia normal" (materia bariónica, esto es, las estrellas que componen las galaxias), se supone que la distribución de materia oscura a gran escala debe seguir más o menos la distribución de la materia bariónica visible.

Las simulaciones por ordenador de la evolución del Universo predicen de forma bastante precisa la formación de esta red de filamentos y vacíos en un cosmos dominado por la materia oscura fría y la energía oscura (modelos ΛCDM). Por lo tanto, le corresponde a la astrofísica observacional rebatir la fidelidad de estos modelos mediante la realización de mapas tridimensionales de las estructuras del Universo. Aunque la existencia de la Gran Muralla CfA2 no contradice los modelos ΛCDM, la SGW es tan enorme no casa bien con todos ellos. De hecho, muchas simulaciones numéricas han sido incapaces de reproducir las propiedades de la SGW. Hay que tener en cuenta que uno de los principios fundamentales de la cosmología es que, a gran escala, el Universo es básicamente homogéneo. Esta frontera se denomina "límite de la grandeza" y tiene un valor aproximado de 300 millones de años luz.

 
Estructura de filamentos y vacíos del Universo a gran escala según los modelos ΛCDM.

¿Y qué hay más allá de la SGW? La cuestión es compleja, porque levantar un mapa del Universo no es lo mismo que hacer un mapa de carreteras de la provincia más cercana. Más allá de las obvias dificultades técnicas, el problema es que a medida que nos alejamos de la Vía Láctea estamos viajando hacia atrás en el tiempo. Además, debemos recordar que el Universo no es estático, sino que se está expandiendo continuamente. En cualquier caso, si hacemos un mapa a gran escala veremos que a partir de cierta distancia (o edad) las galaxias empiezan a dejar paso a los cuásares (núcleos de galaxias activas). En total se estima que en el Universo visible hay unos 170 mil millones de galaxias, lo que hace un total de 10²² - 10²⁴ estrellas.

 
Mapa de los cúmulos galácticos cercanos vistos por el SDSS. La Vía Láctea está en el centro 

 
Mapa del Universo conocido. El mapa de arriba con la Gran Muralla Sloan cabe en el pequeño círculo del centro (Gott et al.).


Escalas del Universo medidas desde el centro de la Tierra (Gott et al.).

Es muy posible que la SGW no sea la mayor estructura en el Universo observable. Al fin y al cabo, el SDSS sólo ha medido el corrimiento al rojo (z) de una pequeña fracción de galaxias. Además, los cúmulos más lejanos -y por lo tanto, los más jóvenes- son también más difíciles de detectar. No obstante, la teoría nos dice que no deberían existir estructuras mucho más grandes que la SGW. De encontrarlas, la cosmología actual se enfrentaría a un serio problema.


Varios cúmulos y supercúmulos galácticos vistos desde la perspectiva de la Tierra (en coordenadas galácticas) (2Mass Survey).

Más información:

• The Sloan Great Wall. Morphology and galaxy content, M. Einasto et al. (ArXiV, 9 de mayo de 2011).
• A Map of the Universe, J.R. Gott et al. (ArXiV, 20 de octubre de 2003).

La Catástrofe del Challenger [Challenger Catastrophe]

El Orden de Tamaños de los Planetas y Satélites del Sistema Solar [Solar System Bodies Map]

A Travel Through Our Solar System

There are 140 known natural satellites, also called moons, in orbit around the various planets in our solar system, ranging from bodies larger than our own moon to small pieces of debris.

From 1610 to 1977, Saturn was thought to be the only planet with rings. We now know that Jupiter, Uranus, and Neptune also have ring systems, although Saturn's is by far the largest. Particles in these ring systems range in size from dust to boulders to house-size, and may be rocky and/or icy.

Most of the planets also have magnetic fields, which extend into space and form a magnetosphere around each planet. These magnetospheres rotate with the planet, sweeping charged particles with them. The sun has a magnetic field, the heliosphere, which envelops our entire solar system.

Ancient astronomers believed that the Earth was the center of the universe, and that the sun and all the other stars revolved around the Earth. Copernicus proved that Earth and the other planets in our solar system orbit our sun. Little by little, we are charting the universe, and an obvious question arises: Are there other planets where life might exist? Only recently have astronomers had the tools to indirectly detect large planets around other stars in nearby solar systems.

And this is only the beginning.


On Sept. 8, 2010, a C3-class solar flare erupts from the Sun. Just as a sunspot was turning away from Earth on Sept. 8, the active region erupted, producing a solar flare and a fantastic prominence. The eruption also hurled a bright coronal mass ejection into space. (NASA/SDO)



Features on the surface of Mercury, including craters Kipling (lower left) and Steichen (upper right). Image taken on September 29, 2009 by NASA's MESSENGER spacecraft. (NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington)


Earth and the Moon from afar - when NASA's MESSENGER spacecraft took this image on May6, 2010, it was 183 million kilometers (114 million miles) away. North is toward the bottom of the image. (NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington)


A setting last quarter crescent moon and the thin line of Earth's atmosphere are photographed by an Expedition 24 crew member as the International Space Station passes over central Asia on Sept. 4th, 2010. (NASA)


The Earth as seen from the Moon on June 12, 2010. NASA's Lunar Reconnaissance Orbiter (LROC) team created this mosaic of images snapped on 12 June 2010 during a calibration sequence. (NASA/GSFC/Arizona State University)


Brightly lit metropolitan areas of Torino (Italy), Lyon, and Marseille (both in France) stand out amidst numerous smaller urban areas in this dramatic photograph taken by a member of the ISS Expedition 23 crew on April 28, 2010.


Aurora Australis seen above the Earth in this image taken by a member of the ISS Expedition 23 crew on May 29, 2010.


A meteor streaks past stars in the night sky over Stonehenge in Salisbury Plain, southern England on August 12, 2010. The Perseid meteor shower is sparked every August when the Earth passes through a stream of space debris left by comet Swift-Tuttle. Picture taken using a long exposure.


he Mertz Glacier flows off East Antarctica along the George V Coast, and on January 10, 2010, the Advanced Land Imager (ALI) on NASA's Earth Observing-1 (EO-1) satellite captured this true-color image of an iceberg that had broken off the glacier tongue.


Photo taken by astronaut Douglas H. Wheelock aboard the International Space Station on August 22nd, 2010. "The beauty of Italy, on a clear summer night, stretching out into the Mediterranean Sea. You can see many of the beautiful islands lit up and adorning the coastline including Capri, Sicily, and Malta. The city of Naples and Mt. Vesuvius stand out along the coast."


Hurricane Danielle seen from low Earth orbit on on August 28th, 2010. Photo taken by astronaut Douglas H. Wheelock aboard the International Space Station.


A pit in the Moon - this high Sun view of the Mare Tranquillitatis pit crater on Earth's Moon reveals boulders on an otherwise smooth floor. Image is approximately 400 meters wide, taken on April 24th, 2010.


The Sun's Last rays strike the central peak of Bhabha crater on Earth's Moon just before sunset. Image taken on July 17th, 2010. (NASA/GSFC/Arizina State University)


NASA's LROC spacecraft reveals a natural bridge on the Moon. From the LROC website: "How did this natural bridge form? The most likely answer is dual collapse into a lava tube." Image taken in November of 2009
The High Resolution Stereo Camera (HRSC) onboard the ESA spacecraft Mars Express took this image of Mars' moon Phobos on 7 March 2010.


The High Resolution Stereo Camera (HRSC) onboard the ESA spacecraft Mars Express took this image of Mars' moon Phobos on 7 March 2010.


A single dune on the surface of Mars, seen by the High Resolution Imaging Science Experiment camera (HiRISE) on board the Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) at 2:11pm local Mars time on July 9th, 2010.


Windblown features are visible on this shield volcano structure in Mars' Tharsis Region seen by NASA's HiRISE camera on July 31st, 2010


Dune gullies in Mars' Matara Crater


NASA's Mars rover Opportunity looks back at its tracks in the Martian soil on Sol 2321


This photo provided by the European Space Agency (ESA) on July 10, 2010 shows the asteroid "Lutetia" shot by the comet chaser "Rosetta". The European Space Agency has taken the closest look yet at asteroid Lutetia in an extraordinary quest some 280 million miles in outer space between Mars and Jupiter. The comet-chaser Rosetta transmitted its first pictures from the largest asteroid ever visited by a satellite Saturday night July 10, 2010 after it flew by Lutetia as close as 1,900 miles (3,200 kilometers), ESA said in Darmstadt, Germany.



n these photographs released by NASA September 9, 2010, a fleeting bright dot on each of these images of Jupiter marks a small comet or asteroid burning up in the atmosphere. The image on the left was taken on June 3, 2010, by amateur astronomer Anthony Wesley, in Broken Hill, Australia, when he obtained the image with a 37-centimeter (14.5-inch) telescope. Wesley's image is a color composite. The fireball appears on the right side of Wesley's image. The color image on the right was taken by amateur astronomer Masayuki Tachikawa, of Kumamoto, Japan, on August 20, 2010. The fireball appears in the upper right of Tachikawa's image

Source: National Geographic, The Boston.

El exoplaneta más denso

55 Cancri (55 Cnc para los amigos) es una estrella doble de tipo solar relativamente brillante situada a 41 años luz de la Tierra en la constelación de Cáncer. Nada extraordinario sino fuera porque a su alrededor se han descubierto desde 2004 nada más y nada menos que cinco exoplanetas, lo que la convierten en uno de los sistemas multiplanetarios más interesantes que conocemos.


Sistema 55 Cancri comparado con el Sistema Solar. 55 Cnc e es el planeta más interior y no se aprecia en esta imagen (Wikipedia).

El planeta más interno del sistema se conoce como 55 Cnc e (las letras de los exoplanetas designan el orden de descubrimiento, no su cercanía a la estrella) y en un principio se pensaba que su masa era 14,2 veces la terrestre. Sin embargo, observaciones realizadas en 2010 por el método de la velocidad radial permitieron refinar este dato y rebajar la estimación de la masa hasta 8,3 masas terrestres, con un periodo orbital de sólo 0,74 días. Este periodo tan corto implicaba que las probabilidades de detectar un tránsito del planeta eran del 13%-33%. O lo que es lo mismo, de repente parecía muy probable observar a 55 Cnc e pasar por delante de su estrella, lo que es esencial para determinar el tamaño del planeta y, por lo tanto, su densidad.


Recreación artística de 55 Cnc e (Winn et al.).

Y eso es precisamente lo que han hecho los investigadores del instrumento MOST (Microvariability and OScillations of STars), un pequeño satélite canadiense equipado con un telescopio de 15 cm de diámetro que fue lanzado al espacio en 2003. Después de observar repetidos tránsitos de 55 Cnc e, los astrónomos han podido determinar el tamaño del exoplaneta y su masa con un error de sólo el 10%. Ahora sabemos que 55 Cnc es una supertierra de 8,57 ± 0,64 masas terrestres y un radio 1,63 ± 0,16 veces el de nuestro planeta, por lo que su densidad es de 10,9 ± 3,1 g/cm3.


Curva del tránsito de 55 Cnc e vista por MOST (Winn et al.).


55 Cnc es la estrella con un exoplaneta que transita más brillante (Winn et al.).

Estos datos convierten a 55 Cnc e en el exoplaneta más denso conocido, superando a las supertierras Kepler-10b y CoRoT-7b. Esta elevada densidad implica que 55 Cnc e debe estar compuesto por hierro en un elevado porcentaje. De hecho, la fracción de hierro en su interior se acerca al límite teórico que predicen los modelos de interiores planetarios. Teniendo en cuenta que Kepler-10b y CoRoT-7b tambié orbitan muy cerca de sus estrellas, surge la interesante posibilidad de que estos planetas hayan adquirido una densidad tan extrema por culpa de la elevada insolación que reciben en su órbita. Además, 55 Cnc se ha convertido de rebote en la estrella más brillante conocida con exoplanetas que transitan (esto es, pasan por delante del disco estelar) y la única de este tipo visible a simple vista.


El tamaño de varios exoplanetas (y planetas del Sistema Solar) en función de su masa. 55 Cnc e es toda una rareza (Winn et al.).


El tamaño de varios exoplanetas en función de su masa para los exoplanetas más densos. Las barras de error de 55 Cnc e son muy pequeñas (Winn et al.).

Para terminar, se hace necesario una vez más comentar el papel de algunos medios de comunicación en la difusión de esta noticia. Por ejemplo, se ha comentado que 55 Cnc -de magnitud 6- es la estrella con exoplanetas más brillante conocida, lo cual es falso. Este disputado honor le correspondería provisionalmente a Pólux, una famosa estrella de la constelación de Géminis de magnitud 1,15 y que cuenta con un planeta a su alrededor. Como hemos visto, 55 Cnc es la estrella con exoplanetas que transitan más brillante, que no es lo mismo. Por otro lado, en otros medios se ha presentado la noticia como si acabásemos de descubrir a 55 Cnc e, cuando en realidad fue detectado por primera vez en 2004.

En todo caso, 55 Cnc e se perfila, junto con CoRoT-7b y Kepler-10b, como el representante de un nuevo tipo de supertierras ultradensas con posibles océanos de lava en su superficie.

Más información:

• A Super-Earth Transiting a Naked-Eye Star, J. N. Winn et al. (ArXiV, 27 abril 2011).

El Transbordador Espacial de la NASA [Space Shuttle]

Titán, un mundo fascinante

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:

• Titan, Dead or Alive, Jeff Moore (NASA Ames Research Center). 
• Criovolcanes en Titán (DLR).