NASA/JPL/Space Science Institute

Hace 14 años que los científicos buscan el origen del agua presente en las capas superiores de la atmósfera de Saturno. El telescopio espacial Herschel, de la Agencia Espacial Europea, ESA, acaba de resolver el misterio: viene del satélite natural de Saturno, Encélado. El agua que sale expelida de él forma un gigantesco anillo de vapor de agua alrededor de Saturno.

Estos resultados de Herschel implican que Encélado es el único satélite natural que se tiene noticia en el Sistema Solar que influye en la composición química del planeta al que orbita.

Encélado expulsa alrededor de 250 kg de vapor de agua cada segundo, mediante chorros que parten de su polo sur y que son conocidos como ‘the Tiger Stripes’ –las franjas del tigre- por las características marcas que dejan en su superficie.

Las cruciales observaciones de Herschel revelan que el agua crea una gran estructura en forma de donut –técnicamente un ‘toroide’ – de vapor, que rodea a Saturno.

La anchura total del toroide es de más de diez veces el radio de Saturno, pero su grosor equivale a solo un radio del planeta. Encélado orbita al planeta a una distancia de unos cuatro radios de Saturno y, desde ahí, alimenta el toroide con sus chorros de agua.

A pesar de su enorme tamaño, este gran toroide no había sido observado hasta ahora porque el vapor de agua es transparente a la luz visible, pero no a la radiación infrarroja que detecta el telescopio Herschel.

Se sabe que la atmósfera de Saturno contiene restos de agua en estado gaseoso en sus capas más profundas. La presencia de agua en las capas superiores de la atmósfera ha constituido un enigma hasta ahora.

El telescopio predecesor de Herschel, el Observatorio Espacial Infrarrojo ISO, también de la ESA, detectó el agua en las capas superiores de Saturno, en 1997. Pero se desconocía su origen. Los modelos computacionales desarrollados a partir de los últimos datos de Herschel revelan que entre el 3% y el 5% del agua que expele Encélado acaba cayendo en Saturno.

“No existe un fenómeno comparable en la Tierra”, dice Paul Hartogh, del Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung, Katlenburg-Lindau, en Alemania, director del equipo responsable del análisis de estos resultados. “Esto pasa sólo en Saturno. A nuestra atmósfera no llegan cantidades significativas de agua procedentes del espacio”.

Aunque la mayor parte del agua de Encélado se pierde en el espacio; se congela en los anillos de Saturno; o llega también, probablemente, a los demás satélites naturales de Saturno, la pequeña fracción que cae en el planeta es suficiente para explicar el agua detectada en la parte superior de la atmósfera saturniana.

Esta agua es también responsable de la producción de otros compuestos oxigenados, como el dióxido de carbono.

En última instancia el agua de las capas superiores de Saturno es transportada a niveles inferiores, donde se condensa; pero las cantidades son tan pequeñas que las nubes resultantes no son observables.

“Una vez más Herschel ha demostrado su valor. Estas son observaciones que sólo Herschel puede llevar a cabo”, afirma Göran Pilbratt, Jefe Científico de Herschel, de la ESA.

“El Observatorio Espacial Infrarrojo de la ESA, ISO, detectó el vapor de agua en la atmósfera de Saturno; después, la misión Cassini/Huygens, de la NASA y la ESA, descubrió los chorros de Encélado; ahora, Herschel desvela el escenario completo, mostrando cómo encajan todas estas observaciones”.

Estas observaciones fueron realizadas con el instrumento HIFI de Herschel el 21 de junio y el 8 de julio de 2009 y el 24  de junio de 2010.

El artículo intitulado Direct detection of the Enceladus water torus with Herschel de P. Hartogh et al.  se publica en Astronomy and Astrophysics, 532, L2 doi: 10.1051/0004-6361/201117377 (2011).

Más información en:

http://www.esa.int/esaCP/SEMNGHFTFQG_index_0.html

NASA/ JPL/ Space Science Institute

La nave espacial Cassini, de la NASA, irá a la caza de las marcas de calor en las “rayas de tigre”, en la sombría región polar sur de Encelado, el satélite natural de Saturno, el viernes, 13 de agosto de 2010. El máximo acercamiento colocará a la nave a unos 2.500 kilómetros de la superficie de Encelado.

Las rayas de tigre que, en realidad, son fisuras gigantes que arrojan chorros de vapor de agua y  partículas orgánicas al espacio a cientos de kilómetros, son difíciles de ver en el espectro de luz visible porque el invierno está empezando a oscurecer el hemisferio sur de Encelado. Cassini, sin embargo, tiene su propia versión de “anteojos de visión nocturna”: el instrumento espectrómetro infrarrojo compuesto, que puede realizar un seguimiento del calor incluso cuando la luz visible es baja. El instrumento mapeará las temperaturas en las fracturas transversales entre las rayas de tigre Cairo Sulcus y Alexandria Sulcus. También explorará parte de la raya de tigre Damasco Sulcus.

El sobrevuelo relativamente alto permite que el espectrómetro infrarrojo compuesto rastree lentamente la superficie de la raya de tigre en todo el sobrevuelo. Ese tipo de cobertura es más difícil en altitudes más bajas porque la superficie pasa muy rápido.

Además, el espectrómetro de mapeo visual e infrarrojo recopilará datos sobre la composición de Encelado y las cámaras de imágenes tomarán fotografías.

Más información en:

http://www.jpl.nasa.gov/

Cassini/NASA

Un equipo de investigadores franceses ha desarrollado un modelo para seguir la expansión de los anillos de Saturno y otro para ver la evolución de las órbitas de los satélites. La unión de los dos modelos consigue explicar la formación de los más jóvenes y pequeños satélites naturales de Saturno, algo que, hasta ahora, no estaba al alcance de la capacidad de cálculo de las computadoras.

Los científicos consideran que los principales satélites naturales que orbitan los planetas gigantes se formaron cuando lo hicieron sus planetas, hace unos 4.500 millones de años. A pesar de ello, algunos de los pequeños satélites de Saturno son demasiado jóvenes (menos de 10 millones de años) para que sea el caso.

Una posibilidad es que los satélites se formaran en el borde de los anillos de Saturno, donde se acumulan agregados de partículas de hielo junto a restos rocosos y de polvo. Pero, hasta ahora, el poder de computación de las computadoras era insuficiente y ha hecho imposible modelar cómo podría haber ocurrido este proceso.

Esta semana, un equipo de investigadores liderado por Sébastien Charnoz, de la Universidad París Diderot-CNRS (Francia), propone, en Nature, un modelo hidrodinámico (unidimensional) para seguir la evolución de los anillos y otro, orbital (analítico), para rastrear el nacimiento de los pequeños satélites y evaluar cómo su formación se ve afectada por los anillos y por el propio Saturno.

“Estamos familiarizados con las simulaciones por computadora en 3D, y los modelos que tenemos son muy precisos en periodos cortos de tiempo (se puede simular la evolución de las galaxias con pocas órbitas, o los anillos de Saturno para 1 ó 2 órbitas), pero no se puede simular la evolución en escalas de tiempo largas debido a las limitaciones de las computadoras, incluso con las más caras”, explica Sébastien Charnoz.

“Con los satélites de Saturno necesitamos calcular la evolución de cerca de un billón de órbitas, y los mejores equipos sólo pueden abordar unas 100, como mucho, así que la idea era dividir el problema en dos más simples, tratando cada uno con un programa especial (modelo hidrodinámico para la difusión de los anillos y programa para ver la evolución orbital de satélites), y acoplarlos en un modelo único”, aclara el investigador.

Hablan los satélites y los anillos

En cada punto de tiempo los anillos “dicen” a los satélites cómo se propagan, y los satélites, a su vez, “dicen” al anillo donde están. El resultado es una simple descripción del problema, pero que puede usarse en miles de millones de órbitas.

A través de esta simulación híbrida, el grupo muestra cómo la “propagación viscosa” de los anillos de Saturno más allá del límite de Roche (la distancia del planeta a partir de la cual los anillos llegan a ser gravitacionalmente inestables) podría haber dado lugar a los pequeños satélites.

Sébastien Charnoz explica en qué consiste la propagación viscosa: “En astrofísica los discos son como ‘panqueques’ que de forma natural tienden a propagarse hacia el exterior. Es el caso de las galaxias, el disco alrededor de un agujero negro, los discos gaseosos que rodean las estrellas… o los anillos de Saturno. Esto se debe a las colisiones que se producen entre las partículas dentro del disco, que tienden a ir en todas direcciones. El resultado es una expansión del sistema, como lo hace una mancha de petróleo, por ejemplo”.

El modelo logra reproducir la distribución de las masas de los pequeños satélites y la arquitectura orbital. El confinamiento actual de los anillos principales y la existencia del denominado “anillo F” de polvo, parece ser consecuencia directa de la suma de la evolución viscosa y la formación de satélites.

Los anillos de Saturno, como un mini disco protoplanetario, puede ser el último lugar donde se produjo acreción activa en el Sistema Solar, hace entre un millón y diez millones de años.

Otras aplicaciones del modelo

“Nuestro modelo es muy adecuado para calcular cualquier disco ‘astrofísico’ en interacción con un cuerpo. Esto incluye (al menos) los anillos y discos protoplanetarios, y también el disco protolunar (el disco que originó a la Luna)”, comenta Charnoz.

Los investigadores planean adaptar el código desarrollado en discos protoplanetarios para calcular la evolución paralela de estos discos bajo la acción de los planetas jóvenes.

“Otra posibilidad muy interesante es computar la formación de la Luna a partir de los discos protolunares. Las primeras pruebas han demostrado que nuestro modelo reproduce la acreción de los discos protolunares en unos 5 minutos de tiempo de computadora”, apunta el científico.

“Queremos calcular la composición química de la protoluna mientras se estaba formando. Este es un problema sin resolver, desde hace tiempo, en astronomía ya que aún no se comprende plenamente por qué parece tener la misma composición de oxígeno que la Tierra y al mismo tiempo, tan poca agua y tan poco hierro”.

El trabajo publicado en la edición de Nature del 10 de junio de 2010 se titula “The recent formation of Saturn’s moonlets from viscous spreading of the main rings”, y son sus autores Sébastien Charnoz, Julien Salmon y Aurélien Crida.

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NASA/JPL

Dos nuevos trabajos publicados basados en datos de la nave Cassini de la NASA escrutan la compleja actividad química en la superficie de Titán, el mayor satélite natural de Saturno. Si bien la química no biológica ofrece una explicación posible, algunos científicos creen que estas marcas químicas respaldan la defensa de una exótica forma de vida primitiva, o precursora de la vida, en la superficie de Titán. De acuerdo con una teoría propuesta por los astrobiólogos, las marcas cumplen con dos condiciones necesarias importantes para una hipotética “vida basada en el metano”.

Una clave procede de un artículo en línea en Icarus que demuestra que las moléculas de hidrógeno caen desde la atmósfera de Titán y desaparecen en la superficie. Otro artículo en línea en el Journal of Geophysical Research cartografía los hidrocarburos en la superficie de Titán y encuentra que hay una carencia de acetileno.

Esta carencia de acetileno es importante debido a que este compuesto químico sería probablemente la mejor fuente de energía para una vida en Titán basada en el metano, dice Chris McKay, astrobiólogo del Centro de Investigación Ames, de la NASA, en Moffett Field, California, quien propuso un conjunto de condiciones necesarias para este tipo de vida, basada en el metano, en Titán, en 2005. Una interpretación de los datos del acetileno es que los hidrocarburos se consumen como alimento. Pero McKay dice que el flujo de hidrógeno es incluso más crítico debido a que todos los mecanismos propuestos implican el consumo de hidrógeno.

“Sugerimos el consumo de hidrógeno debido a que es el gas obvio que usaría la vida de Titán, de forma similar al oxígeno que nosotros consumimos en la Tierra”, dice McKay. “Si estos signos resultan ser una señal de vida, sería doblemente apasionante debido a que representarían una segunda forma de vida, independiente de la vida basada en el agua de la Tierra”.

Hasta la fecha, las formas de vida basadas en el metano son sólo hipotéticas. Los científicos aún no han detectado esta forma de vida en ningún sitio, aunque hay microbios basados en el agua líquida en la Tierra que medran en el metano o lo producen como producto de desecho. En Titán, donde las temperaturas rondan los 90 Kelvin, un organismo basado en el metano tendría que usar una sustancia líquida como medio para sus procesos vivos, pero no agua. El agua es sólida en la superficie de Titán y demasiado fría para soportar la vida, tal como la conocemos.

La lista de candidatos líquidos es muy corta: metano líquido y moléculas relacionadas como el etano. Aunque se considera comúnmente al agua líquida como necesaria para la vida, ha habido una extensa especulación publicada en la literatura científica sobre que éste no es un requisito estricto.

Los nuevos hallazgos de hidrógeno son consistentes con las condiciones que podría producir una forma de vida exótica basada en el metano, pero no demuestran definitivamente su existencia, dice Darrell Strobel, científico interdisciplinario de la nave Cassini con sede en la Universidad Johns Hopkins, en Baltimore, Maryland, que es el autor del artículo sobre el hidrógeno.

Strobel, que estudia las atmósferas superiores de Saturno y Titán, analizó datos del espectrómetro infrarrojo compuesto de Casini y del espectrómetro de masas de iones y neutras, en su nuevo artículo. El artículo describe densidades de hidrógeno en distintas partes de la atmósfera y la superficie. Los modelos anteriores predecían que las moléculas de hidrógeno, subproducto de la luz solar ultravioleta que rompe las moléculas de metano, y acetileno, en la atmósfera superior, deberían estar distribuidas de forma bastante equitativa en las capas atmosféricas.

Strobel encontró una disparidad en las densidades del hidrógeno que llevan a un flujo hacia la superficie a un ritmo de 10 cuatrillones de moléculas de hidrógeno por segundo. Éste es aproximadamente el mismo ritmo al que las moléculas escapan de la atmósfera superior.

“Es como si se tuviera una manguera que está aspirando el hidrógeno hacia el terreno, pero éste desaparece”, dice Strobel. “No me esperaba este resultado, debido a que el hidrógeno molecular es químicamente extremadamente inerte en la atmósfera, muy ligero y de gran flotabilidad. Debería ‘flotar’ hacia las capas altas de la atmósfera y escapar”.

Strobel dice que no es probable que el hidrógeno sea almacenado en una cueva o espacio subterráneo de Titán. La superficie de Titán también es demasiado fría por lo que sería necesario un proceso químico con un catalizador para convertir las moléculas de hidrógeno y acetileno en metano, incluso habría una liberación neta de energía. La barrera de energía podría superarse si hubiese un mineral conocido actuando como catalizador en la superficie de Titán.

La investigación del cartografiado de hidrocarburos, liderada por Roger Clark, científico del equipo de Cassini con sede en el Relevamiento Geológico de los Estados Unidos, USGS, en Denver, examina los datos visuales y del espectrómetro de cartografía infrarroja de Cassini. Los científicos esperaban que las interacciones del Sol con los compuestos químicos de la atmósfera produjeran acetileno que cayese a la superficie de Titán. Pero Cassini no detectó acetileno en la superficie.

Además, el espectrómetro de Cassini detectó una ausencia de hielo de agua en la superficie de Titán, pero grandes cantidades de benceno y otros materiales, los cuales parecen ser compuestos orgánicos que los científicos aún no han sido capaces de identificar. Los hallazgos llevaron a los científicos a pensar que los compuestos orgánicos se asientan sobre el hielo de agua que forma el lecho de Titán con una película de hidrocarburos de al menos unos milímetros de espesor, pero posiblemente mucho más profunda en algunos lugares. El hielo permanece cubierto incluso cuando el metano y etano líquidos fluyen por la superficie de Titán y llegan a lagos y mares de la misma forma que el agua líquida lo hace en la Tierra.

“La química atmosférica de Titán crea mecánicamente compuestos que caen a la superficie tan rápido que incluso cuando los flujos de metano y etano limpian la superficie, el hielo queda rápidamente cubierto de nuevo”, dice Clark. “Todo esto implica que Titán es un lugar dinámico donde está actualmente ocurriendo una química orgánica”.

La ausencia de acetileno detectable en la superficie de Titán puede tener perfectamente una explicación no biológica, dice Mark Allen, investigador principal del equipo de Titán del Instituto de Astrobiología de la NASA. Allen tiene su sede en el Laboratorio de Propulsión a Reacción, JPL,  de la NASA en Pasadena, California. Allen dijo que una posibilidad es que la luz solar o los rayos cósmicos estén transformando el acetileno de los aerosoles helados en moléculas más complejas que caerían al terreno sin señales de acetileno.

“El conservadurismo científico sugiere que la explicación biológica debería ser la última opción, después que se hayan abordado las explicaciones no biológicas”, dice Allen. “Tenemos mucho trabajo por hacer para descartar las posibles explicaciones no biológicas. Es más probable que un proceso químico, sin biología, pueda explicar estos resultados – por ejemplo, reacciones que impliquen catalizadores minerales”.

“Estos nuevos resultados son sorprendentes y emocionantes”, dice Linda Spilker, científica del proyecto Cassini en el JPL. “Cassini tiene programados mucho más sobrevuelos sobre Titán que podrían ayudarnos a descubrir qué está pasando en la superficie”.

Más información en:

http://www.jpl.nasa.gov/

ESO/ L. Calçada

De acuerdo al primer análisis infrarrojo realizado en la atmósfera de Tritón, satélite natural de Neptuno, es pleno verano en su hemisferio sur. Utilizando el telescopio VLT de la organización Observatorio Europeo Austral, ESO, un equipo de observación europeo descubrió monóxido de carbono y realizó la primera detección terrestre de metano en la delgada atmósfera de Tritón. Estas observaciones revelaron que esta fina atmósfera varía de acuerdo a la estación, aumentando su grosor cuando se calienta.

“Hemos encontrado evidencia real que el Sol, aún desde tan lejos, hace sentir su presencia sobre Tritón. Este satélite natural helado en realidad tiene estaciones tal como las tenemos en la Tierra, pero cambian mucho más lentamente”, dice Emmanuel Lellouch, autor principal del estudio que da cuenta de estos resultados en Astronomy & Astrophysics.

En Tritón, donde la temperatura promedio de la superficie es cercana a -235 Celsius, actualmente es verano en el hemisferio sur e invierno en el norte. A medida que el hemisferio sur de Tritón se calienta, una delgada capa de nitrógeno líquido, metano y monóxido de carbono se sublima en gas en la superficie de Tritón, engrosando la atmósfera glacial a medida que la estación progresa durante la órbita de 165 años de Neptuno alrededor del Sol. Una estación en Tritón dura, al menos 40 años, y Tritón pasó el solsticio austral de verano en el año 2000.

En base a la cantidad de gas medido, Lellouch y sus colegas estiman que la presión atmosférica de Tritón puede haberse multiplicado por cuatro comparado con las medidas hechas por Voyager 2 en 1989, cuando aún era primavera en la luna gigante. La presión atmosférica de Tritón está ahora entre los 40 a 65 microbares, es decir, es 20.000 veces menor que en la Tierra.

Se sabía que el monóxido de carbono estaba presente como hielo en la superficie, pero Lellouch y su equipo descubrieron que la capa superior de la superficie de Tritón está enriquecida con hielo de monóxido de carbono diez veces mayor al comparado con las capas más profundas y que es su “película” externa la que alimenta la atmósfera. Mientras la mayor parte de la atmósfera de Tritón es nitrógeno (similar a la Tierra), el metano en la atmósfera -detectado en primera instancia por Voyager 2 y confirmado ahora gracias a este estudio desde la Tierra- juega también un papel importante. “Los modelos climáticos y atmosféricos de Tritón ahora deben ser revisados, ahora que hemos encontrado monóxido de carbono y que hemos medido nuevamente el metano”, dice la coautora Catherine de Bergh.

De los 13 satélites naturales de Neptuno, Tritón es por lejos el más grande y, con 2.700 kilómetros de diámetro (tres cuartos el tamaño de la Luna), es el séptimo mayor satélite natural de todo el Sistema Solar. Desde su descubrimiento en 1846, Tritón ha fascinado a los astrónomos gracias a su actividad geológica; por la gran cantidad de tipos de hielos superficiales diferentes: como el nitrógeno congelado, el agua y el hielo seco (dióxido de carbono congelado), y por su movimiento retrógrado único.

Observar la atmósfera de Tritón, que está unas 30 veces más lejos del Sol que la Tierra, no es fácil. En los años 80, los astrónomos teorizaron que la atmósfera de Tritón podía ser tan gruesa como la de Marte (7 milibares). No fue hasta que el Voyager 2 pasó por el planeta, en 1989, que la atmósfera de nitrógeno y metano, a una presión real de 14 microbares (70.000 veces menos densa que la atmósfera de la Tierra) fue medida. Desde entonces, las observaciones terrestres han sido limitadas. Las observaciones de ocultaciones estelares (un fenómeno que ocurre cuando un cuerpo del Sistema Solar pasa en frente de una estrella y bloquea su luz) indicaban que la presión de la superficie de Tritón estaba aumentando en la década de los 90. Se necesitó el desarrollo del CRIRES (Cryogenic High-Resolution Infrared Echelle Spectrograph) un espectrógrafo de alta resolución en infrarrojo cercano instalado en el telescopio VLT, para proporcionar al equipo la oportunidad de llevar a cabo un estudio mucho más detallado de la atmósfera de Tritón. “Necesitábamos la sensibilidad y capacidad de CRIRES para tomar espectros muy detallados que nos permitan ver en la muy tenue atmósfera”, dice el coautor Ulli Käufl. Las observaciones son parte de una campaña que también incluye el estudio de Plutón.

Plutón, a menudo considerado un primo de Tritón con condiciones similares, está recibiendo un renovado interés a la luz del descubrimiento de monóxido de carbono, y los astrónomos están compitiendo por encontrar esta sustancia química en el planeta enano aún más distante.

Éste es sólo el primer paso para los astrónomos que usan el CRIRES para entender la física de los cuerpos distantes en el Sistema Solar. “Ahora podemos empezar a monitorear la atmósfera y aprender mucho sobre la evolución estacional de Tritón con el paso de las décadas”, dice Lellouch.

Más información en:

http://www.eso.org/

ESA/ DLR/ FU Berlin (G. Neukum)

Mars Express se encontró con Fobos en la noche 3 de marzo de 2010, sobrevolando su superficie a tan sólo 67 km de altitud, lo más próximo que cualquier objeto hecho por el ser humano se haya acercado a este enigmático satélite natural de Marte. Los datos recogidos durante esta aproximación podrían ayudar a comprender el origen de Fobos y el de otros satélites de ‘segunda generación’.

La naturaleza de Fobos entraña un misterio. Parece un objeto sólido, pero los anteriores sobrevuelos demostraron que su densidad es inferior a la que debería tener si se tratase de un cuerpo completamente sólido. De hecho, los resultados apuntan a que entre un 25 y un 35% de Fobos está hueco. Esto ha llevado a los científicos a pensar que Fobos es una especie de ‘montón de escombros’ en órbita alrededor de Marte. Este montón de escombros estaría formado por rocas de distinto tamaño, con grandes espacios huecos donde no encajan entre sí.

Durante este sobrevuelo, los científicos tuvieron la oportunidad de tomar los datos más precisos obtenidos hasta la fecha del campo gravitatorio de Fobos. La señal de radio enviada desde la Tierra empezó a seguir la trayectoria de Mars Express a las 20:20 TU. Los osciladores de frecuencia en Tierra son unas 100.000 veces más estables que los que se encuentran a bordo del satélite, por lo que para este experimento, que requería la máxima precisión posible, se generó la señal en Tierra y se escuchó el eco rebotado por el satélite.

Las señales de radio viajan a la velocidad de la luz en el vacío del espacio, por lo que necesitaron 6 minutos y 34 segundos en recorrer la distancia que separa a Mars Express de la Tierra. El eco se comenzó a recibir 13 minutos y 8 segundos después de enviar la señal original desde tierra. El eco recibido en las estaciones de seguimiento fue claro y potente. Tan potente que hasta los radioaficionados fueron capaces de sintonizar la señal, aunque sus equipos no son lo suficientemente sensibles como para detectar las ligeras variaciones inducidas por el campo gravitatorio de Fobos.

Una vez recibidos todos los datos, puede comenzar su análisis. En primer lugar se tratará de estimar las variaciones de densidad en el interior de este satélite natural de Marte. Esto permitirá a los científicos comprobar qué proporción del interior de Fobos está formado por huecos.

“Fobos es probablemente un objeto de segunda generación en nuestro Sistema Solar”, explica Martin Pätzold, de la Universidad de Colonia, en Alemania, e Investigador Principal del experimento MaRS (Mars Radio Science). Que sea un objeto de segunda generación significa que se formó por la coalescencia de fragmentos más pequeños en órbita de Marte, después de la formación de este planeta, y no a partir de la misma nube protoplanetaria que dio origen a los planetas de nuestro Sistema Solar. Hay otros satélites naturales, entorno a otros planetas, que también podrían haber tenido un origen similar, como es el caso de Amaltea, en Júpiter.

Sea cual sea la causa que originó Fobos, llegará un momento en que vuelva a su estado desagregado. Su órbita está decayendo lentamente hacia Marte, y llegará un punto en el que la gravedad del Planeta Rojo lo rompa en pequeños fragmentos. “Se formó a partir de escombros y terminará como un montón de escombros”, comenta Pätzold. “Mientras dure, tenemos la oportunidad de estudiarlo y de explorarlo”.

La aproximación de la semana pasada a Fobos forma parte de una campaña durante la que Mars Express se acercará 12 veces a este satélite natural de Marte. En las dos aproximaciones anteriores se utilizó el radar a bordo del satélite europeo para indagar bajo la superficie del enigmático Fobos, intentando detectar la reflexión de sus estructuras internas. Durante los próximos sobrevuelos, la cámara de Mars Express tomará el relevo para adquirir imágenes en alta resolución de la superficie de Fobos.

Más información en:

http://www.esa.int/

NASA/ JPL/ GSFC/ SWRI/ SSI

Nuevas imágenes publicadas tomadas durante el sobrevuelo de noviembre de 2009, al satélite natural helado de Saturno, Encelado,  por la nave espacial Cassini, de la NASA, revelan un bosque de nuevos chorros localizados en prominentes fracturas que atraviesan la región del polo sur y que muestran, además, el mapa de temperatura más detallado a la fecha, de una fractura.

Las nuevas imágenes captadas por los equipos del subsistema de imágenes científicas y del espectrómetro compuesto infrarrojo también incluyen las mejores imágenes en 3D obtenidas de una “raya de tigre”, una fisura que expulsa partículas de hielo, vapor de agua y compuestos orgánicos. Incluye, además, vistas de regiones que no habían sido bien cartografiadas anteriormente en Encelado, incluyendo un área sureña con patrones de cruda tectónica circular.

“Encelado continúa asombrándonos”, señaló Bob Pappalardo, científico del proyecto Cassini, en el Laboratorio a Propulsión a Reacción, de la NASA, en Pasadena, California. “Con cada sobrevuelo de Cassini, aprendemos más de la extrema actividad y lo que hace latir a este extraño satélite natural”.

Para las cámaras en luz visible de Cassini, el sobrevuelo realizado el 21 de noviembre de 2009 dio el último vistazo a la superficie del polo sur de Encelado antes que esta región entre en una oscuridad que durará 15 años y que, además, incluye la vista más detallada de estos chorros.

Los científicos planeaban usar este sobrevuelo para ver chorros nuevos o pequeños no vistos en imágenes anteriores. En un mosaico, los científicos contaron más de 30 géiseres individuales, incluyendo más de 20 que no habían sido visualizados anteriormente. Al menos un chorro que se mostraba prominente en imágenes previas, ahora parece ser menos poderoso.

“Este último sobrevuelo confirma lo que sospechábamos”, señaló Carolyn Porco, del equipo de imágenes con base en el Instituto de Ciencia del Espacio, en Boulder, Colorado. “El vigor de los chorros individuales puede variar con el tiempo y muchos géiseres, grandes y pequeños, están en erupción a lo largo de todas las rayas de tigre”.

Un nuevo mapa que combina datos de calor con imágenes en luz visible, revela un segmento de 40 kilómetros de la larga raya de tigre conocida como Baghdad Sulcus. El mapa ilustra la correlación, en la más alta resolución ya vista, entre las fracturas en la superficie geológicamente joven y las temperaturas anómalamente cálidas que han sido registradas en la región del polo sur. Las amplias zonas de calor, previamente detectadas por el espectrómetro infrarrojo, parecen estar confinadas a una estrecha e intensa región no más ancha que un kilómetro, a lo largo de la fractura.

En estas mediciones, los picos de temperatura, a lo largo de Baghdad Sulcus, exceden 180 Kelvin y pueden ser tan altas como 200 Kelvin. Estas temperaturas cálidas resultan del calentamiento de los flancos de la fractura por el temperado vapor de agua que propulsa a los chorros de partículas de hielo vistos por las cámaras de Cassini. Los científicos de Cassini tratarán de probar esta idea al investigar si los puntos calientes se corresponden con las fuentes de los chorros.

“Las fracturas son frías para los estándares terrestres, pero son un oasis acogedor comparado con la temperatura de 50 Kelvin, en los alrededores”, dijo John Spencer, del equipo de espectrómetro infrarrojo compuesto con base en el Instituto de Investigación del Sudoeste (SWRI), en Boulder, Colorado. “La enorme cantidad de calor que sale de las fracturas rayas de tigre puede ser suficiente para derretir el hielo subterráneo. Resultados como éste, hacen de Encelado uno de los lugares más atrayentes que podemos encontrar en el Sistema Solar”.

Algunos de los científicos de Cassini infieren que cuanto más cálidas son las temperaturas en la superficie, es más grande la posibilidad que los chorros erupcionen desde un líquido. “Si esto es verdad, Encelado es un medio ambiente subterráneo líquido, rico en substancias orgánicas, y, por ende, la zona acuífera extraterrestre más accesible conocida en el Sistema Solar”, dijo Porco.

El sobrevuelo del 21 de noviembre de 2009 fue el octavo encuentro con Encelado. La nave voló a una altura aproximada de 1600 kilómetros sobre la superficie de Encelado, a una latitud de 82 grados sur.

Más información en:

http://www.jpl.nasa.gov/

NASA/ JPL/ SSI

Como la maltrecha ballena blanca Moby Dick burlándose del capitán Ahab, el satélite natural Prometeo, de Saturno, se abalanza hacia el espectador en una imagen tridimensional obtenida por la nave espacial Cassini, de la NASA.

La imagen expone la forma irregular y las cicatrices circulares de la superficie de Prometeo, apuntando a una historia violenta. Estos cráteres probablemente sean el remanente de impactos producidos hace mucho tiempo.

Prometeo es uno de los satélites naturales más interiores de Saturno. Orbita alrededor del gigante gaseoso a una distancia de unos 140.000 kilómetros y mide 86 kilómetros en su punto más ancho. Este frío y poroso mundo de hielo fue descubierto originalmente en las imágenes tomadas por la nave espacial Voyager 1, de la NASA, en 1980.

La cámara de ángulo estrecho de Cassini capturó dos imágenes en blanco y negro de Prometeo, el 26 de diciembre de 2009, y el equipo de visualización combinó las imágenes para hacer esta nueva vista estereoscópica. Se ve diferente de la imagen “tipo huevo frito” obtenida el 27 de enero, porque ese punto de vista muestra uno de los extremos cortos de Prometeo, con forma irregular. En esta imagen 3-D, el Sol ilumina a Prometeo en un ángulo diferente, lo que hace visible su cuerpo alargado.

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ESA/ DLR/ FU Berlin (G. Neukum)

La sonda Mars Express de la Agencia Espacial Europea, ESA, comenzó el 16 de febrero de 2010 una serie de aproximaciones a Fobos, el mayor satélite natural de Marte. La campaña alcanzará su culminación el próximo 3 de marzo de 2010, cuando la sonda establezca el nuevo récord de máximo acercamiento a Fobos, sobrevolando su superficie a sólo 50 km de altura. Los datos recogidos durante esta campaña podrían ayudar a descubrir el origen de este misterioso satélite natural.

Esta campaña de aproximaciones a Fobos comenzó a las 05:52 TU, cuando Mars Express se acercó a 991 km de la superficie exenta de atmósfera de Fobos. Las aproximaciones continuarán hasta el próximo día 26 de marzo de 2010, cuando Fobos se aleje de la órbita de la sonda. Este encuentro orbital ofrece una magnífica oportunidad para obtener datos científicos adicionales con los instrumentos embarcados en Mars Express, una sonda que fue diseñada para centrarse en el estudio del planeta rojo, no de sus satélites.

“Como Mars Express se encuentra en una órbita polar y elíptica, a una distancia máxima de Marte de 10.000 km, pasa regularmente cerca de Fobos. Esto representa una excelente oportunidad para obtener datos científicos adicionales”, explica Olivier Witasse, Científico del Proyecto Mars Express.

En el año 2009, el equipo a cargo de la misión decidió que la órbita de la sonda Mars Express necesitaba ser ajustada para evitar que el punto de máximo acercamiento se desplazase hacia la cara oscura del planeta. El equipo de control de vuelo en el Centro Europeo de Operaciones Espaciales en Darmstadt, Alemania, presentó una serie de posibles maniobras, incluida una que llevaría a la sonda a tan sólo 50 km de la superficie de Phobos. “Es lo más cerca de Fobos que nos dejan llegar”, aclara Witasse.

Mediciones precisas del campo gravitatorio de Fobos

Se ha puesto un gran énfasis en esta aproximación a Fobos porque es una oportunidad sin precedentes para estudiar su campo gravitatorio. A esa distancia, Mars Express debería ser capaz de sentir variaciones en la atracción que ejerce Fobos sobre ella, en función de la parte del satélite que esté sobrevolando en cada momento. Esto permitiría a los científicos inferir su estructura interna.

Las anteriores aproximaciones de Mars Express han permitido calcular la masa de Fobos con una precisión sin precedentes, y la Cámara Estéreo de Alta Resolución (HRSC) ha proporcionado datos sobre su volumen. Cuando se calculó su densidad, se obtuvieron unos resultados sorprendentes que parecen indicar que ciertas regiones de Fobos están huecas. El equipo científico espera poder comprobar esta conclusión preliminar en esta nueva serie de aproximaciones.

En particular, el radar MARSIS operará en una secuencia especial para intentar observar el interior de Fobos, buscando estructuras o alguna pista de su composición interna. “Si sabemos más acerca de cómo está constituido Fobos, podremos comprender mejor cómo se formó”, comenta Witasse.

El origen de Fobos continúa siendo un misterio. Hay tres escenarios posibles. En el primero, se trataría de un asteroide capturado por el campo gravitatorio de Marte. En el segundo, se habría formado in situ mientras Marte se formaba en sus proximidades. En el tercero, sería que Fobos se formó más tarde que Marte, a partir de los restos de una colisión de un gran meteorito con el planeta rojo, que pudieron alcanzar la órbita marciana.

Durante esta campaña se utilizarán todos los instrumentos a bordo de Mars Express, incluida la HRSC. Aunque no se podrán tomar imágenes durante las primeras cinco aproximaciones, ni siquiera en la más cercana (ya que Mars Express se acercará por la cara oscura de Fobos), se podrán tomar imágenes de alta resolución a partir del 7 de marzo. Una de las tareas de la HRSC será tomar imágenes de los sitios de aterrizaje propuestos para la misión rusa Fobos-Grunt.

“Siempre estamos muy atareados”, comenta Witasse sobre el programa científico de la misión, “pero las aproximaciones a Fobos la hacen todavía más emocionante”.

Más información en:

http://www.esa.int/

NASA

Algunos de los ‘principales ingredientes para la vida’ están presentes en uno de los satélites naturales de Saturno, de acuerdo con científicos del University College de Londres (UCL).

Un equipo del Laboratorio de Ciencia Espacial Mullard (MSSL) que trabaja en la misión Cassini-Huygens ha encontrado iones de agua cargados negativamente en el penacho de hielo de Encelado.

Su análisis de datos recopilados durante los pasos a través del penacho, en 2008, proporciona pruebas de la presencia de agua líquida.

El espectrómetro de plasma de la nave, usado para recopilar estos datos, también encontró otras especies de iones cargados negativamente incluyendo hidrocarburos.

El Profesor Andrew Coates del MSSL, autor principal de un artículo sobre el último descubrimiento, dijo: “Aunque no es una sorpresa que haya agua, estos iones de vida corta son una prueba extra del agua del subsuelo y donde hay agua, carbono y energía, están presentes algunos de los principales ingredientes para la vida. La sorpresa para nosotros llegó al mirar la masa de los iones. Había varios picos en el espectro, y cuando se analizaron vimos el efecto de las moléculas de agua uniéndose una tras otra”.

Encelado se une a la Tierra, Titán y los cometas como los lugares que se sabe que tienen iones cargados negativamente dentro del Sistema Solar. Los iones negativos de oxígeno se descubrieron en la ionosfera de la Tierra en los inicios de la era espacial. En la superficie de la Tierra, los iones negativos de agua están presentes allí donde hay movimiento de agua líquida, tales como cataratas o lugares donde rompen las olas oceánicas.

El espectrómetro de plasma mide la densidad, velocidad de flujo y temperatura de los iones y electrones que entran en el instrumento. Pero desde el descubrimiento del penacho de hielo de agua de Encelado, el instrumento también ha tenido éxito al captar y analizar muestras de materiales en los chorros.

Al principio de su misión, Cassini-Huygens descubrió el penacho del que manan vapor de agua y partículas de hielo sobre Encelado. Desde entonces, los científicos han encontrado que estos productos acuosos predominan en el entorno magnético de Saturno y crean el enorme anillo E de Saturno.

En Titán, el mismo instrumento detectó iones de hidrocarburos negativos extremadamente grandes con masas de hasta 13.800 veces la del hidrógeno. El Dr. Coates y sus colegas creen que los iones grandes son la fuente de la bruma que bloquea de la visión la mayor parte de la superficie de Titán.

Los nuevos hallazgos se añaden al creciente conocimiento de los astrónomos sobre la química detallada del penacho de Encelado y la atmósfera de Titán, dando una nueva comprensión de ambientes más allá de la Tierra donde podrían existir entornos prebióticos o que soporten vida.

El Profesor Keith Mason, Director Ejecutivo del Consejo de Instalaciones Científicas y Tecnológicas (STFC), que financia la implicación del Reino Unido en Cassini-Huygens, dijo: “Esta medida de iones de agua en el penacho de Encelado es increíblemente emocionante y nos proporciona una mayor esperanza de encontrar agua, y tal vez incluso vida, en este lejano satélite helado”.

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http://www.ucl.ac.uk/news/news-articles/1002/10020802