NASA/ JPL–Caltech/ ASI/ ESA & USGS/ ESA

Un nuevo análisis de los datos de radar de la nave espacial internacional Cassini ha revelado variaciones regionales en las dunas de Titán. El resultado da nuevas pistas sobre la historia climática y geológica del gigantesco satélite natural.

Los campos de dunas son comunes en Titán, el satélite natural más grande de Saturno, sólo superados por las llanuras aparentemente uniformes que cubren la mayor parte de la superficie.
Cubren aproximadamente el 13% de Titán, extendiéndose más de 10 millones de kilómetros cuadrados, más o menos equivalente a la superficie de Canadá. Por lo tanto ofrecen una visión a gran escala en el ambiente de Titán.

Aunque de forma similar a las dunas lineales en los desiertos de Namibia o del sur de Arabia, las dunas de Titán son enormes para los estándares terrestres. Ellas tienen, en promedio, 1 a 2 km de ancho, cientos de kilómetros de largo y unos 100 metros de altura.

Sin embargo, su tamaño y espaciado varían en toda la superficie, revelando el ambiente en el que se han formado y evolucionado.

Otra diferencia es que la arena de Titán no está hecho de silicatos, como en la Tierra, sino de hidrocarburos sólidos que precipitan de la atmósfera. Estos luego se agregan en granos milimétricos por medio de un proceso aún desconocido.

Utilizando datos de radar de la sonda Cassini, de NASA-ESA-ASI, Alice Le Gall, de Latmos-UVSQ, París y del JPL de la NASA, California, y sus colaboradores han descubierto que el tamaño de las dunas de Titán está controlado por al menos dos factores: altitud y latitud.

Los principales campos de dunas en Titán se encuentran en las zonas de baja altitud. Las dunas en las elevaciones más altas tienden a ser más estrechas y estar más ampliamente separadas, y las diferencias entre ellas aparecen más brillantes al radar de Cassini, lo que indica que las cubre una delgada capa de arena.

Esto sugiere que hay disponible relativamente poca arena para construir dunas en las elevaciones más altas, mientras que hay más en las tierras bajas.

En términos de latitud, las dunas de Titán están confinadas a la región ecuatorial, en una banda entre 30º S y 30º N.

Sin embargo, tienden a ser más estrechas y más espaciadas en las latitudes boreales. La Dra. Le Gall y sus colegas creen que esto puede deberse a la órbita elíptica de Saturno.

Titán orbita a Saturno y sus estaciones son controladas por la trayectoria de Saturno alrededor del Sol. Debido a que Saturno tarda unos 30 años en completar una órbita, cada estación en Titán dura poco más de siete años. La naturaleza ligeramente elíptica de la órbita de Saturno significa que el hemisferio sur de Titán tiene veranos más cortos pero más intensos.

Como resultado, en las regiones del sur, la humedad de la superficie debida al vapor de etano y metano, en el suelo, se reduce. Cuanto más secos los granos de arena, más fácilmente pueden ser transportados por los vientos para hacer dunas.

“A medida que uno va hacia el norte, la humedad del suelo probablemente aumenta, por lo que las partículas de arena son menos móviles y, en consecuencia, el desarrollo de las dunas es más difícil”, dice la Dra. Le Gall.

Un soporte adicional para esta hipótesis es el hecho que los lagos y los mares de etano y metano líquidos de Titán se encuentran predominantemente en el hemisferio norte, lo que sugiere, una vez más, que el suelo puede estar más húmedo hacia el norte, haciendo dificultando el transporte de granos de arena por parte del viento.

“Entender cómo se forman las dunas, así como explicar su forma, tamaño y distribución en la superficie de Titán es de gran importancia para la comprensión del clima y la geología de Titán”, dice Nicolás Altobelli, científico del proyecto Cassini-Huygens de la ESA.

“Como su material está hecho de hidrocarburos atmosféricos congelados, las dunas podrían darnos pistas importantes sobre la todavía enigmático ciclo metano/etano en Titán, comparable en muchos aspectos con el ciclo del agua en la Tierra”.

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NASA/ JPL-Caltech

Titán, el satélite natural de Saturno, se riza con montañas y los científicos han estado tratando de averiguar cómo se forman. La mejor explicación es que Titan se está encogiendo a medida que se enfría, arrugándose la superficie del satélite, como un pasa.

Un nuevo modelo desarrollado por científicos que trabajan con datos de radar obtenidos por la nave espacial Cassini, de la NASA, muestra que diferentes densidades en las capas ultraperiféricas de Titán pueden suponer el comportamiento inusual de la superficie. Titan se está enfriando lentamente debido a la liberación de calor desde su formación original y a la descomposición de los isótopos radiactivos en el interior. Cuando esto ocurre, partes del subsuelo del océano de Titán se congelan, la espesa corteza de hielo ultraperiférica se pliega y el satélite se encoge. El modelo es descrito en un artículo online en el Journal of Geophysical Research.

“Titán es el único cuerpo helado que conocemos en el Sistema Solar que se comporta de esta manera,” dice Giuseppe Mitri, autor principal del artículo científico y asociado al radar de Cassini en el Instituto Tecnológico de California, Caltech, en Pasadena. “Pero nos da información sobre cómo se formó el Sistema Solar “.

Un ejemplo de este tipo de proceso también puede encontrarse en la Tierra, donde el plegamiento de la capa externa de la superficie, conocida como litosfera, creó los Montes Zagros, en Irán, dice Mitri.

Los picos más altos de Titán se elevan hasta alrededor de dos kilómetros, comparables a las cumbres más altas de los montes Apalaches. Cassini fue el primero en captar las montañas de Titán en las imágenes de radar en 2005. Varias cadenas de montañasexisten cerca del ecuador  de Titán y están generalmente orientadas oeste-este. La concentración de estos rangos cerca del ecuador sugiere una historia común.

Mientras que otros satélites helados del Sistema Solar exterior tienen picos que alcanzan alturas similares a las cadenas montañosas de Titán, su topografía proviene de tectónica extensiva- las fuerzas que estiran la corteza de hielo- u otros procesos geológicos. Hasta ahora, los científicos tenían poca evidencia de tectónica contractiva – las fuerzas que acortan y engrosan la corteza de hielo. Titan es el único satélite helado donde el acortamiento y engrosamiento son dominantes.

Mitri y sus colegas introdujeron datos del instrumento de radar de Cassini en modelos por computadora de Titán desarrollados para describir procesos tectónicos del satélite y para estudiar la estructura interior y la evolución de los satélites helados. También supusieron que el interior del satélite fue sólo parcialmente separado en una mezcla de roca y hielo, según lo sugerido por los datos del equipo de ciencia de radio de Cassini.

Los científicos ajustaron el modelo hasta que fueron capaces de construir montañas en la superficie similares a las que había visto Cassini. Encontraron que se cumplieron las condiciones cuando asumieron que el interior profundo fue rodeado por una muy densa capa de hielo de agua a alta presión, luego, un subsuelo del océano con agua líquida y amoníaco y una corteza exterior de hielo de agua. Por lo tanto, el modelo, explicó Mitri, soporta también la existencia de un océano.

Cada capa sucesiva del interior de Titán es más fría que la anterior, más interna, con una superficie exterior con un promedio de frío de 94 K. Por lo que el enfriamiento del satélite provoca una congelación parcial del océano líquido subsuperficial  y el engrosamiento de la corteza de hielo de agua exterior. También espesa el hielo a alta presión. Debido a que el hielo en la corteza terrestre es menos denso que el océano líquido y el océano líquido es menos denso que el hielo de alta presión, el enfriamiento significa que las capas interiores pierden volumen y la “piel” de arrugas de hielo se pliega.

Desde la formación de Titán, que los científicos creen que se produjo hace alrededor de cuatro mil millones de años, el interior del satélite se ha enfriado notablemente. Pero el satélite todavía está liberando cientos de gigavatios de energía, algunos de los cuales pueden estar disponibles para la actividad geológica. El resultado, según el modelo, fue un acortamiento del radio del satélite en unos siete kilómetros y una disminución del volumen del uno por ciento.

“Estos resultados sugieren que la historia geológica de Titán ha sido diferente de la de sus primos jovianos, gracias, quizás, a un océano interior de agua y amoniaco”, dijo Jonathan Lunine, científico interdisciplinario de Cassini para Titán y coautor del nuevo artículo. Lunine se encuentra actualmente en la Universidad de Roma, Tor Vergata, Italia. “Como Cassini continúa trazando el mapa de Titán, vamos a aprender más acerca de la extensión y la diversidad de alturas de las montañas en toda su superficie”.

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NASA/JPL (arriba); NASA/JSC (abajo)

La respuesta al misterio de los patrones de dunas del satélite natural de Saturno, Titán, salió de estar soplando en el viento. Simplemente no era de la forma en que muchos científicos esperaban.

Los principios básicos que describen la rotación de atmósferas planetarias y los datos de la sonda Huygens de la Agencia Espacial Europea, ESA,  llevaron a modelos de circulación que mostraban vientos de superficie generalmente surgiendo de este a oeste alrededor de la franja ecuatorial de Titán. Pero, cuando la nave espacial Cassini, de la NASA, obtuvo las primeras imágenes de las dunas en Titán, en 2005, la orientación de las dunas sugirió que las arenas – y por ende, los vientos – se desplazaban en dirección opuesta, o de oeste a este.

Un nuevo artículo científico de Tetsuya Tokano, en proceso de publicación en la revista científica Aeolian Research, intenta explicar la paradoja. Explica que los cambios estacionales parecen invertir los patrones del viento en Titán, durante un corto lapso. Estas ráfagas, que se producen intermitentemente, durante quizá dos años, barren de oeste a este y son tan fuertes que hacen un trabajo de transporte de arena más efectivo que los  habituales vientos de superficie, de este a oeste. Esos vientos de este a oeste no parecen reunir suficiente fuerza para mover grandes cantidades de arena.

Un artículo de perspectiva, relacionado con el trabajo de Tokano, realizado por el científico de radar de Cassini Ralph Lorenz, autor principal en un artículo de 2009 en el que cartografía las dunas, aparece en la edición de esta semana de la revista Science.

“Era difícil de creer que podría haber vientos permanentes de oeste a este, según lo sugerido por la apariencia de las dunas”, dijo Tokano, de la Universidad de Colonia, Alemania. “El drástico viento reverso tipo monzón, alrededor del equinoccio, resulta ser la clave”.

Las dunas cruzan a través de los vastos mares de arenas de Titán sólo en latitudes dentro de 30 grados del Ecuador. Tienen cerca de un kilómetro de ancho y decenas a cientos de kilómetros de largo. Pueden elevarse a más de 100 metros de altura. Las arenas que componen las dunas parecen hechas de partículas de hidrocarburos orgánicos. Generalmente, las dorsales de las dunas corren de oeste a este, ya que el viento aquí generalmente arroja arena a lo largo de líneas paralelas al Ecuador.

Los científicos predijeron que los vientos en las latitudes bajas alrededor del ecuador de Titán deberían soplar de este a oeste porque en latitudes más altas  el viento promedio sopla de oeste a este. Las fuerzas del viento deben estar balanceadas, segúnlos principios básicos de las atmósferas en rotación.

Tokano volvió a analizar un modelo por computadora de la circulación global de Titán, en 2008. Ese modelo, al igual que otros de Titan, fue adaptado a partir de los desarrollados para la Tierra y Marte. Tokano agregó  nuevos datos sobre la topografía y la forma de Titan basado en los datos de radar y gravedad de Cassini. En su nuevo análisis, Tokano también observó con más detalle las variaciones en el viento en diferentes puntos, en el tiempo, en lugar de los promedios. Allí saltaron los períodos equinocciales.

Los equinoccios, en Titan, se producen dos veces al año que dura aproximadamente 29 años. Durante el equinoccio, el Sol brilla directamente sobre el ecuador y el calor del Sol crea la surgencia (afloramiento de aguas) en la atmósfera. La mezcla turbulenta hace que los vientos se inviertan y se aceleren. En la Tierra, este tipo raro de reversión del viento ocurre en el Océano Índico, en temporadas de transición entre monzones.

Los vientos inversos episódicos, en Titán, parecen soplar a alrededor de 1 a 1,8 metros por segundo. El umbral para el movimiento de arena parece ser aproximadamente 1 metro por segundo, una velocidad que los vientos típicos de este a oeste nunca parecen superar. Los patrones de dunas, esculpidas por fuertes y breves episodios de viento pueden encontrarse en la Tierra en los mares de arena del norte de Namib, en Namibia, África.

“Éste es un descubrimiento sutil: esta paradoja, bastante angustiante, sólo podría ser resuelta profundizando en las estadísticas de los vientos en el modelo”, dijo Ralph Lorenz, científico del radar de Cassini, en el Laboratorio de Física Aplicada de la Universidad Johns Hopkins, en Laurel, Maryland. “Este trabajo también es tranquilizador para la preparación de futuras misiones propuestas hacia Titán, en la que podremos llegar a estar más seguros en la predicción de los vientos que puedan afectar la exactitud del descenso de sondas en su superficie o en el desplazamiento de globos”.

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Radar Science Team, NASA/ JPL/ Caltech

En la Tierra, los niveles de los lagos suben y bajan con las estaciones del año y con los cambios de clima a largo plazo, a medida que la precipitación, evaporación y escorrentía, agregan y remueven el líquido. Ahora, por primera vez, los científicos han encontrado pruebas convincentes para los cambios de nivel de lagos similares sobre el mayor satélite natural de Saturno, Titán, el otro lugar en el Sistema Solar donde se vio un ciclo hidrológico con líquido elevándose sobre la superficie.

Utilizando datos recogidos por la nave espacial Cassini, de la NASA, en un lapso de cuatro años, los investigadores — liderados por el estudiante graduado Alexander G. Hayes del Instituto Tecnológico de California (Caltech) y Oded Aharonson, profesor asociado de ciencias planetarias en Caltech — han obtenido dos líneas separadas de la evidencia que muestra aproximadamente 1 metro por cada año de caída en los niveles de los lagos en el hemisferio sur de Titán. La disminución es el resultado de la evaporación estacional de metano líquido de los lagos — que, debido a las frías temperaturas de Titán (aproximadamente 185 C bajo cero, en los polos), se componen en gran parte de metano líquido, etano y propano.

“Es realmente emocionante porque, en este objeto distante, somos capaces de ver esta escala métrica de disminución en la profundidad del lago”, dice Hayes. “No sabíamos que Cassini incluso sería capaz de ver estas cosas”.

Uno de los lagos:  Ontario Lacus (en honor al lago Ontario de la Tierra, que es de tamaño comparable) — es el lago más grande del hemisferio sur, y fue el primer lago a observarse en Titán. En un artículo presentado a la revista Icarus, Hayes, Aharonson y sus colegas informan que el litoral de Ontario Lacus retrocedió alrededor de 10 kilómetros desde junio de 2005 a julio de 2009, un lapso que representa la mitad de verano a otoño en el hemisferio sur de Titán. Un año de Titán dura 29,5 años terrestres.

Ontario Lacus y otros lagos del hemisferio sur se analizaron utilizando los datos de imagen de radar de apertura sintética (SAR), de la nave Cassini. En los datos de radar, rasgos suaves — tales como lagos — aparecen como áreas oscuras, mientras que los rasgos más ásperos — tales como cinturones de montaña — aparecen brillantes. La intensidad de la retrodispersión del radar proporciona información acerca de la composición y la rugosidad de características de la superficie. Además de los datos del SAR, la altimetría de radar — que mide el tiempo que toma para que señales de microondas reboten en una superficie hasta llegar nuevamente a la nave espacial — fue recolectada a través de un transecto de Ontario Lacus en diciembre de 2008.

“La combinación de SAR y la altimetría de las mediciones a través del transecto dio información sobre las propiedades de absorción del líquido y argumenta que los líquidos son hidrocarburos relativamente puros compuestos de metano y etano y no una sustancia alquitranada”, dice Aharonson.

“El líquido no es altamente atenuante,”explica Hayes,”lo que significa que es bastante claro a la energía de radar — es decir, transparente, como el gas natural licuado.” A causa de esto, el radar puede ver a través del líquido en los lagos de Titán a una profundidad de varios metros. ” A continuación, el radar golpea el piso y rebota de vuelta”, dice. “O, si el lago es más profundo que unos pocos metros, el radar es completamente absorbido, produciendo una firma ‘negra’”.

Una vez que las propiedades ópticas del líquido fueron conocidas, los investigadores pudieron utilizar los datos de radar para “ver” el lecho del lago debajo del líquido — por lo menos, hasta la profundidad donde la señal es atenuada completamente. “Cuánto más lejos de la costa se puede ver está determinado por la ladera local del lecho del lago, o batimetría”, dice Hayes. “Esto nos dio la posibilidad de tomar los cambios en las señales de radar y convertirlos a profundidades”, y así calcular la pendiente del lecho del lago alrededor del lago entero.

“Pudimos determinar la batimetría del lago hasta una profundidad de unos 8 metros”, dice. El lago es menos profundo y más suavemente inclinado hacia su borde meridional, en zonas donde se están acumulando sedimentos. A lo largo de su costa oriental, la pendiente del lago es un poco más pronunciada. “Esto es lo que denominamos ‘cabeza de playa’”, dice Hayes. La pendiente es muy empinada a lo largo de la frontera norte del lago, donde se topa contra una cadena de montañas.

“Los cambios de pendiente que vemos son coherentes con la geología de todo el lago,” dice Hayes. Las mediciones de la batimetría y su correlación geológica se analizan en un documento separado por Hayes, Aharonson, y sus colegas, que ha sido aceptado para su publicación en el Journal of Geophysical Research (JGR).

Los investigadores compararon las imágenes obtenidas del lago durante cuatro años, y encontraron que el Ontario se había reducido. “La medida en que el lago ha retrocedido está relacionado con la pendiente, es decir, donde el lago es poco profundo, el líquido ha retrocedido más”, dice Hayes. “Esto nos permite deducir la altura vertical en la cual se ha reducido la profundidad del lago, que es de aproximadamente 1 metro por año”.

Los investigadores también analizaron la evaporación de metano de los lagos cercanos mediante la comparación de las firmas de radar de estos lagos, medidas en diciembre de 2007 con las obtenidas en mayo de 2009. Durante ese período, la oscuridad “aparente” de los lagos - que indica la presencia de un líquido atenuante del radar – disminuyó o desapareció por completo, lo que significa que sus niveles de líquido se han reducido. Los investigadores fueron capaces de calcular la disminución de la profundidad del lago, “y conseguimos el mismo resultado: 1 metro por año de pérdida de líquido”, dice Aharonson.

Los lagos en el hemisferio norte de Titán – que entran ahora en primavera – también fueron cubiertos varias veces por los instrumentos de radar, pero hasta ahora no se han detectado cambios análogos de manera concluyente.

Eso no significa que los cambios no se hayan producido, no obstante. “Esperamos que sucederá, pero no sabemos cómo se manifestaría en los datos si los lagos en el norte son mucho más profundos. Vamos a seguir buscando este efecto con futuras imágenes de radar, para desentrañar las variaciones estacionales de las variaciones climáticas a largo plazo que previamente se han propuesto”, dice Aharonson.

Más información en:

http://media.caltech.edu/

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”.

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NASA/ JPL

Dieciséis días después de la última visita al mayor satélite natural de Saturno por parte de la nave Cassini de la NASA, ésta ha regresado nuevamente para obtener otro vistazo de este satélite, cubierto de nubes. El sobrevuelo programado será el día 28 de enero de 2010 y es referido como “T-66″ en los pasillos del lugar donde se realizan las operaciones de Cassini. Este sobrevuelo colocará a Cassini a una altura aproximada de 7.490 kilómetros sobre la superficie de Titán, en el momento del mayor acercamiento.

Si bien este acercamiento pone a Cassini por encima de los 6400 kilómetros de la superficie de Titán que se obtuvieron en el sobrevuelo del 12 de enero de 2010, no debe considerarse de menor valor científico. En cambio, este encuentro a una gran altitud dará oportunidad para que algunos instrumentos de la nave puedan tener otra perspectiva única de este mundo crepuscular. Durante T-66, el Subsistema Científico de Imágenes realizará observaciones de alta resolución durante y después de este acercamiento, cubriendo territorio desde altas latitudes del hemisferio sur hasta las cercanías del ecuador en Adiri.

El Espectrómetro de Mapeo Infrarrojo y Visual tendrá oportunidad de ver una ocultación estelar (una ocultación estelar ocurre cuando un cuerpo se interpone -en este caso Titán- y bloquea la luz de una estrella). La ocultación estelar del 28 de enero de 2010 permitirá, al equipo científico de Cassini, obtener, en forma más precisa, la composición y las propiedades espectrales de la atmósfera de Titán.

Si bien a este sobrevuelo se lo ha denominado “T66″, cambios orbitales anteriores en la órbita hacen de éste el sobrevuelo 67 que tiene como objetivo Titán. T66 es el encuentro de número 22 de la Misión Solsticio de Cassini.

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NASA/ JPL

Colinas con un patrón de arrugas radiales destacan en una nueva imagen de radar capturada por la nave espacial Cassini de la NASA el 28 de diciembre de 2009.

Los montículos acanalados en la imagen, que se encuentran en una región del hemisferio norte conocida como Belet, tienen unos 80 kilómetros de ancho y unos 60 metros de altura.

Las formas de estos accidentes del paisaje no han sido vistas en Titán con anterioridad, a pesar que tienen similitud con los accidentes con forma de araña conocida como coronas, en Venus. Una corona es un accidente con forma entre circular y elíptica que se cree que es el resultado del flujo de calor en el interior de un planeta.

Al igual que los científicos forenses, los miembros del equipo de radar están tratando de investigar qué fue lo que creó estas líneas y colinas en Titán.

“Este patrón en forma de estrella de las colinas indica que está sucediendo algo importante en el centro de la estrella”, dijo Steve Wall, del Laboratorio de Propulsión a Reacción, JPL, de la NASA, en Pasadena, California, científico del equipo de radar de Cassini. “Puede ser causada por las fuerzas tectónicas, como las fuerzas que separan la corteza de un planeta, o agua de lluvia que lleva a la erosión, o una intrusión de hielo, como un glaciar”.

Todas estas fuerzas producen surcos en la superficie de la Tierra, pero Wall dice que el equipo de radar no está aún seguro de lo que está ocurriendo en Titán.

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NASA/ JPL/ Caltech/ UA/ SSI

Investigadores del Instituto Tecnológico de California, Caltech, del Laboratorio de Propulsión a Reacción, de la NASA, y de otras instituciones, sugieren que la excentricidad de la órbita de Saturno alrededor del Sol puede ser la responsable de la inusual y nunca vista distribución de los lagos sobre las regiones polares norte y sur del mayor satélite natural de ese planeta, Titán. Un artículo que describe esa teoría aparece en la edición online adelantada del 29 de noviembre de 2009 de Nature Geoscience.

La órbita oblonga de Saturno alrededor del Sol expone a diferentes partes de Titán a distintas cantidades de luz solar, lo cual afecta los ciclos de precipitación y evaporación en aquellas áreas. Similares variaciones en la órbita de la Tierra también conducen a largos ciclos de eras de hielo sobre nuestro planeta.

Como reveló la información de la imagen del Radar de Apertura Sintética de la nave espacial Cassini de la NASA, lagos de etano y metano líquidos en altas latitudes boreales de Titán cubren 20 veces más área que los lagos en altas latitudes meridionales. Los datos de Cassini también muestran que hay significativamente más lagos parcialmente llenos y ahora vacíos en el norte. En la información del radar, suaves rasgos – como las superficies de los lagos – aparecen como áreas oscuras, mientras que rasgos más accidentados – tales como el fondo de un lago – aparecen brillantes. La asimetría no parece ser el destino estadístico teniendo en cuenta la gran cantidad de datos recogidos por Cassini en sus cinco años sobrevolando a Saturno y sus satélites naturales.

Los científicos inicialmente consideraron la idea que “hay algo inherentemente diferente cerca de la región polar norte versus la meridional en términos de topografía, tal como  lluvias líquidas, escurriendo o infiltrando en el suelo más en uno de los hemisferios,” dijo Oded Aharonson de Caltech, autor líder del artículo de Nature Geoscience.

No obstante, Aharonson nota que no hay diferencias substanciales conocidas entre las regiones norte y sur para sostener esta posibilidad. En forma alternativa, el mecanismo responsable de esta dicotomía regional puede ser estacional. Un año en Titán dura 29.5 años terrestres. Cada 15 años terrestres, las estaciones en Titán se invierten, por lo que se vuelve verano en un hemisferio e invierno en el otro. De acuerdo a esta hipótesis de la variación estacional, la precipitación y evaporación de metano varía en las diferentes estaciones – últimamente lagos rellenos en el norte mientras que lagos secos en el sur.

El problema con esta idea, dijo Aharonson, es que considera para su disminución de alrededor de un metro por año en las profundidades de los lagos en el hemisferio estival. Pero los lagos de Titán tienen unos pocos cientos de metros de profundidad en promedio, y no drenaría (o llenaría) en sólo 15 años. Además, la variación estacional no puede considerar la disparidad entre los hemisferios en el número de lagos vacíos. La región polar norte tiene aproximadamente tres veces más cuencas de lagos secos que en el sur y siete veces más parcialmente llenos.

“¿Cómo se mueve el agujero en el suelo?”, preguntó Aharonson. “El mecanismo estacional puede ser responsable en parte del transporte global de metano líquido, pero ésta no es la historia completa”. Una explicación más plausible, dicen Aharonson y sus colegas, está relacionada a la excentricidad de la órbita de Saturno – y por lo tanto, de Titán, su satélite – alrededor del Sol.

Como la Tierra y otros planetas, la órbita de Saturno no es perfectamente circular, sino algo elíptica y oblicua. Debido a esto, durante su verano meridional, Titán está alrededor del 12% más cerca del Sol que durante el verano boreal. Como resultado, los veranos boreales son largos y suaves; los veranos australes son cortos e intensos.

“Proponemos que, en esta configuración orbital, la diferencia entre la evaporación y la precipitación no es igual en estaciones opuestas, lo cual significa que hay un transporte neto de metano del sur al norte”, dijo Aharonson. Este desequilibrio guiaría una acumulación de metano – y, por lo tanto, de la formación de muchos más lagos – en el hemisferio norte.

No obstante, la situación es verdadera sólo ahora. A lo largo de escalas de tiempo muy extensas, de decenas de miles de años, los parámetros orbitales de Saturno varían, a veces, causando que Titán esté más cerca del Sol durante su verano boreal y más lejos en los veranos meridionales, y provocando una inversión en el transporte neto de metano. Esto llevaría a una acumulación de hidrocarburos – y a una abundancia de lagos – en el hemisferio meridional.

“Como la Tierra, Titán tiene variaciones climáticas de decenas de miles de años provocadas por cambios orbitales”, dijo Aharonson. En la Tierra, estas variaciones, conocidas como ciclos Milankovitch, están relacionadas con cambios en la radiación solar, lo cual afecta la redistribución global del agua en forma de glaciares, y se cree responsable de los ciclos de eras de hielo. “En Titán, hay ciclos climáticos de larga duración en el movimiento global del metano que fabrica lagos y cava cuencas de lagos. En ambos casos encontramos registros del proceso relacionados con la geología”, agregó.

“Podemos haber encontrado un ejemplo de cambio climático de larga duración, análogo a los ciclos climáticos Milankovitch de la Tierra, en otro objeto del Sistema Solar”, dijo.

Los coautores del artículo son: Alexander G. Hayes, estudiante graduado de Caltech; Jonathan I. Lunine, Laboratorio Lunar y Planetario, Tucson, Arizona; Ralph D. Lorenz, Laboratorio de Física Aplicada en la Universidad John Hopkins, Laurel, Maryland; Michael D. Allison, Instituto de Estudios Espaciales Goddard, de la NASA, New York; y Charles Elachi, director del Laboratorio de Propulsión a Reacción, JPL, de la NASA, Pasadena, California.

Más información en:

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

LSU

Un nuevo y probablemente controversial artículo ha sido publicado en la versión online de la revista Nature Geoscience por Patrick Hesp Jefe del Departamento de Geografía y Antropología de la Universidad Estatal de Louisiana (LSU) en conjunto con David Rubin, científico del Relevamiento Geológico de los Estados Unidos. El trabajo intitulado Multiple origins of linear dunes on Earth and Titan (orígenes múltiples de las dunas lineales en la Tierra y en Titán), examina un posible mecanismo nuevo para el desarrollo de dunas lineales muy grandes en la superficie de Titan, el mayor satélite natural de Saturno.

Los autores examinaron las dunas lineales – o longitudinales – que cruzan la superficie de la cuenca de Qaidam, en China, encontrando que están compuestas de arena y algo de sal y lama. Estos dos últimos elementos harían a las dunas cohesivas y pegajosas. De acuerdo al estudio, esto podría cambiar completamente la forma de una duna, de dunas transversales a dunas lineales, aún cuando la dirección y velocidad del viento no cambien. Típicamente, las dunas transversales son formadas por los vientos de una gama direccional estrecha, en cambio, las longitudinales o dunas lineales son formadas por vientos de direcciones oblicuas y opuestas. Estos hallazgos ofrecen una interpretación alternativa para dunas similares encontradas en Titán.

Hesp y Rubin sugieren que si las dunas lineales gigantes encontradas en la superficie de Titán están formadas también por sedimento cohesivo, éstas podrían haberse formado por vientos de una sola dirección. Esto contrasta con estudios anteriores que suponían que los sedimentos eran laxos e interpretaban la  forma de las dunas como una evidencia de que los vientos provenían de diferentes direcciones. La hipótesis alternativa que  las dunas lineales de Titán están formadas por sedimento cohesivo, tiene implicaciones muy significativas para los estudios de Titán. Si la alternativa de Hesp y Rubin es correcta, deberán ser completamente reevaluadas nuevas hipótesis respecto a la composición, origen, evolución, tamaño del grano, viscocidad, cantidad, patrones globales de transporte y posibilidades del transporte por medio del viento del sedimento de Titán así como las velocidades, direcciones y cambios estacionales de los vientos de Titán, y la humedad sobre toda su superficie.

Más información en:

http://appl003.lsu.edu/

Gemini Obs/AURA/ H. Roe, Lowell Obs/ E. Schaller, IfA(UH)

Aventajándose de técnicas avanzadas para corregir las distorsiones causadas por la atmósfera de la Tierra, los astrónomos utilizaron el Observatorio Gemini para capturar las primeras imágenes de nubes en los trópicos de Titán, el mayor satélite natural de Saturno.

Las imágenes esclarecen un misterio de larga data que vincula el clima de Titán con características de su superficie, ayudando a los astrónomos a entender mejor al satélite natural de Saturno, considerado por algunos científicos como un análogo a la Tierra cuando nuestro planeta era joven.

El esfuerzo también sirvió como la más reciente demostración de la óptica adaptativa, que utiliza espejos deformables para permitir al conjunto de telescopios terrestres de la Fundación Nacional para la Ciencia (NSF) de los Estados Unidos, captar imágenes con, en algunos casos, resolución superior a la de las imágenes capturadas por telescopios espaciales.

Emily Schaller, de la Universidad de Hawai, Henry Roe del Observatorio Lowell, y Tapio Schneider y Mike Brown, ambos del Caltech, informaron sus conclusiones en la edición del 13 de agosto de 2009 de la revista Nature.

“La óptica adaptativa ayuda a nuestros telescopios terrestres a realizar hazañas que, hasta ahora, sólo habían sido capaces los telescopios espaciales”, dijo Brian Patten, director de programa en la División de Astronomía de la NSF. “Ahora, podemos eliminar los efectos de la atmósfera, capturando imágenes con, en algunos casos, resolución superior a las capturadas por los telescopios espaciales. Las inversiones en la tecnología de la óptica adaptativa realmente han comenzando a dar sus frutos”.

En Titán, las nubes de hidrocarburos ligeros, y no el agua, de vez en cuando surgen en la frígida y densa atmósfera, principalmente acumulándose cerca de los polos, donde alimentan los lagos de metano dispersos más abajo.

Más cerca del ecuador de Titán, las nubes son raras, y la superficie es más similar a un terreno árido y barrido por el viento, en la Tierra. Las observaciones de las sondas espaciales sugerían pruebas de terreno cavado por líquido en los trópicos, pero la causa ha sido un misterio.

El monitoreo regular del espectro infrarrojo de Titán sugería que las nubes habían aumentado de manera espectacular en 1995 y 2004, inspirando a los astrónomos a ver de cerca el próximo aumento de brillo, un indicador de las tormentas que podrían ser fotografiadas desde la Tierra.

Schaller y sus colegas utilizaron el telescopio infrarrojo IRTF,de la NASA, situado en Mauna Kea, Hawai, a fin de vigilar Titán durante 138 noches, en un plazo de dos años, y el 13 de abril de 2008, el equipo vio un brillo delator.

Los investigadores, entonces, se dirigieron al telescopio Gemini Norte, un telescopio de 8 metros también situado en Mauna Kea, para captar imágenes infrarrojas de ultra alta resolución de la cubierta de nubes de Titán, incluyendo la primera tormenta jamás observada en el trópico de ese satélite natural.

El equipo sugiere que las tormentas podrían producir precipitaciones capaces de alimentar los canales aparentemente tallados por el líquido en la superficie del planeta, y también influenciar en los patrones climáticos a lo largo de la atmósfera de Titán, durante varias semanas.

El artículo que describe este trabajo se publica en la edición del 13 de agosto de 2009 de la revista Nature.

Más información en:

http://www.nsf.gov/