Lunas del Sistema Solar (2ª parte). Un recorrido por las lunas de Saturno y Urano. Prog. 286. LFDLC

Hoy en la Fábrica de la Ciencia hemos realizado un viaje a las lunas del Sistema Solar y lo hemos hecho de la mano de nuestro amigo y colaborador experto en cuerpos celestes del Sistema solar Alberto Martos,
ENCÉLADO: Es el sexto satélite de Saturno por tamaño. Como todos los satélites de planetas trasjovianos, tiene la superficie recubierta por hielo, pero en su caso se trata de un hielo limpio (libre de fragmentos rocosos) y joven, que le convierte en el cuerpo más reflectante del Sistema Solar (90%) y, por la misma causa, el más frío de los satélites de Saturno (temperatura a mediodía, -198º C). Este hielo tan brillante parece ser el origen del anillo E de Saturno. Podría haber salido de Encélado mediante impactos, o más interesantemente, mediante “volcanes de agua”, o críovolcanes (volcanes que vomitan vapor de agua y algunos gases, debido a diferencias de temperaturas y a la energía que aportan las mareas). La mayor diferencia con los volcanes de magma es que la críomagma sale de la cámara por una fractura en el hielo de la superficie formando géiseres (fotografiados por la sonda Cassini). Parte de este vapor de agua vuelve a caer en forma de nieve y parte del mismo pasa a constituir el anillo E. esta evidencia indica también la existencia de un océano subsuperficial de agua.

Extrañamente, Encélado es un satélite muy distinto de Mimas, pues su suelo, compuesto de zonas viejas que muestran cráteres de impacto de hasta 35 Km de diámetro y zonas jóvenes deformadas tectónicamente hace menos de 100 millones de años, acusa gran actividad geológica incluso actual (géiseres). En efecto, las fotos de las sondas Voyager 1 y 2 y Cassini muestran surcos que cruzan la tersa superficie, junto con elevaciones orográficas y largos cañones de hasta 200 Km de longitud por entre 5 y 10 Km de anchura y 1000 m de profundidad. Sin embargo, la densidad de la craterificación no es tan alta como en Mimas.

TETIS: Es otro de los satélites de menor densidad en el Sistema Solar, indicio de que el agua es su mayor constituyente. Es el segundo más brillante de los saturnianos, después de Encélado. Tetis presenta grandes cráteres de impacto, de hasta 400 Km de diámetro (Odiseo) y grandes fosas tectónicas de hasta 100 Km de longitud, Itaca Chasma. Una parte de su superficie está cubierta por críovolcanes.

DIONE: Por su tamaño, Dione es gemela de Tetis, pero no por su masa ni por su densidad. Presumiblemente contiene una mayor contribución rocosa y, con ella, una fuente de calor más intensa. Pero también un océano de agua, lo mismo que Encélado, con el que su período orbital guarda resonancia. Este océano explica la curvatura de la superficie asociada a un repliegue denominado Dorsa Janiculum, que a su vez, limita el espesor de la capa de hielo a 100 Km y la profundidad del agua a 65 Km.

Como el resto de los satélites, Dione no se encuentra en equilibrio hidrostático, sino que se mantiene por isostasia y ello hace que el espesor de la capa de hielo sea mínimo en los polos, donde el calentamiento de la corteza por marea es máximo. Por otra parte, Dione posee dos hemisferios grandemente diferentes. El de “proa” (el que choca con los meteoritos) está muy craterificado y posee un brillo uniforme, mientras que el de “popa” posee un tipo infrecuente de estructuras, una red de abismos brillantes de hielo, muy distintos de depósitos de hielo No menos interesante es el hecho de que Dione presente los mayores cráteres de impacto (35 Km de diámetro) en el hemisferio “de popa”, cuando lo esperable es que ocurriera al contrario. Se ha dado explicación a este enigma aduciendo que un impacto capaz de excavar una cráter de 35 Km sobre un cuerpo sólo 30 veces mayor, podría haberle introducido cierta rotación y esto habría ocurrido varias veces, terminando en la configuración actual, ya que el albedo brillante y el patrón de craterización prueban que la orientación de Dione ha permanecido inalterada durante los último miles de millones de años.
REA: Éste es el mayor de los satélites interiores de Saturno y, sin embargo, presenta menor actividad geológica que los menores Tetis y Dione y, sobre todo, que Encélado. Ello demuestra que el tamaño no es lo más influyente para activar el tectonismo en los cuerpos rocosos. A los “ojos” de las sondas Voyager 1 y 2 Rea parecía un cuerpo compuesto principalmente por agua, con dos hemisferios diferenciados, anterior y posterior, con cráteres y abismos, respectivamente. Por otra parte, el examen de la sonda Cassini en 2005 demostró que su momento de inercia correspondía al de un cuerpo de interior homogéneo en equilibrio hidrostático.

La superficie de Rea contiene dos cuencas de impacto de 400 y 500 Km de diámetro en el hemisferio anti-crónida (opuesto a Saturno), así como cráteres de hasta 50 Km, uno de los cuales muestra radiaciones reveladoras de su juventud. Pero no se ha detectado actividad endógena alguna. La razón de que el hemisferio posterior conserve abismos de hielo y el anterior carezca de ellos fue explicada (Shoemaker) aduciendo que los abismos se formaron en ambos hemisferios como parte de un fenómeno geológico común, pero que después resultaban destruidos en el hemisferio delantero por el bombardeo meteorítico.

TITÁN: Por su tamaño intermedio entre los de Mercurio y Mare (o vez y media la Luna), este satélite es el más parecido a la Tierra, de todos los satélites del Sistema Solar, puesto que es el único capaz de sostener una atmósfera substancial capaz de sustentar líquidos. Las densas nubes que lo cubren impidiendo ver la superficie al telescopio, ya fueron identificadas como de gas metano en 1944, pero la llegada de las sondas Voyager 1 y 2 sorprendieron a los astrónomos al medir que esa atmósfera, que contiene principalmente nitrógeno, excede a la de la Tierra en masa y presión sobre la superficie. Realmente Titán es un satélite gemelo de los satélites gigantes de Júpiter, Ganímedes y Calisto, tanto en tamaño como en densidad, lo que supone que su composición también es similar: 45% de hielo y 55% de materiales rocosos y metales. En efecto, Titán es un cuerpo diferenciado, con un núcleo metálico que ocupa dos tercios de su diámetro, rodeado de capas de hielo sometido a presiones crecientes hacia el interior. Y, desde luego, poseedor de campo magnético.

El descubrimiento de lagos de hidrocarburos en su superficie por la doble sonda Cassini-Huygens en 2004, en las regiones polares, fue el mayor acontecimiento en la exploración de un astro que, como Venus, había mantenido siempre oculta su superficie por una impenetrable cortina de nubes. Además, la superficie posee cráteres de impacto y críovolcanes y en ella los gases como el nitrógeno, el metano y el etano, ejercen el mismo papel que el agua y el viento en la Tierra, siendo el ciclo del metano equivalente al ciclo de agua, bien que a una temperatura mucho más baja ( 179º C). La razón por la que Titán retuvo su atmósfera, mientras que Ganímedes y Calisto la perdieron, obedece a que aquél se formó en la parte más fría de la nebulosa solar, de modo que pudo incorporar hielos de metano y amoníaco, además de hielo de agua. Después, a medida que el interior de Titán se fue calentando, los gases se evaporaron formando una atmósfera primigenia, en la que la luz solar descompuso el amoníaco, cuyo nitrógeno se asoció con el hidrógeno para generar toda una serie variada de compuestos nítrico o nitrosos. A ella se unió el metano, originando compuestos orgánicos complejos, que hicieron que la evolución de la atmósfera de Titán fuera muy distinta de la del resto de los satélites.

En 2010 investigadores de NASA descubrieron en los datos de la sonda Cassini que “algo” desconocido estaba consumiendo hidrógeno y acetileno en la superficie de Titán. En efecto, las moléculas de hidrógeno procedentes del exterior que inyectaba la atmósfera a la superficie, desaparecían en ella. Otro informe resaltaba la ausencia de acetileno en ella, una molécula capaz de aportar energía. Aunque existía una explicación no biológica, algunos investigadores propusieron la existencia de una forma de vida basada en el metano (que había sido hipotetizada en 2005 por Chris McKay, del Ames Research Center) y ello produjo una noticia sensacionalista de primer orden. El caso sigue abierto, porque no se ha podido aislar organismo alguno que utilice hidrógeno para como combustible para la respiración y acetileno para su metabolismo.

HIPERIÓN: Es uno de los satélites pequeños de Saturno, tanto que ni siquiera es redondo. Pero curiosamente, es uno de los grandes no redondos. Fue objeto de poca atención por las sondas Voyager 1 y 2, de modo que hasta el vuelo de la sonda Cassini no se conocieron sus datos geológicos. Por su baja densidad, se sabe que está compuesto principalmente por agua y una pequeña cantidad de rocas. Pero dada su escasa masa, más que un astro, puede parecer un apilamiento de escombros. Curiosamente, posee un albedo bajo, que indica que está estratificado. Y por otra parte, posee una rotación caótica (su período de predictibilidad, o de Lyapunov, es de 30 días). No obstante su poca atención, la sonda Voyager 2 descubrió la existencia de una gran montaña y cráteres individuales. Más tarde la sonda Cassini fotografió al satélite, revelando que tiene aspecto de esponja debido a los muchos cráteres de borde agudo (jóvenes) que motean su superficie. Las últimas fotografías (2006) muestran que Hiperión presenta muchos huecos en su estructura, lo que permite que los cráteres se conserven intactos durante miles de años.

JÁPETO: Por su tamaño, que no por su forma, es gemelo de Rea. Es otro satélite de tan baja densidad, que se le supone compuesto por un 80% de hielo y un 20% de material rocoso. Su forma no es esférica ni elipsoidal, sino que parece dos calabazas (los polos) unidas por un cuello grueso (el ecuador). La elevación ecuatorial es tan pronunciada que distorsiona su aspecto, incluso a gran distancia. Posee una superficie repleta de cráteres de impacto y cinco cuencas de más de 350 Km de diámetro, cuyo borde posee ¡15 Km de altura!

FEBE: Es otro satélite irregular, el más externo de Saturno. Tiene la particularidad de que su giro orbital es retrógrado, lo que sugiere que sea un asteroide capturado (no una condrita carbonácea, como parece indicar por su brillo). Es probable que sea un planetésimo intacto. Está compuesto por depósitos de hielo de entre 300 y 500 m de espesor, dióxido de carbono y silicatos. Posee una superficie de muy bajo albedo, salpicada de cráteres que le dan un aspecto caótico. Presenta un cráter mayor, de 80 Km de diámetro que posee paredes de ¡16000 m de altura!

SATÉLITES DE URANO

MIRANDA: Además de ser el de menor tamaño y el más próximo al planeta, Miranda es el más interesante por su extraño aspecto, como si hubiese sido despedazado en el pasado y vuelto a formar. En efecto, posee tres clases de terrenos distintos, uno antiguo muy craterificado, con cráteres muy antiguos y colinas redondeadas, otro que muestra surcos y valles alargados y un tercero muy complejo, con montañas curvadas y fosas, que termina exactamente donde comienzan los surcos. Es el menos denso de los satélites de Urano, por lo que ha de estar formado por agua en un 60%.
ARIEL: Es el cuarto satélite en tamaño y ha estado activo geológicamente la mayor parte de su vida. Es gemelo de Umbriel, bien que ligeramente menor y de tono más claro. Por su densidad, debe estar formado por agua y rocas a partes iguales. Está completamente recubierto de cráteres de impacto y posee anchos valles de suelo liso que se ramifican. Algunos presentan depósitos que parecen ser más jóvenes por estar menos craterificados. También posee surcos, escarpes sinuosos y fallas. Los valles parecen haberse formado sobre boques derrumbados como fosas tectónicas, al ensancharse la corteza.

UMBRIEL: Es un satélite, el tercero en tamaño, compuesto de agua y una parte substancial de rocas carbonáceas. Posee una superficie obscura (albedo 20% inferior al de Ariel) y azulada, en la que se ha detectado dióxido de carbono además de agua, con cráteres prominentes de hasta 210 Km de diámetro, pero sin radiaciones blanquecinas (viejos). En algunos (Skynd), el pico no es central. Presenta asimetría magnética entre los hemisferios delantero y trasero.

TITANIA: Es el mayor de todos los satélites de Urano, aunque su diámetro es sólo 56 Km mayor que Oberón. Pero sí más masivo. Está formado por hielos y posee una superficie con cráteres de impacto, alguno (Lucetta) de 300 Km y (Ursula) de 200 Km de diámetro, en la que es de señalar que no se distingue depósitos de materia obscura en ellos. Además, se observa una fosa tectónica de 1500 Km de longitud y hasta 75 de anchura. Cierta simetría radicular en las fallas parece indicar que se formaron al expandirse la corteza. No se sabe con certeza si la actividad tectónica ha finalizado en Titania.

OBERÓN: Es el más exterior de los satélites de Urano. Presenta un aspecto parduzco, bajo albedo y posee pequeño cráteres (hoyos), pero no está saturado de ellos. Alguno de ellos (Otelo) posee radiaciones blancuzcas (son jóvenes). Comoquiera que se formaran estos cratercillos, está fuera de lugar que debió filtrarse “agua sucia” por las grietas de la corteza, que ha llenado el suelo de los mismos. En el centro del satélite existe una formación muy prominente, Hamlet. Se ha descubierto también una elevada montaña (6000 m de altura) que sobresale del limbo en las fotos de la Voyager 2.