Datos de la sonda Huygens de la ESA están siendo utilizados para validar un nuevo modelo de la evolución de Titán, la luna más grande de Saturno, mostrando que su suministro de metano podría estar atrapado en una especie de hielo rico en metano.

La presencia de metano en la atmósfera de Titán es uno de los mayores enigmas que la misión Cassini-Huygens de la NASA/ESA/ASI trata de resolver.

El año pasado Titán reveló tener paisajes espectaculares aparentemente excavados por fluidos. La misión Cassini-Huygens también mostró que después de todo no hay un montón de metano líquido sobre la superficie de la luna, y por lo tanto no está claro de dónde proviene el gas metano atmosférico.

Usando los hallazgos de la Cassini-Huygens, se ha desarrollado un modelo de la evolución de Titán centrándose en la fuente del metano atmosférico de Titán, en un estudio conjunto de la Universidad de Nantes, Francia, y la Universidad de Arizona en Tucson, EE.UU.

“Este modelo está en concordancia con las observaciones realizadas hasta ahora tanto por la sonda Huygens, que aterrizó en Titán el 14 de enero de 2005, como por los instrumentos sensores remotos a bordo de la nave Cassini”, dice Gabriel Tobie, del Laboratorio de Planetología y Geodinámica de Nantes, y autor principal de un artículo en “Nature”.

Hay una diferencia entre el vulcanismo en la Tierra y el “criovulcanismo” en Titán. Los volcanes en Titán implicarían hielo fundiéndose y hielo desgasificándose, análogo al vulcanismo silicato en la Tierra pero con materiales diferentes.

El metano, que juega un papel similar en Titán al del agua en la Tierra, podría haber sido liberado durante tres episodios: el primero siguiendo al período de acreción y diferenciación, un segundo episodio hace unos 200 millones de años, cuando comenzó la convección en el núcleo de silicatos, y uno geológicamente reciente (durante los últimos 500 millones de años) debido a un enfriamiento de la luna realzado por la convección en estado sólido en la corteza externa.

Esto significa que el suministro de metano de Titán puede almacenarse en una especie de hielo rico en metano. Los científicos sugieren que el hielo, llamado un “hidrato clatrato”, forma una corteza sobre el océano de agua y amoníaco.

“Mientras el metano se descompone por reacciones químicas inducidas por la luz sobre una escala de tiempo de decenas de millones de años, no puede tratarse simplemente del remanente de la atmósfera presente cuando se formó la propia Titán, y debe ser repuesto regularmente”, dice Tobie.

“De acuerdo con nuestro modelo, durante el último episodio de liberación de gases, la disociación del metano clatrato y por lo tanto la liberación, están inducidas por anomalías termales en el interior de la corteza helada, las cuales son generadas por cristalización en el océano interno”, decía Tobie.

“Al iniciarse esta cristalización hace relativamente poco (hace de unos 500 a 1000 mil millones de años), esperamos que el océano de agua y amoniaco esté aún presente a unas cuantas decenas de kilómetros bajo la superficie y que la liberación de gas metano esté llevándose a cabo. Aunque se espera que ahora disminuya (alcanzó su punto máximo hace unos 500 millones de años), la liberación de metano por medio de erupciones criovolcánicas aún debería tener lugar en Titán”, explicaba Tobie.

“Partes de la corteza de clatrato podrían ser advertidas de vez en cuando por la actividad “criovolcánica” de la luna, causando un escape de su metano a la atmósfera. Estos estallidos podrían producir corrientes de metano líquido en la superficie, teniendo en cuenta los rasgos similares a ríos vistos en la superficie de Titán.

“Los instrumentos de la Cassini, en particular su Espectrómetro para Cartografía en el Visible y el Infrarrojo (VIMS por sus siglas en inglés), deberían detectar un creciente número de características criovolcánicas y, si tenemos suerte, podría detectar finalmente erupciones de metano”, añadió Tobie.

Si están en lo cierto, dicen los investigadores, entonces la Cassini y otras futuras misiones a Titán deberían ser capaces de detectar la existencia de sus posibles océanos de agua y amoniaco líquidos bajo su superficie.

Más adelante en la misión, la propia Cassini hará mediciones que confirmarán (o no) la presencia del océano de agua interno, así como la existencia de un núcleo rocoso.