Resumen: (21 de marzo de 2005) Jonathan Lunine de Arizona presentó una conferencia titulada “Titán: Una visión personal después de los primeros seis meses de la Cassini en la órbita de Saturno” en un seminario de Directores de Astrobiología de la NASA el 24 de Enero de 2005. Lunine compara las grandes lunas de Júpiter y Saturno en una trascripción editada de la parte 3.

Jonathan Lunine del Laboratorio Lunar y Planetario en la Universidad de Arizona. Crédito de la imagen: space.com

Jonathan Lunine, profesor de física y ciencia planetaria en el Laboratorio Lunar y Planetario de la Universidad de Arizona en Tucson, Arizona, es también un científico interdisciplinario en la misión Cassini/Huygens. Lunine presentó una conferencia titulada “Titán: Una visión personal después de los primeros seis meses de la Cassini en la órbita de Saturno” en un seminario de Directores de Astrobiología de la NASA el 24 de Enero de 2005.

Este extracto editado del seminario de Directores es la parte 3 de una serie de 4 partes.

Partes 1 * 2 * 3 * 4

---

“La luna Titán de Saturno es parte de una triada de lunas gigantes, siendo las otras dos Ganímedes y Calisto, lunas de Júpiter. Es muy interesante saber que estas lunas tienen aproximadamente la misma densidad, y por consiguiente cerca de la misma masa y radio. La densidad de estos tres objetos esta entre 1,8 y 1,9 gramos por centímetro cúbico, y su radio se encuentra entre 2 500 y 2 600 kilómetros. Esto las convierte en las tres lunas más grandes del sistema solar – mucho más grandes que nuestra propia luna y más grandes que el planeta Mercurio. Al tener la misma densidad y tamaño, también están compuestas de los mismos materiales.

Acercamiento en alta resolución de la superficie volcánica de Io. Solamente con la tercera parte del tamaño de la Tierra y cinco veces más lejos del Sol, Io genera el doble del consumo de calor terrestre. Crédito: NASA/Galileo

Presumiblemente, debe existir un proceso que trunca la formación o crecimiento de satélites en un tamaño cercano al de Ganímedes, Calisto y Titán. No esta claro que proceso es, pero una pista puede ser encontrada en la densidad – estas haciendo estos cuerpos de roca y hielo. Cuando llegas al tamaño de Titán, la energía que es liberada durante la formación, debido al colapso de material, es casi igual al calor latente por gramo del hielo que compone el material. En otras palabras, la energía liberada cerca del final de la acreción es igual al calor necesario para vaporizar el hielo de agua. Esto quiere decir que si el hielo de agua es lo que estás acreciendo, lo estás vaporizando y se está yendo, así que la acreción se hace menos eficiente. Tal vez este es un proceso de truncamiento natural para estos mundos rocosos y helados alrededor de los planetas gigantes.

Lo que separa a Titán de Ganímedes y Calisto, sin embargo, es la presencia de una atmósfera. Esta fue descubierta en 1943, cuando Gerard Kuiper detectó el metano de Titán usando un telescopio en tierra. El Voyager 1 descubrió nitrógeno molecular como el constituyente dominante de la atmósfera de Titán en 1980. Eso fue hecho indirectamente, usando un espectrómetro ultravioleta para obtener la densidad de la atmósfera, y luego juntando esa información con datos de un espectrómetro infrarrojo. Con estos instrumentos juntos, fue claro que el nitrógeno era el constituyente dominante de la atmósfera. Ya no tendremos que preocuparnos por estas mediciones indirectas nunca más, porque el espectrómetro de masa del orbitador Cassini y el cromatógrafo de gas y espectrómetro de masas de la sonda Huygens han detectado directamente – o probado, si quieres pensarlo de esa forma – que el nitrógeno es el constituyente dominante de la atmósfera de Titán. También detectaron directamente metano. Así que esa era de espectroscopía e inferencia han llegado a su fin gracias a la Cassini.

Debido a que el metano es abundante en la atmósfera de Titán, esta es un lugar muy interesante desde el punto de vista de la química orgánica. Su atmósfera tiene entre 2 y 4 por ciento de metano – tomado desde la parte más fría a la mitad de la atmósfera, la tropopausa, hasta la superficie. Y eso significa que hay abundante química orgánica desarrollándose, impulsada principalmente en la atmósfera superior por la luz ultravioleta del sol. Puede haber química adicional ocurriendo en la superficie, provocada por otras fuentes de energía.

Titán sigue intrigando a los científicos quienes especulan sobre su composición rica en hidrocarburos. Crédito: NASA/JPL

La temperatura en la superficie de Titán es de -178,9 grados Celsius (95 grados Kelvin), y la temperatura decrece con la altitud hasta los -203,1 grados Celsius (70 grados Kelvin) a unos 40 kilómetros. Titán tiene una atmósfera mucho más amplia que la de la Tierra debido a la baja gravedad. La presión en la superficie de Titán es de 1,48 atmósferas (1,5 bares), así que la densidad de la atmósfera de Titán en la superficie es cuatro veces mayor que la del aire a nivel del mar en la Tierra. Esta es la segunda atmósfera más densa de los cuatro cuerpos sólidos con atmósferas sustanciales en el sistema solar, la de Venus es la primera. La terrestre es la tercera y la de Marte es la cuarta.

Entonces ¿Porqué Titán tiene una atmósfera, cuando Ganímedes y Calisto no la tienen?

Creo que la respuesta se está haciendo suficientemente clara con los datos de la Cassini. Titán ha acrecido, o adquirido, grandes cantidades de amoniaco además de agua. Grande, tal vez queriendo decir un pequeño porcentaje, pero suficiente.

Esta imagen muestra un posible cráter desde el cual agua líquida o nieve fangosa pudieron haber fluido alguna vez sobre Ganímedes. Crédito: NASA/JPL

Tenemos una buena cantidad de conocimientos acerca del interior de Ganímedes y Calisto gracias al orbitador Galileo que hizo múltiples sobrevuelos sobre las lunas de Júpiter desde 1995 hasta el 2003. Ganímedes esta altamente diferenciada – los silicatos y el metal no están simplemente mezclados, más bien parece que están separados. Eso implica la presencia de temperaturas relativamente altas durante la acreción. Ganímedes tiene un manto de silicato alrededor de un núcleo metálico, seguido de un manto de hielo, con fases de hielo a alta presión. Sobre las 1973,85 atmósferas (2 kilo bares), el hielo de agua adopta diferentes estructuras que son más densas que el agua líquida.

Ahora, eso es importante, porque en una luna que tiene algo de fusión, las capas de agua líquida van a estar intercaladas entre capas de hielo de diferentes presiones. No parece que hay tal capa líquida dentro de Ganímedes y Calisto, aunque puede haber sucedido algún ablandamiento del hielo.

Pero si añades amoniaco a alguno de estos objetos – Ganímedes, Calisto o Titán – debería haber un manto de hielo con una capa líquida contenida en este, ya que el amoniaco baja el punto de fusión del hielo de agua. Esa capa líquida queda entre las fases de hielo a alta presión de baja densidad y las de alta densidad.

Aún el ambiente en el que se formaron Ganímedes y Calisto era simplemente muy caliente para que cantidades sustanciales de amoniaco se unieran con el hielo de agua. Necesitas cierta temperatura para formar hidratos de amoniaco en estos planetoides, y pienso que era muy caliente en Júpiter.

Si el amoniaco esta presente en Titán, puede ser la fuente de nitrógeno en la atmósfera, pues el amoniaco es portador de nitrógeno. Con una capa líquida, el amoniaco también podría haber permitido el llamado criovulcanismo, y por consiguiente derramar algo de material en la superficie. Tener una luna que es tan volátil en esta forma lleva naturalmente a la ocurrencia de una atmósfera”