Astrofotografía: Júpiter (II)

 Telescopios u objetivos: Bresser Messier NT203/1000 Cámaras fotográficas o CCD: ZWO optical ASI 120MC Monturas: Skywatcher AZ EQ-6 GT Programas: Adobe Photoshop 5 CS,  Registax 6.1,  Fitswork 4.47,  FireCapture 2.3 FireCapture 2.3,  Emil Kraaikamp AutoStakkert 2.1.0.5 Filtros: Baader Neodynium Moon & Skyglow Accesorios: GSO Barlow 3x ED 1.25" Fecha: 3 de octubre de 2014 Hora: 03:57 Longitud focal: 3000 Seeing: 3 Transparencia: 6
Telescopios u objetivos: Bresser Messier NT203/1000 Cámaras fotográficas o CCD: ZWO optical ASI 120MC Monturas: Skywatcher AZ EQ-6 GT Programas: Adobe Photoshop 5 CS, Registax 6.1, Fitswork 4.47, FireCapture 2.3 FireCapture 2.3, Emil Kraaikamp AutoStakkert 2.1.0.5 Filtros: Baader Neodynium Moon & Skyglow Accesorios: GSO Barlow 3x ED 1.25″ Fecha: 3 de octubre de 2014 Hora: 03:57 Longitud focal: 3000 Seeing: 3 Transparencia: 6

“Os presento mi primera animación de una rotación planetaria. Al ser la primera adolece de ciertos defectos de iluminación pero, cuando tomé las imágenes, no fui pensando en hacer esto asique ajusté la iluminación en cada una en función de otras intenciones. No obstante podréis ver la gran velocidad de rotación de Júpiter, que gira sobre su eje en poco menos de 10 horas. La atmósfera del planeta se encuentra dividida en regiones con fuertes vientos zonales con periodos de rotación que van desde las 9h 50m 30s, en la zona ecuatorial, a las 9h 55m 40s en el resto del planeta. Espero que os guste”.

José Luis Castaño Azuela

Este tipo de imágenes me fascinan, es cuando un cuerpo celeste empieza realmente a cobrar vida. Y me gustaría decir algo hoy sobre lo que es la vida, aunque pueda pensarse que está fuera de contexto. Aquellos que no encuentran nada fascinante en la astronomía (la mayoría, diría yo) creen que el Universo es una inmensidad vacía e inerte y que, por mucho que captemos el devenir constante de un planeta, no nos aportará un interés que merezca la pena. Siempre me sorprende escuchar este tipo de opiniones, si tenemos en cuenta que para mi el Universo es el infinito más imponente, la realidad misma de nuestra existencia. Es un misterio absolutamente insondable para nuestra mente y, cuando algo es así, uno solo puede llegar a la conclusión de que la existencia es una auténtica maravilla. El Universo es todo lo que hay más allá de, como decía Carl Sagan, “este pálido punto azul” en el que vivimos. El Universo es también todo lo que hay dentro de nuestra atmósfera: la tierra, el agua, todos los elementos de la naturaleza, las leyes naturales, aquello que tiene explicación, aquello que no la tiene y nosotros mismos. Admito que la posibilidad de que exista vida en otros planetas es uno de los motores que me llevan a querer conocer, dentro de mis límites, todo lo que el ser humano descubre del Universo. Mi interés por la vida extraterrestre no es meramente científico ni simple curiosidad, es un interés trascendente. Y sin esta motivación, que también existe en los que de verdad se dedican a la astronomía (y conocen no solo su parte divulgativa sino todos sus entresijos, desde lo más elegante hasta lo más complejo y desesperante) no se habrían conseguido los avances en observación y exploración espacial que tenemos hoy.

Debería, sin embargo, aclarar en primer lugar que para mi la existencia de vida es mucho más que una posibilidad; es algo racionalmente necesario. Y en segundo lugar, a los que creen que una estrella o un planeta gaseoso son cuerpos inertes habría que preguntarles cuál es su definición de la vida. Es difícil definirlo, dirían algunos, mientras no conozcamos su origen. Mi definición de lo que es la vida es mucho más amplia porque, si bien no todo está vivo de la misma manera, todo existe en el Cosmos por igual. Para otros, la verdadera cuestión no es su origen en sí, sino si su origen responde a una reacción de la naturaleza o a algo más que no podemos ni podremos explicar. A lo largo de los años, yo mismo he ido creyendo una opción o la otra en función de mi forma de pensar del momento. Pero con el tiempo me he dado cuenta de algo, y es que hacer esa distinción es irrelevante, porque tal distinción no existe. Esto es lo que yo creo: decir que la ciencia es capaz de explicar algo es darle unas competencias que no tiene. Lo que la ciencia hace es observar los eventos de la naturaleza, explicar su interrelación, obtener conclusiones y reproducir las leyes naturales en nuestro beneficio. La ciencia es una herramienta fascinante e impecable para conocer lo que ocurre en el mundo físico, pero es incapaz de dar la más mínima explicación de por qué el mundo físico es como es: su origen, su evolución, su sentido, qué es lo que realmente alimenta este estado de existencia en el que está todo, desde una roca helada vagando por el espacio hasta nosotros mismos. Es por eso que todo me sigue pareciendo un gran misterio, todo me parece asombroso, y es por eso que imágenes como las que aquí publico me hacen, a día de hoy, incluso más ilusión que cuando era pequeño.

Este es el origen de mi verdadero interés por el Universo, que no encuentro una verdadera línea divisoria entre el mundo físico y lo que hay más allá; creo, como cree la mayoría de religiones que existen (y si cree que la suya no, intente ahondar un poco más), que todo es una expresión de lo mismo. La distinción que nos dice “aquí estoy yo y ahí el mundo”, o “aquí estamos nosotros y ahí el Universo” es pragmática, sí, pero es absurda si se piensa un poco. Nosotros también somos el Universo y, si nos despojamos por un momento de esa separación, podemos ver que todo lo que hay ahí fuera nos atañe y tiene el potencial de decirnos algo sobre nosotros mismos. O, en el menor de los casos, nos debería servir para maravillarnos con la creación. Es lo que a mi me ocurre con imágenes como esta, especialmente porque la ha conseguido mi propio hermano con mucho esfuerzo y dedicación. Ya son varias las noches que hemos pasado juntos mirando al cielo y eso, claro, también hace que me sienta partícipe del fruto de su trabajo. Además, en estos casos importa poco que ya existan imágenes y vídeos de Júpiter obtenidas por profesionales con mejores equipos; cuando uno encuentra las cosas por sí mismo las redescubre, casi como si fuera la primera vez que las ve.

Table

Júpiter, en su condición de planeta gigante, tiene un diámetro de unos 142 800 kilómetros y tarda casi 10 horas en dar una vuelta alrededor de su eje, como ha mencionado mi hermano. Esta gran velocidad de giro, sumada a que el planeta se compone en su mayor parte de hidrógeno y helio, genera un engrosamiento ecuatorial que se puede apreciar al utilizar un telescopio. La rotación que observamos en Júpiter no es uniforme, igual que ocurre con el sol. Es más, Júpiter tiene una composición similar a la del Sol y a la de otras estrellas, está compuesto de los dos elementos más ligeros y más abundantes del Universo. Debido a esto, se piensa que el gigante gaseoso puede proceder de la condensación directa de una parte de la nebulosa solar primordial, la inmensa nube de gas y polvo interestelar que dio origen a nuestro Sistema Solar hace 4.600 millones de años. De hecho, se cree que existen muchos gigantes gaseosos que en su origen estuvieron a punto de convertirse en estrellas.

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Astrofotografía: Saturno (III)

Saturno y 5 lunas

“En astrofotografía es muy importante estudiar, escuchar consejos de los que saben más que uno y tener mucha perseverancia y resistencia al desaliento. Estos días el cielo no depara nada interesante para un astrofotógrafo de planetaria, son días estupendos para hacer cielo profundo, lo cual no puedo hacer al menos hasta que no llegue mi nueva montura. Así que me he puesto a repasar procesados antiguos para aplicar nuevos conocimientos adquiridos recientemente con la esperanza de conseguir mejores resultados. Y… ¡bingo! El día 28 de julio colgué una imagen tomada de Saturno una agradable noche. Por entonces yo lo desconocía pero la imagen escondía más información de la que parecía a simple vista. Solo había que saber extraerla y yo no sabía, hasta ahora. Pues bien, os presento al Señor de los Anillos con 5 de sus lunas: Titán, Mimas, Tetis, Dione y Encélado. Son las 5 lunas más próximas el día que tomé la foto. ¡Algunas solo tienen una décima de segundo de arco de diámetro aparente! Espero que os guste.”
 
José Luis Castaño Azuela
 
Efectivamente, mi hermano ya contaba con imágenes de las lunas de Saturno y no lo sabía, y es que esta es una de las particularidades del procesado de imágenes. En publicaciones anteriores hemos proporcionado información sobre Saturno, así que ahora es el turno de sus lunas. En mi opinión, son de los cuerpos celestes más interesantes del Sistema Solar. Hay que aclarar que Saturno tiene un número de satélites muy elevado (unos 200 y 61 con órbitas confirmadas). A continuación incluyo una tabla con 18 de estos satélites, aunque la información detallada se centrará en los cinco que aparecen en la imagen que nos ocupa.

SaturnMoons

 

TITÁN

Hace apenas unos años podíamos resumir en pocas frases lo que sabíamos de Titán, la mayor luna de Saturno: que presentaba atmósfera (Comás Solá, 1908), que contenía metano (Gerald P. Kuiper, 1944), que su temperatura en superficie, de 179 grados bajo cero, era muy baja como para desarrollar vida (misión Pioneer 11, 1979), y que todo el satélite se hallaba cubierto por una capa de densa neblina impenetrable con telescopios ópticos (misión Voyager 1, 1980). Sin embargo, este curioso satélite con atmósfera de planeta y, se creía, lagos de metano sobre su superficie, despertó la curiosidad suficiente como para que la misión Cassini, destinada a sobrevolar Saturno y sus satélites, incluyera un módulo de descenso, Huygens, que aterrizaría sobre Titán.

Tras su lanzamiento en 1997, Cassini realizó dos pasos por Venus y uno por la Tierra y cruzó el cinturón de asteroides hasta sobrevolar Júpiter en diciembre de 2000. Con esta asistencia gravitatoria, Cassini llegó a Saturno a mediados de 2004 y su sonda Huygens descendió con éxito en Titán. Desde entonces, la misión sigue enviando datos valiosísimos, entre los últimos, un mapa topográfico de Titán. Ahora ya conocemos parte de lo que esconde Titán bajo esa neblina (lagos, dunas, montañas y ríos), qué compone su atmósfera e incluso cómo podría ser por dentro. Cassini se hallaba sobrevolando Titán en busca de olas sobre la superficie de uno de sus lagos, el Ligeia Mare, para determinar si el líquido que lo forma, presumiblemente una mezcla de metano y etano, es denso como la melaza o ligero como el agua terrestre.

El lago Ligeia Mare. Fuente: NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute.

El origen de la neblina

La densidad de la atmósfera de Titán supera la de la Tierra, y genera una presión sobre la superficie algo mayor que en nuestro planeta, similar a la del fondo de una piscina. Al igual que en la atmósfera terrestre, en la de Titán predomina el nitrógeno, pero el resto de los componentes, como el metano y otros compuestos orgánicos, establecen grandes diferencias.
Titán_0

La proporción de estos componentes (98,4% nitrógeno, 1,6% metano, 0,1-0,2% hidrógeno y pequeñas cantidades de otros compuestos) se hallaba bien caracterizada gracias a la misión Cassini, pero precisamente los datos de uno de sus sobrevuelos sorprendió hace pocos meses al desvelar la existencia de un gas aún no catalogado en la alta atmósfera de Titán.

La emisión de ese compuesto sin identificar, que producía una señal muy intensa en el infrarrojo (a 3,28 micras), se hallaba presente durante las horas diurnas del satélite desde los seiscientos hasta los mil doscientos cincuenta kilómetros de su superficie, con un pico especialmente intenso a los novecientos cincuenta kilómetros. El hallazgo fue posible gracias a los datos del espectrógrafo VIMS, a bordo de Cassini.

Una molécula de gas, por ejemplo de metano, puede absorber la luz solar, excitarse y, posteriormente, emitir la luz en una longitud de onda característica de dicha molécula. Así, analizando las emisiones de una atmósfera, la de Titán en este caso, se identifican los compuestos presentes. Y el análisis de esa intensa emisión en el infrarrojo ayudó a resolver cuestiones abiertas desde hacía décadas, relacionadas con la espesa neblina que cubre la superficie de Titán y que calienta la atmósfera y evita que se condense y disipe.

“Hace décadas se propuso que la capa de neblina de la baja atmósfera de Titán se generaba a partir de moléculas orgánicas complejas, y en 2007 se sugería que estas moléculas podían formarse en la atmósfera superior, varios cientos de kilómetros por encima de su lugar de residencia. Nuestro estudio confirma ambas hipótesis”, señala Manuel López-Puertas, investigador del Instituto de Astrofísica de Andalucía que encabeza el estudio.
López-Puertas y colaboradores analizaron esta señal empleando una base de datos espectroscópica de la NASA y la atribuyeron a hidrocarburos aromáticos policíclicos -o PAHs, de su nombre en inglés-, un tipo de compuestos orgánicos complejos formados por cadenas de benceno. “Estos compuestos absorben los fotones ultravioleta del Sol, muy energéticos, y rápidamente redistribuyen la energía internamente y la vuelven a emitir en el infrarrojo cercano”, indica el astrónomo.

Empleando un modelo de redistribución de esa energía los investigadores consiguieron explicar la señal a 3,28 micras detectada y calcular la abundancia de hidrocarburos aromáticos policíclicos presentes en la alta atmósfera de Titán, cantidad que ha resultado sorprendentemente alta, entre veinte y treinta mil PAHs por centímetro cúbico.

Este resultado es coherente con el hallazgo en 2007, también por la misión Cassini, de pequeñas concentraciones de benceno y de iones positivos y negativos de composición desconocida en la alta atmósfera del satélite, que sugería que los compuestos que forman la neblina de Titán se producían varios cientos de kilómetros por encima de ella. “Esta hipótesis implicaba la generación de grandes cantidades de especies aromáticas a gran altura -apunta López-Puertas-, y con nuestro trabajo hemos demostrado que los PAHs son la contrapartida neutra, y mucho más abundante, de las pequeñas cantidades de iones halladas en 2007. Aportamos así una evidencia clave de la composición y procedencia de la neblina de Titán”, concluye.

Destellos de un lago remoto

Antes de la llegada de Cassini, las observaciones de radar desde Tierra y las del telescopio Espacial Hubble habían atravesado la opaca neblina y mostrado el carácter heterogéneo de la superficie de Titán. También, desde la época de las misiones Voyager, se creía que las bajas temperaturas atmosféricas podían convertir el metano en gotas de lluvia, pero se ignoraba si los lagos formaban parte de esa irregular orografía.

En este sentido, los datos de Cassini produjeron cierta decepción al principio ya que no mostraron señales de líquido en la superficie. Una decepción poco fundada, ya que en el primer sobrevuelo apenas se estudió un 1% de la superficie del satélite, una muestra poco representativa (el desierto del Sáhara cubre más de 1% del globo terrestre, y un observador externo podría concluir que no hay una gota de agua en superficie en la Tierra tras sobrevolarlo).

No obstante, a mediados de 2005 se detectaba, en el polo sur de Titán, una región oscura de unos quince mil kilómetros cuadrados con forma de huella de pie. En radar, las regiones lisas aparecen oscurecidas, por lo que se creyó que podría constituir un primer candidato a lago en Titán. A mediados de 2008 se publicaba el análisis espectroscópico que confirmaba que se trataba de una superficie líquida compuesta por etano y, posiblemente, metano, nitrógeno y otros hidrocarburos, un verdadero hito pues se trataba del primer embalse de líquido estable fuera de nuestro planeta. Un lago que, según se conoció después, muestra una superficie extremadamente lisa, con variaciones máximas en altura de tres milímetros, y con una profundidad media de entre 0,4 y 3,2 metros y de 7,4 metros de máxima.

Pero antes de que llegara esta confirmación los candidatos a lago se habían multiplicado: un sobrevuelo de Cassini por el polo norte de Titán desvelaba en 2006 la existencia de más de setenta y cinco regiones oscurecidas de entre uno y setenta kilómetros de largo que, sin pecar de optimismo, lucían exactamente como uno se espera que lo hagan los lagos, situados en depresiones topográficas y con canales a su alrededor.

Además, en julio de 2009 se obtenía una reflexión especular, una imagen buscada desde hacía décadas y que consiste en un intenso destello producido por superficies tan lisas que espejean cuando la luz incide sobre ellas. Con la existencia de los lagos confirmada resultaba inexplicable que no se obtuviera esa imagen, pero después conocimos el porqué: la mayoría de los lagos de Titán se hallan en el polo norte donde, desde la llegada de Cassini, había sido invierno (un año de Saturno, y por extensión de Titán, equivale a 29,5 años terrestres). De modo que teníamos uno de los ingredientes para la reflexión especular, los lagos, pero faltaba la luz, que comenzó a iluminar el polo norte en 2009. Y para obtener una reflexión especular era necesaria además una correcta alineación entre la luz del Sol, el lago y la nave, algo que se produce a menudo en las regiones ecuatoriales y latitudes medias pero menos frecuentemente en los polos. Ahora, observen ese pequeño punto brillante bajo estas líneas y maravíllense: estamos viendo el brillo de un lago en una pequeña luna en torno a Saturno de la que, hace apenas una década, no sabíamos casi nada.

¿Está Titán geológicamente vivo?

Cuando pensamos en lunas, casi seguro que nos viene a la cabeza la nuestra, la Luna, con sus tremendos cráteres como antiguas heridas de guerra. Y la pregunta es obvia: ¿muestra Titán cráteres? Pues sí, pero escasos. En un extenso estudio que analizaba el 22% de la superficie del satélite se difundía la existencia de cinco cráteres confirmados y de otros cuarenta y cuatro candidatos que podrían constituir versiones erosionadas de los primeros. También se mostraba una distribución poco uniforme, con regiones poco craterizadas, como el polo norte, y otras con una sobreabundancia de impactos, como la región de Xanadú (se trata de una región del ecuador que destaca por su alto albedo, o fracción de luz reflejada).

Esta escasez de cráteres, que contrasta con otros satélites compañeros como Rhea, en cuya superficie se observan cientos de huellas de impacto, es típica de superficies jóvenes y geológicamente activas.
En nuestro planeta una serie de fenómenos (tectónica de placas, erupción de volcanes, formación de glaciares y ríos…) han transformado la superficie a lo largo de miles de millones de años, y puede que en Titán operen procesos similares, aunque desentrañar cuáles no resulta sencillo. Las imágenes de Cassini han desvelado las líneas de cauces de ríos pero, según un análisis publicado en 2012, la actividad fluvial en Titán apenas produce erosión del terreno, de modo que no debe de ser un factor predominante en transformación de la superficie. Otro de los posibles orígenes del rejuvenecimiento de la superficie son los criovolcanes, o volcanes que expulsarían agua, amoníaco o metano en lugar de roca fundida. Sin embargo, aún no disponemos de candidatos que puedan ser interpretados como criovolcanes sin lugar a dudas -aunque se conoce una cadena de tres montañas denominada Sotra Patera que parece el candidato más prometedor-. De igual modo, en 2006 se detectó lo que podría interpretarse como una cordillera montañosa de unos ciento cincuenta kilómetros de largo que constituiría un posible indicio de actividad tectónica en Titán, pero de nuevo los datos no resultan inequívocos.

Ilustración de Jeffrey Moore sobre cómo la erosión por líquido puede producir que un cráter termine pareciendo un cono volcánico.

De hecho, a este respecto existen opiniones encontradas y resulta muy revelador un debate (http://vimeo.com/40176481) en el que Ralph Lorenz (Applied Physics Laboratory) y Jeffrey Moore (Ames Research Center) ofrecían argumentos a favor y en contra de algún tipo de actividad interna en Titán. En tanto que el primero defendía que Titán estaba geológicamente vivo a través de indicios de actividad volcánica y tectónica, Jeffrey Moore aseguraba que la actividad en el satélite se limitaba a factores por encima de su superficie, como procesos producidos por líquido (lluvia y ríos), viento (transporte de aerosoles) e impactos de meteorito.

Moore mostraba que la erosión por líquido puede producir que un cráter termine pareciendo un cono volcánico y contraponía, a la versión de un Titán con calor y actividad interna, lo que anunció como la “hipótesis Tritón-Titán-Marte”. Según sus palabras, en el pasado de Titán (quizá hasta hace unos mil millones de años), el metano y nitrógeno que hoy forman la atmósfera se hallaban congelados en la superficie (en una analogía a lo que ocurre en Tritón, la mayor luna de Neptuno, cuyos volátiles se hallan atrapados en el hielo superficial). Un aumento de brillo del Sol o un episodio de bombardeo de meteoritos pudieron producir calor suficiente para sublimar el metano y nitrógeno y formar la atmósfera, que en un principio contenía mucho más metano.

Sin reabastecimiento de metano, este componente terminaría por agotarse en unos mil millones de años al descomponerse en otros elementos (hidrocarburos más pesados), que entre otras cosas forman las partículas que componen las dunas que se observan en el ecuador. El metano se agotará y la presión atmosférica descenderá, de manera que las condiciones finales se asemejarán a las de Marte hoy día.
Así, y aunque la misión Cassini nos ha aportado información esencial para profundizar en el conocimiento de Titán, aún faltan evidencias rotundas sobre algunos aspectos de este mundo anaranjado.

Un satélite con lluvia y lagos de metano

Con una densa atmósfera y un ciclo de metano similar al hidrológico terrestre (con nubes, lluvia y líquido en superficie) caracterizado por una bajísima temperatura -179 grados bajo cero en superficie-, se cree que Titán presenta unas condiciones similares a las que pudo tener la Tierra primigenia antes de la aparición de la vida.
Sin embargo, existe un problema con el metano, elemento central de ese ciclo, que podría resumirse de la siguiente manera: debido a la radiación solar, el metano sufre un proceso de fotodisociación en la atmósfera que lo convierte en etano; el metano y etano forman nubes, que precipitan sobre la superficie y rellenan los lagos y forman los ríos; moléculas más complejas se forman también en la alta atmósfera, que descienden y forman la neblina que cubre todo el satélite y que terminan por originar los aerosoles que forman las dunas ecuatoriales.

Así, y de forma aún más resumida, el metano se gasta: se calcula que en un máximo de cien millones de años la radiación solar debería haber convertido el metano en hidrocarburos más complejos, de modo que debe de haber un mecanismo que reabastezca ese compuesto (a no ser que se trate, como sugieren algunos investigadores, de un elemento “pasajero”, liberado en grandes cantidades en el pasado y que terminará por agotarse).

Aunque algunos han propuesto la existencia de posibles organismos que produzcan metano (en la Tierra, entre el 90 y 95% del metano es de origen biológico), la opinión más generalizada apunta a procesos geológicos para la reposición del metano, entre los que destacan la aún no confirmada actividad volcánica, la evaporación de los lagos (aunque los estudios más recientes afirman que no resulta suficiente para equilibrar el ciclo) y, finalmente, la existencia de un océano interno que libere lentamente el metano almacenado.
Esta última opción se apoya sobre diversas evidencias indirectas.

El año pasado, por ejemplo, se difundía un estudio del campo gravitatorio de Titán: la órbita de dieciséis días del satélite en torno a Saturno es elíptica, de modo que la distancia entre ambos cuerpos varía entre 1,19 y 1,26 millones de kilómetros; por ello, Titán sufre oscilaciones producidas por el tirón gravitatorio del planeta. En este caso, los cálculos apuntaban a mareas sólidas de más de diez metros de altura y los investigadores calculaban que, si el interior de Titán fuera sólido, las mareas no deberían superar el metro de altura. Según ellos, la explicación que mejor se adapta a los datos es la existencia de un océano subterráneo, pero no se trata de una conclusión irrefutable, de modo que el ciclo “metanológico” de Titán aún sigue sin mostrar todas sus piezas.

DIONE

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Dione fue descubierto en 1684 por Giovanni Cassini. Los astrónomos de la época adoptaron la convención de nombrar a los satélites con números romanos, y Dione también se conoce como Saturno IV. Los nombres mitológicos de los satélites de Saturno fueron propuestos por John Herschel (hijo de William Herschel, descubridor de Mimas y Encélado) en su estudio publicado en 1847, Results of Astronomical Observations made at the Cape of Good Hope, donde sugirió los nombres de los Titanes, hermanos y hermanas de Cronos.

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Dione (abajo a la izquierda) en comparación con la Luna (arriba a la izquierda) y la Tierra (derecha).

Características físicas

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Imagen de Dione y Saturno

Dione está compuesto principalmente de agua congelada. Sin embargo, dado que Dione es la luna más densa de Saturno (aparte de Titán, cuya densidad es mayor por compresión gravitacional), seguramente debe tener materiales más densos en su interior, como por ejemplo rocas de silicio.

Aunque un poco más pequeña, Dione es una luna muy similar a Rea. Las dos tienen composiciones y características de albedo similares, y las dos exhiben asimetrías en sus hemisferios de adelante y atrás. El hemisferio delantero de Dione está muy craterizado y es uniformemente brillante. Su hemisferio trasero contiene una red de líneas brillantes aunque no muy bien definidas sobre un mar de fondo oscuro. Gracias a las imágenes de mayor resolución de la sonda Cassini, ahora se sabe que estas líneas en realidad son grandes acantilados de hielo.

Los científicos reconocen los siguientes tipos de características geológicas en la superficie de Dione:

Chasmata

Lineae (Acantilados de Hielo)

Cráteres

Lineae

Imagen de Dione obtenida por la sonda Cassini en 2004. A baja resolución, los acantilados de hielo aparecen como líneas difusas.
Imagen de Dione obtenida por la sonda Cassini en 2004. A baja resolución, los acantilados de hielo aparecen como líneas difusas.

Antes del encuentro cercano de Cassini a Dione, el 13 de diciembre de 2004, no se entendía el origen de las líneas difusas (detectadas a baja resolución por la sonda Voyager a principios de la década de los ’80). Lo único que se sabía era que estas líneas eran finas y tenían un alto albedo. Una hipótesis era que poco después de su formación Dione estuvo activa geológicamente y algún proceso de tipo volcánico modificó su superficie en ese entonces, con rayas o líneas formándose a partir de erupciones donde existían rajaduras, y material helado cayendo cerca en forma de nieve o cenizas. Sin embargo, las imágenes de alta resolución de Cassini han demostrado que esta hipótesis es incorrecta y que estas líneas difusas no son depósitos de hielo, sino que son fallas o acantilados de hielo brillante, creadas por fracturas de tipo tectónico. Estas enormes fracturas se encuentran en el hemisferio trasero de Dione. Cassini tomó imágenes muy detalladas desde unos 500 km el 11 de octubre de 2005. Algunas de estas fotos fueron tomadas desde orientaciones propicias, con lo que se pudo demostrar que dichos acantilados tenían varios cientos de metros de altura.

Cráteres

La superficie helada de Dione incluye regiones de alta y moderada craterización; llanos ligeramente craterizados; y áreas de fracturas tectónicas. Las regiones altamente craterizadas tienen numerosos cráteres mayores de 100 kilómetros de diámetro. El área de los llanos tiene cráteres menores de 30 kilómetros de diámetro. Una fracción alta del área altamente craterizada está situada en el hemisferio de atrás. Esto es lo opuesto de lo que esperaron algunos científicos; E. Shoemaker y Wolfe en 1982 propusieron un modelo de craterización para un satélite frenado por las mareas, donde los cometas eclípticos caerían más seguido en el hemisferio de adelante que el de atrás. Esto sugiere que durante el período del bombardeo pesado, Dione estaba en una orientación opuesta a la de hoy. Dado que Dione es relativamente pequeña, un impacto capaz de causar un cráter de 35 kilómetros o más habría podido reorientar el satélite. Puesto que hay muchos cráteres mayores de 35 kilómetros, Dione se habría podido reorientar en varias ocasiones durante el periodo de bombardeo pesado temprano (“Late Heavy Bombardment”). El patrón de craterización desde entonces y del albedo brillante del lado principal sugiere que Dione ha permanecido en su orientación actual por varios miles de millones años. Al igual que Callisto, los cráteres de Dione carecen de las alturas características del relieve de la Luna y Mercurio; esto es probablemente debido a la deformación de la débil corteza de Dione a través de escalas de tiempo geológico.

Recientemente se ha descubierto gracias a la misión Cassini-Huygens que tanto Tethys (Luna) como Dione están expulsando chorros de partículas al espacio, lo cual indica cierta actividad geológica presente.

Satélites troyanos

Al igual que Tetis, Dione posee dos satélites troyanos/co-orbitales: Helena y Pollux, los cuales orbitan Saturno en los puntos Lagrangianos L4 y L5 de Dione. Póllux es interesante en el sentido que fue recientemente descubierto (2004) por la sonda Cassini, mientras que la existencia de Helena se conocía desde 1980.

TETIS

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¿Cómo se formó la extraña superficie de Tetis (Tethys)? Para responder esta pregunta, en 2005 la NASA decidió hacer pasar la sonda robótica Cassini muy cerca de esta enigmática luna congelada de Saturno. La imagen mostrada arriba (clic en la imagen para ampliarla a 900 x 800 píxeles o verla aún más grande) es una de las fotografías de más alta resolución obtenidas de una cara completa de Tetis durante este sobrevuelo. Se piensa que el color blanco que domina la superficie de la luna se debe probablemente a partículas de hielo fresco que caen continuamente sobre la luna desde el tenue anillo E de Saturno pero cuyo origen se encuentra en las fuentes de hielo de Encélado, otra luna de Saturno.

Sin embargo, no está muy claro el origen de algunos cráteres visibles en la superficie de Tetis. Un examen meticuloso de esta imagen del Polo Sur de Tetis pone de manifiesto una imponente falla que recorre la luna en diagonal a partir del centro y hacia el limbo inferior izquierdo. Se trata de Ithaca Chasma. La hipótesis principal para explicar la formación de este gran cañón sostiene que el congelamiento de los océanos internos de Tetis es la causa del gigantesco agrietamiento de toda la superficie de la luna. Esto supone que Tetis en algún momento de su pasado contuvo grandes océanos subterráneos, posiblemente similares a aquellos que se supone que hoy existen bajo la superficie congelada de Encélado. ¿Podría haber vestigios congelados de una antigua forma de vida en las profundidades de Tetis?

ENCÉLADO

Encélado, una de las numerosas lunas de Saturno de apenas 500 kilómetros de diámetro, cuenta con un mar bajo su cáscara de hielo. Un océano de agua de ocho kilómetros de profundidad que se aposenta sobre una superficie rocosa, un escenario inédito que proporciona unas condiciones únicas en el Sistema Solar para que se dieran las reacciones químicas necesarias para obtener la chispa de la vida. Las mediciones proporcionadas por la sonda Cassini en tres vuelos junto a Encélado confirman que este satélite merece más atención por parte de los planetólogos.

La existencia del mencionado océano se venía deduciendo desde que en 2005 Cassini fotografiara unos sorprendentes géiseres liberando vapor en el polo sur de este satélite. La espectacular fotografía y las mediciones posteriores indicaban que debajo de la gruesa capa de hielo podía haber una bolsa de agua líquida. Más tarde, el análisis de los materiales liberados en sus géiseres, que contenían compuestos salados y orgánicos de carbono, proporcionó nuevos indicios. Ahora, la existencia de ese mar queda ratificada por estas nuevas mediciones gravitacionales de Cassini, publicadas en el último número de Science. Con un extra importantísimo: el agua está en contacto con la superficie rocosa del planeta —no con hielo, como en otros lugares— lo que puede dar mucho juego a la química.

Esta luna superaría ahora en interés a otras tan atractivas como Europa y Titán.

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Los géiseres de Encélado, fotografiados por Cassini en plena actividad. / NASA

El hallazgo se consigue cruzando datos muy sofisticados sobre la atracción que la gravedad de Encélado provoca en Cassini al sobrevolar este satélite. “Estos sobrevuelos gravitacionales se produjeron entre abril de 2010 y mayo de 2012. Dos de ellos en el hemisferio sur, mientras que el otro alcanzó latitudes más al norte. Los tres encuentros, todos a bajas altitudes, fueron diseñados con el fin de detectar la asimetría de la gravedad entre los hemisferios del satélite”, detalla para Materia Marzia Parisi, responsable del análisis de los datos de Cassini para este hallazgo.

El sistema es tan sensible que es capaz de detectar que, bajo una gruesa capa de entre 30 y 40 kilómetros de profundidad, se encuentra un océano que cubre el polo sur del satélite, sobre una superficie similar a la que cubre Andalucía. No sólo eso: en estos paseos a menos de 100 kilómetros de esta luna se pudo calcular que ese mar está asentado sobre la superficie rocosa de Encélado. “Los sobrevuelos perciben una perturbación gravitacional que no se corresponde con lo que sería un cuerpo de roca y hielo, hay algo más pesado que no se explica por la topografía, como serían unas montañas”, explica la planetóloga Luisa Lara, del Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC). “Es un análisis muy fino y muy firme para ser tan preciso”, recalca.

“La gran depresión observada en el polo sur, en comparación con la densidad del hielo, sólo puede explicarse por la presencia de una capa más densa debajo de la superficie de hielo, un mar en las profundidades”, confirma a esta redacción el autor principal del estudio, el italiano Luciano Iess, de la Universidad de la Sapienza de Roma. A la confirmación de lo que ya se sabía, la existencia de agua, se suma un dato que se podía suponer y que es crucial: el contacto con roca.

Recreación del interior de Encélado según el hallazgo proporcionado por Cassini. / NASA
Recreación del interior de Encélado según el hallazgo proporcionado por Cassini. / NASA

“La interacción entre los silicatos de la roca y el agua podría generar reacciones químicas, algo que no sucedería si el agua estuviera en contacto tan sólo con el hielo. Y las reacciones químicas son cruciales para que surja la vida”, aventura Iess, en referencia a otros cuerpos como Europa, la luna de Júpiter, pero cuyos mares bailan en el hielo, aunque también dispara gigantescos géiseres hacia el exterior.

“La presencia de agua en estado líquido siempre sugiere la habitabilidad del cuerpo en cuestión”, continúa el investigador. ”Aunque la gran distancia del Sol hace del sistema de Saturno un ambiente muy duro para que surja la vida, debemos tener en cuenta que hay organismos muy simples que pueblan las regiones polares de la Tierra y que son conocidos por sobrevivir en condiciones comparables a las de Encélado, donde la temperatura de la superficie de -180° “, señala Iess.

Un ejemplo de lo que explica este planetólogo son las investigaciones que equipos de varios países están realizando en lagos subglaciales de la Antártida, bajo kilómetros de hielo, en los que estarían hallando nuevas formas de vida extremófilas capaces de resistir y progresar en condiciones tan duras. De ahí que, si es posible en la Tierra, algunos astrobiólogos deduzcan que también puede ocurrir en otros mundos helados como Encélado o Europa.

El chispazo de la vida

No obstante, en la ecuación para la vida falta una fuente de energía para que prendiera el chispazo. “Esta luna de Saturno es tan pequeña que la presencia de una fuente de energía interna capaz de fundir el hielo es muy poco probable. El calentamiento inesperado de la región del polo sur del satélite debe venir de las mareas causadas por Saturno, flexionando, frotando y calentando el hielo”, apunta Iess. Las observaciones de Cassini han permitido comprobar que estas mareas multiplican la fuerza de los géiseres y generan una energía térmica excepcional en la región polar de Encélado.

Juego visual que sirve para ilustrar el tamaño de Encélado frente a dimensiones de la Tierra. / NASA
Juego visual que sirve para ilustrar el tamaño de Encélado frente a dimensiones de la Tierra. / NASA

“Estos dos factores, agua y calor, añadido al hecho de que hay sales y compuestos orgánicos en la composición de los géiseres y en las fracturas del hielo por las que los chorros salen, constituyen de hecho una condición potencialmente favorable para la aparición de la vida”, insiste Iess. El investigador italiano no está sólo en su deducción: esta misma semana, la revista Astrobiology publica un artículo del reconocido experto Chris McKay, especialista en ciencias planetarias de la NASA, en el que apuesta por Encélado como el candidato número uno en el que volcar los esfuerzos para estudiar las condiciones para la vida.

Consultado por Materia a partir de su artículo y el publicado en Science, McKay se reafirma en su percepción: “Es otra evidencia independiente de la existencia de un importante cuerpo de agua líquida bajo la superficie de Encélado. Tanto el análisis químico como el de la gravedad indican que el agua está en contacto con la roca. Y esto importante porque el agua pura no es por sí habitable. Tiene que haber energía química, sales y otros componentes que pueden surgir del agua interactuando con la roca”.

“La presencia de agua, calor y compuestos orgánicos son condiciones favorables para la aparición de la vida”, explica Iess.

MIMAS

Mimas está compuesto principalmente por hielo de agua mezclado con rocas.
Al igual que todos los objetos del sistema solar, Mimas está cubierta de cráteres, pero lo primero que se advierte en Mimas es el cráter de impacto enorme 130 km de diámetro, que debe su nombre al descubridor de Mimas, Sir William Herschel.
Sus laderas están a unos 5 km de altura, con profundidades de una profundidad de 10 km y un pico central que se eleva de 6 km sobre el suelo del cráter. Estas características lo convierten en un ejemplo casi perfecto de cráter de impacto.
Un cráter en la Tierra se vería igual con al menos 4000 km de diámetro, un tamaño más grande que Canadá.
El impacto que produjo este cráter estuvo a punto de provocar la destrucción total de Mimas, ya que el objeto se divide en el lado opuesto al punto de impacto, probablemente debido a que la onda de choque se había propagado completamente a través del cuerpo. Calor de Mimas muestra que las temperaturas más altas están en el rango de -180 °C, mientras que las temperaturas más bajas se sitúan alrededor de -200 °C.

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Esta foto ha sido tomada por la nave Cassini de la NASA cuando voló Mimas a aproximadamente 9500 km (5,900 millas) de altitud, el 13 de febrero de 2010. El gran cráter Herschel, 130 km de diámetro, domina Mimas, llamando la atención en el objeto de 396 kilómetros de diámetro. El ojo de un cíclope parece mirar el espacio interestelar. La baja densidad de Mimas (1,17) indica que se trata fundamentalmente de hielo de agua y roca. El suelo del cráter Herschel está hecho de material fundido líquido que se solidifica, lo que probablemente explica la relativa falta de cráteres en el suelo de la cuenca del Herschel. Este fenómeno, objetos comunes sin atmósfera sobre el sistema solar,  se acentúa en el caso de Mimas debido al gran tamaño de Herschel en comparación con el tamaño del satélite. Crédito imagen: NASA.

Las lunas de Saturno, Mimas y Pandora, en su conjunto en esta foto de la sonda espacial Cassini, que muestran en qué se diferencian. Por supuesto Pandora es mucho más pequeño (104 × 81 × 64 km) que Mimas (415 × 393 × 381 kilómetros), y la luna no reunió suficiente material para obtener una forma esférica. Pandora se ha mantenido como pequeño satélite irregular y con muchos cráteres. Su baja densidad y alto albedo sugieren que Pandora es un planeta helado muy poroso. Pandora actúa como un satélite pastor exterior del anillo F de Saturno.

Mimas y Pandora se toman juntos en luz azul con la cámara de ángulo estrecho de la sonda Cassini 14 mayo de 2013. Crédito imagen: NASA / JPL-Caltech / Space Science Institute.
La imagen de Mimas y Pandora se obtiene en luz azul con la cámara de ángulo estrecho de la sonda Cassini 14 mayo de 2013. Crédito imagen: NASA / JPL-Caltech / Space Science Institute.

Fuentes: http://www.revista.iaa.es; http://www.wikipedia.com; http://esmateria.com; http://www.astronoo.com

 

http://videobb.com/e/PLkQUDwJZy71

Los planetas: vida

Desde que se descubrió que la Tierra no era el centro del Universo, nos hemos preguntado la siguiente pregunta: ¿Estamos solos?. ¿Podría el germen de la vida haber plantado semillas en otro planeta de nuestro sistema solar? Finalmente, en 1976 mandamos una misión para probar si había vida en Marte. La respuesta fue un sonoro “no”. Pero la idea de que hay vida más allá de la Tierra no está muerta y no debe estarlo. Tras continuar intentando descubrir la diversidad de vida sobre la Tierra, estuvimos forzados a parar y maravillarnos de cómo es la vida de tenaz. Tras seguir en nuestro empeño con las exploraciones robóticas de otros mundos, nos sorprendimos al descubrir otros lugares donde las condiciones de vida parecen adaptarse a las nuestras. Tras luchar por descubrir el pasado de nuestros planetas vecinos, empezamos a preguntarnos si la vida alguna vez había existido allí. 

A estas alturas no revelo nada nuevo si digo que el descubrimiento de Gliese 581 g ha causado una conmoción en el mundo de la astronomía. No en vano, se trata del primer planeta con una masa muy similar la terrestre descubierto en la zona habitable de su estrella. Un acontecimiento de una gran importancia, sin duda. Hasta el 29 de septiembre de 2010 suponíamos que existían planetas de este tipo. A partir de ese día lo sabemos con seguridad.

Se trata del primer exoplaneta potencialmente habitable conocido por la Humanidad. Poco importa que Gliese 581 g termine siendo en realidad un infierno como Venus o un desierto congelado como Marte. Si lo pensamos detenidamente, la verdad es que sería mucha casualidad que precisamente el primer mundo rocoso que descubrimos orbitando en la zona habitable de su astro sea un vergel cubierto de océanos y bosques. Pero aunque las condiciones de Gliese 581 g resulten ser finalmente incompatibles con la vida, lo importante es que ahora muchos han tomado conciencia de que cada vez está más cerca el día que descubramos una Exotierra. Gliese 581 g nos recuerda las maravillas que nos ofrece la ciencia y la astronomía: literalmente, miles de mundos por descubrir nos aguardan ahí fuera.

Gliese 581 g, la prensa y los alienígenas con láseres

Desgraciadamente, la bola de nieve formada por noticias exageradas o directamente falsas sobre el planeta no ha hecho más que aumentar, si bien es cierto que la desinformación en este tema no es responsabilidad exclusiva de los medios. Steven Vogt, el jefe del equipo descubridor de Gliese 581 g, cometió el error de decir durante una rueda de prensa que “personalmente estaba convencido de que la probabilidad de existencia de vida en el planeta era del 100%”. El veterano astrónomo “cazaplanetas” Paul Butler, que también participó en el evento, casi da un salto en su silla al escuchar las atrevidas palabras de Vogt. Inmediatamente, todos los medios se hicieron eco de la declaración de Vogt. Eso sí, eliminando el “personalmente” (personal feelings) y casi dando por confirmada la presencia de vida en el exoplaneta.

Por si esto fuera poco, en los últimos días hemos asistido a la difusión de un bulo (o hoax, que queda más fino) relativo a este mundo. Según algunos medios -por lo que he podido ver, la mayoría de ellos españoles-, se habría detectado un pulso láser proveniente de Gliese 581. Varias noticias apuntaban incluso a que el origen de la señal era un planeta concreto del sistema (581c, 581e ó 581g según las versiones), como si pudiera ser posible resolver el origen del haz láser con tanta precisión. En cualquier caso, teniendo en cuenta que hay muy pocos procesos naturales que generen luz láser (aunquehaberlos, haylos y sí que hay muchos que generan radiación máser), estaríamos ante un suceso más que revolucionario. Desgraciadamente, esta noticia es falsa.

Veamos los hechos: el astrónomo Ragbir Bhathal, un astrofísico de la Universidad de Western Sydney que trabaja en proyectos de SETI óptico, presuntamente observó en diciembre de 2008 un pulso láser en el cielo. Nada más. En ningún momento se afirmó que dicho pulso proviniese de la estrella Gliese 581. Es más, en la noticia no se mencionaba región celeste alguna. Probablemente se trató de una señal única y aislada que bien pudo deberse a simple ruido instrumental. Pero lo cierto es que todavía persiste cierto aura de misterio alrededor de la veracidad del suceso. A día de hoy no he podido ver ninguna confirmación oficial de la detección de la señal más allá de la fuente original de la noticia, un artículo aparecido en The Australian el 9 de mayo de 2009. En SETI.org no podemos encontrar nada al respecto y ni siquiera la página oficial del SETI en Australia menciona este suceso. Por lo que a mí respecta, la señal láser de Bhathal es irrelevante. Dejo a los lectores más interesados la tarea de averiguar qué hay de cierto en todo este asunto, que yo no tengo madera de periodista investigador. Lo importante es entender que, aunque el pulso láser fuese auténtico, no guarda relación alguna con Gliese 581 ni con sus planetas.

(Actualización: el propio Bhathal confirma la recepción de la señal láser, pero no ha podido asegurar todavía que su origen no sea humano y niega rotundamente que proviniese de Gliese 581. Por lo visto, la zona del cielo donde se originó la señal estaría situada en la constelación de Tucán.)

La detección de exoplanetas

Empecemos por aclarar dos cosas. Lo primero es que estos días se ha repetido hasta la saciedad que Gliese 581 g es el primer mundo conocido situado en la zona habitable de una estrella, pero esto no es cierto. Al menos, no exactamente. Ese honor le corresponde a HIP 57050, un exoplaneta de la masa de Saturno que orbita una enana roja de tipo espectral M4. Gliese 581 g (por cierto, debe pronunciarse “glise”, no “gliese” o “glis”) es la primera supertierra descubierta en la zona habitable (HZ), entendiendo por supertierra todo planeta con una masa entre 2 y 10 veces la terrestre

Lo segundo es que mucha gente piensa que los telescopios son capaces de ver los planetas extrasolares como pequeños puntos de luz junto a sus estrellas. No es este el caso. Gliese 581 g y sus cinco compañeros han sido detectados mediante el método de la velocidad radial, al igual que la mayoría de exoplanetas. Este método mide la velocidad de la estrella por efecto Doppler al girar alrededor del centro de masas del sistema.¿Quieres saber qué es lo que “vemos” realmente cuando observamos un exoplaneta con este método? Pues algo así:


Gráfica de la velocidad radial medida en Gl 581.

Nada de puntos de luz. Sólo una gráfica de los datos de velocidad de la estrella (velocidad radial) con respecto al tiempo, y con importantes barras de error. Eso es todo. De aquí hay que deducir las pistas que revelen la presencia de planetas a través de modelos informáticos, discriminando el ruido instrumental y otros errores. Además hay que distinguir las señales ocasionadas por compañeros no planetarios (enanas marrones o estrellas menos luminosas). El método de la velocidad radial sólo permite calcular lamasa mínima del planeta detectado y sus parámetros orbitales (semieje mayor, excentricidad, etc.). No es de extrañar por tanto que al estudiar un planeta con mejores instrumentos, estos parámetros, incluida la masa, puedan sufrir importantes variaciones. Si, por ejemplo, se descubren más planetas alrededor de Gliese 581, la masa y la órbita de Gliese 581 g podría ser en realidad ligeramente distinta a la publicada la semana pasada. Debemos tener mucho cuidado al suponer que conocemos los parámetros de los exoplanetas con gran precisión.


Comparativa del sistema de Gliese 581 con el Sistema Solar (NASA).


Otra comparativa entre los dos sistemas: en rojo, verde y azul, las órbitas de Mercurio, Venus y la Tierra respectivamente (Vogt et al.).


El sistema de Gl 581 en escala logarítmica (en Unidades Astronómicas) (fuente).


Las enanas rojas y la zona habitable

A largo plazo, la característica más significativa de Gliese 581 g resultará ser la estrella a la que orbita. Gliese 581 es una enana roja de tipo espectral M3 situada a 20,3 años luz en la constelación de Libra. Con una magnitud de 10,56, esta estrella se puede ver utilizando un telescopio de aficionado. Su masa es de sólo 0,31 veces la masa del Sol y su radio 0,38 veces el solar. Las enanas rojas son las estrellas más abundantes del Universo (el 75% del total), así como las más longevas (¡de 40 a 200 gigaaños!), dos propiedades fundamentales. Por un lado, esto implica que el número de planetas habitables alrededor de enanas rojas debe ser por fuerza mucho mayor que el existente alrededor de otros astros. Por otra parte, las enanas rojas tienen una vida tan larga que pueden proporcionar fácilmente la estabilidad necesaria para que surja la vida. Por cierto, que el término “políticamente correcto” para las enanas rojas es “estrella dM”.

Gliese 581 seguirá brillando cuando el Sol no sea más que una enana blanca y sus planetas interiores hayan desaparecido. Nuestra Galaxia debe estar repleta de cadáveres planetarios orbitando los restos de estrellas de mayor masa. Por contra, los mundos habitables primigenios que se formaron alrededor de las primeras enanas rojas siguen ahí, aunque sus condiciones de habitabilidad pueden haber cambiado drásticamente con el tiempo. Las estrellas de tipo espectral inferior a F0-F4 apenas duran dos mil millones de años, quizás muy poco tiempo para que aparezca vida compleja en un planeta situado a su alrededor. Por contra, las enanas rojas pueden mantenerse en la secuencia principal durante decenas de miles de millones de años.

 
Izquierda: abundancia de estrellas cercanas al Sol. La mayoría son enanas rojas tipo M. Derecha: evolución temporal de las estrellas según su tipo espectral. Las enanas rojas son las más longevas. 

Por estos motivos, el estudio de la habitabilidad en estos sistemas es de una gran importancia para la exobiología. Aunque Gliese 581 g no sea habitable, es un paso fundamental para estimar las posibilidades de que surja la vida alrededor de estas estrellas. Debemos tener en cuenta no obstante que la zona de habitabilidad (HZ) es un concepto muy subjetivo. Habitualmente se define como la región alrededor de una estrella donde podría existir agua líquida en la superficie de un planeta rocoso. El problema es que el agua en estado líquido sólo puede existir en una superficie planetaria bajo una atmósfera, ya que el vacío sólo permite la existencia de hielo y vapor de agua. Y es aquí cuando nos enfrentamos con el primer problema, porque debemos tener en cuenta los parámetros atmosféricos del planeta para saber si existe agua o no.

Por supuesto, puede argumentarse que este concepto de habitabilidad es muy restrictivo: podría haber vida en las regiones exteriores de los sistemas estelares -incluido el nuestro- que haga uso de metano líquido o una solución de amoníaco y agua como disolvente genérico. También puede existir agua en estado líquido si sustituimos la presión de una atmósfera por una corteza de roca o hielo, como es el caso de Europa. En esta luna de Júpiter podría existir un océano de agua bajo la corteza superficial de hielo. De hecho, en nuestro Sistema Solar, Europa -y en menor medida Encélado- son claros ejemplos de cuerpos potencialmente habitables que se encuentran a una gran distancia de la HZ del Sol. Pero la ciencia nos obliga a ser conservadores en este caso. La Tierra es el único planeta habitable -y habitado- que conocemos y debemos limitarnos a las evidencias que tenemos a nuestra disposición.

Evidentemente, parámetros tales como el periodo de rotación, composición y presión atmosférica, actividad volcánica o la inclinación del eje podrían convertir un planeta potencialmente habitable en un páramo infernal. Por eso la determinación de la HZ es tan complicada. En el caso del Sol, se considera que la HZ está comprendida entre 0,95 y 1,37 UA (unidades astronómicas) para un mundo como la Tierra. Sin embargo, si tenemos en cuenta mecanismos reguladores como el ciclo del carbono, es posible aumentar el rango de distancias de la HZ hasta 0,9-1,5 UA o más. Como veremos, la HZ en las enanas rojas está muchísimo más cerca de la estrella.


Algunos sistemas estelares que orbitan estrellas más pequeñas que el Sol o muy similares (fuente).

La habitabilidad de Gliese 581 g

Con una masa comprendida entre 3,1 y 4,3 masas terrestres, Gliese 581 g no es un planeta de “tipo terrestre” de acuerdo con la mayoría de convenciones, incluida la usada por la misión Kepler de la NASA. Según la definición más habitual, se considera un planeta de tipo terrestre todo aquel situado en la HZ y con una masa de 0,5-2 veces la terrestre (o con un radio igual a 0,8-1,3 el de la Tierra). En cambio, Gl 581g es una supertierra que presenta varios desafíos de cara a la aparición y presencia de vida. Estos problemas los podemos resumir en los siguientes puntos:

1- Acoplamiento de marea (tidal locking): la luminosidad de las enanas rojas es tan débil (0,08%-6% de la solar) que la zona habitable de estas estrellas se encuentra muy en el interior de los exosistemas, entre 0,1 y 0,2 UA, es decir, 15-30 millones de kilómetros. Estas distancias se traducen en periodos de traslación -es decir, “años”- de sólo 20-50 días. Por comparación, la órbita de Mercurio en nuestro Sistema Solar está situada a 46-70 millones de kilómetros. Además, la HZ no sólo se encuentra a corta distancia de la estrella, sino que su “grosor” es mucho menor que en estrellas más masivas, disminuyendo las probabilidades de encontrar un planeta justo en esa zona. El resultado principal de esta cercanía es que los planetas situados en la HZ de las enanas rojas seguramente se vean obligados a mostrar continuamente el mismo hemisferio hacia su estrella por efecto de las fuerzas de marea. Es lo que se conoce acoplamiento de marea, tidal locking en inglés, y es el causante de que no podamos ver la cara oculta de la Luna desde la superficie terrestre.

El tidal locking es una resonancia de tipo 1:1, es decir, por cada rotación del planeta, éste da una vuelta -un “año”- alrededor de la estrella, lo que también se conoce comospin-orbit resonance o resonancia rotación-órbita. Pero lo que a veces se suele obviar en el estudio sobre la habitabilidad de estos planetas es que existen otras alternativas. Por ejemplo, Mercurio se encuentra en una resonancia 3:2, lo que implica que gira tres veces sobre sí mismo mientras da dos vueltas alrededor del Sol. Aunque lo más probable sea que Gliese 581 g presente una resonancia 1:1, no debemos descartar tan rápidamente otras opciones, si bien es cierto que estas resonancias suelen darse en mundos cuyas órbitas presentan una excentricidad moderada, que no es el caso de Gl 581g.


La zona habitable de una estrella (banda gris) en función de su masa (tipo espectral). La línea discontinua marca el límite del tidal locking. Gl 581 g no aparece en el gráfico. 

El acoplamiento de marea es el causante de que durante mucho tiempo se haya considerado como inhóspitos a los mundos situados en la HZ de enanas rojas. Con un hemisferio sumido en la oscuridad perpetua, el otro lado estaría sometido a temperaturas extremas. Este enorme rango de temperaturas dificultarían la aparición de la vida en todo el planeta salvo en las zonas próximas al terminador (la frontera día-noche o “longitudes habitables”), aunque lo más grave es que la atmósfera empezaría a congelarse sobre el hemisferio oscuro. Al condensarse parte de la atmósfera, ésta disminuiría su densidad y, con el tiempo, desaparecería casi por completo.

Estudios más recientes han demostrado que esto no tiene por qué ser así. Bastaría una atmósfera de dióxido de carbono con una presión superior a 0,1 bar para poner en marcha mecanismos de transporte convectivo que evitarían la congelación total en el hemisferio oscuro. Con esta atmósfera o una más densa, la superficie del planeta capaz de albergar agua líquida sería más extensa, especialmente si tenemos en cuenta que podrían existir masas de agua líquida bajo los casquetes de hielo del lado oscuro. Si el eje de rotación de Gliese 581 g estuviese inclinado, la zona habitable del terminador sería aún mayor. Desgraciadamente, el tidal locking tiende a eliminar cualquier inclinación tras unos cuantos gigaaños. Las simulaciones demuestran que mundos del tamaño de la Tierra situados en la HZ de una enana roja con un océano global y una atmósfera de 1 bar podría mantener temperaturas tan altas como 240 K (-30º C) en su cara nocturna y apenas unos 300 K (30º C en la diurna). Por otro lado, los vientos podrían ser relativamente moderados, unos 5-10 m/s en el terminador. El patrón de circulación atmosférica preferente partiría del punto subsolar del lado diurno (donde encotramos la máxima temperatura) hacia el lado nocturno cruzando el ecuador. Desde el punto antisolar partirían las masas frías de aire hacia las regiones polares. Por supuesto, esto es un caso ideal, pero nos demuestra que las condiciones climáticas en un mundo de este tipo, aunque extremas, no tienen que ser necesariamente incompatibles con la vida terrestre.


Simulación numérica de los vientos que presentaría un mundo -del tamaño de la Tierra y un océano global- con acoplamiento de marea en la HZ de una enana roja. 

La temperatura de equilibrio de Gliese 81 g es de 228 K, pero desconocemos el albedo y el efecto invernadero de la hipotética atmósfera. Dependiendo de estos parámetros, la temperatura de equilibrio en la superficie podria ser mayor. Por ejemplo, la temperatura de equilibrio de la Tierra teniendo en cuenta su albedo es de sólo 255 K, pero el efecto invernadero sube este valor hasta los 281 K, por encima de la temperatura del punto triple del agua, aunque muy cerca de ella. Esto explica que en la Tierra podamos disfrutar de los tres estados del agua al mismo tiempo.

 
Una atmósfera un poco densa podría evitar la congelación de la atmósfera sobre el hemisferio nocturno de un planeta alrededor de Gliese 581. 


Fórmula para calcular la temperatura de equilibrio de un planeta. A es el albedo, L* la luminosidad de la estrella, d es la longitud del semieje mayor en UA y Tgh la temperatura debido al efecto invernadero.

2- Radiación y variabilidad: otro problema que presentan los mundos alrededor de enanas rojas es la radiación proveniente de la estrella. Pese a que las estrellas M emiten escasamente en las longitudes de onda de rayos X, la extrema cercanía de la zona habitable provoca que este factor no sea despreciable. Además, las enanas rojas presentan una mayor frecuencia de fulguraciones (flares) que podrían ser potencialmente letales para la vida. Cada fulguración puede multiplicar el flujo de rayos X y UV unas cien veces. No obstante, la presencia de una atmósfera reduciría drásticamente el flujo de rayos X en la superficie. Por otro lado, la emisión de rayos X disminuye al envejecer la estrella, por lo que no estaríamos ante un obstáculo muy serio para la vida en Gl 581g, cuya edad se cree que está comprendida entre 7 y 11 mil millones de años (aunque hay mucha incertidumbre en este dato). Más que la radiación en sí misma, un efecto más peligroso es la pérdida atmosférica por culpa de las partículas del viento estelar. Si Gl 581g presenta acoplamiento de marea, su periodo de rotación sería de 37 días, muy pequeño para que los mecanismos de dinamo tradicionales generen un campo magnético de consideración que proteja el planeta de las partículas del viento estelar.

Por último, otro factor que debemos tener en cuenta es la variabilidad de la luminosidad estelar. Aunque Gl 581 no parece ser variable a corto plazo, desconocemos su comportamiento en largas escalas de tiempo. Por ejemplo, el Sol presenta una variabilidad actual del 0,05% -prácticamente despreciable-, pero a largo plazo esta cifra puede llegar a ser del 0,2%. Además, las enanas rojas suelen desarrollar grandes manchas estelares que reducen la luminosidad de la estrella durante varios meses.

 
Actividad y luminosidad de varias enanas rojas en rayos X a lo largo del tiempo. 

3- Excentricidad orbital y estabilidad orbital: una órbita muy excéntrica crearía grandes diferencias de temperatura en el clima de Gl 581g. Por suerte, el nuevo planeta tiene una órbita casi circular, así que este no es un factor preocupante. La estabilidad orbital del sistema a largo plazo sí que sería determinante para la habitabilidad. Las simulaciones numéricas realizadas hasta la fecha parecen ser optimistas e indican que el sistema es estable. El problema es que por ahora no ha habido tiempo de realizar simulaciones con los seis planetas, incluyendo los dos descubiertos recientemente.

El futuro

Por lo que hemos comentado hasta ahora, está claro que Gliese 581 g podría ser habitable. ¿Cómo podríamos estar seguros? Para determinar claramente si un mundo posee vida en su superficie, hay que realizar estudios espectroscópicos. La presencia de ozono, oxígeno o vapor de agua se consideran indicios de habitabilidad y podrá ser detectada en los espectros atmosféricos de los exoplanetas. Varios telescopios actuales ya son capaces de analizar rudimentariamente la composición atmosférica de algunos planetas exrasolares. Pero para ello, el planeta tiene que poder ser detectado por el método del tránsito. Lamentablemente, no se ha detectado ningún tránsito en el sistema de Gliese 581, así que parece que la espectroscopía no se podrá emplear en este caso. El futuro telescopio espacial James Webb tampoco será capaz de estudiar el nuevo mundo, aunque sí podría observar otros exoplanetas similares alrededor de otras enanas rojas.

A 20 años luz de la Tierra sabemos que existe un mundo que podría tener agua líquida en su superficie. Su gravedad superficial no sería excesiva (1,1-1,7 g). El sol rojizo permanecería fijo respecto al horizonte, con un tamaño aparente no mucho mayor que el de nuestra estrella visto desde la Tierra. En el cielo podríamos distinguir también a simple vista el disco de algunos de los otros planetas del sistema, casi como si fuera un sistema solar en miniatura. En un futuro no muy lejano, puede que nuestros descendientes pisen su superficie, o la de un mundo muy similar. A 20 años luz hemos encontrado por primera vez un planeta potencialmente habitable.

Fuente: http://www.astroseti.orghttp://danielmarin.blogspot.com

Imagen (encabezado): NASA / Lynette Cook.

La llegada del hombre a la luna. Pocos saben que el aterrizaje fue una maniobra muy pelig

La llegada del hombre a la luna. Pocos saben que el aterrizaje fue una maniobra muy peligrosa, en la que corrieron el riesgo de destrozar la nave y por lo tanto, quedarse en la luna sin salida ni solución posible. Armstrong, demostrando una sangre de hielo, consiguió aterrizar cuando sólo quedaban dos segundos de combustible. Pero para sangre fría, lo de después: nada más llegar, a Armstrong se le ocurrió que lo mejor era que todos se echasen una siestecita. Luego, más despejados, podrían salir y explorar la luna. Esta idea causó un cabreo considerable entre los astronautas del centro de control, los demás no estaban precisamente con ánimo de echarse una cabezadita. Aunque al final cedieron y así se hizo. Sin comentarios.