Astrofotografía: Júpiter (III)

Jupiter III

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“En la imagen se aprecia un tránsito de la luna Europa. El pequeño disco negro es la sombra del satélite galileano sobre la turbulenta atmósfera joviana. La NASA anunció el 7 de febrero que el nombre de la sonda más esperada de la última década es, definitivamente, Europa Clipper. Será una sonda que se dedicará a estudiar en profundidad la que probablemente sea la luna de Júpiter más interesante desde el punto de vista astrobiológico, ya que en su interior se esconde con toda probabilidad un océano subterráneo bajo una capa de hielo”.

José Luis Castaño Azuela

Astrofotografía: Luna (VI)

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“El cráter Albategnius lleva el nombre latinizado de un astrónomo musulmán llamado Al-Battani. Es un impresionante recinto amurallado, de 130 Km de diámetro y con una altura de más de 4.000 metros en sus paredes situadas en el noreste (donde está la sombra en la imagen) En la otra punta se encuentra el cráter Klein”.

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“El cráter Langrenus mide 132 Km de diámetro y 4,5 Km de profundidad. En el fondo del cráter, compuesto por el material fundido del impacto original, destaca el conjunto de picos centrales que se elevan más de 2.000 m. Estos picos están formados por una roca llamada troctolita, una roca máfica formada por plagioclasa cálcica y olivino. Nada del otro mundo si no fuera porque es una roca que solamente se forma en las partes más profundas de la corteza y da idea de la violencia del impacto del meteorito que las hizo aflorar. Solamente hay seis cráteres con picos centrales ricos en troctolita: Copérnicus, Theophilus, Langrenus, Tsiolkovsky, Keeler y Crookes (los tres primeros ya los he fotografiado recientemente) Todos situados en la franja ecuatorial de la Luna”.

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“Tres son los cráteres principales en la fotografía: Cleómedes, de 126 Km de diámetro; Geminus, de 86 Km de diámetro; y Burckhardt, de 54 Km de diámetro. Como hay tanto cráter de menor tamaño alrededor de estos tres, se les ha puesto nombres tan originales como Cleómedes A, B, C, D, E… y así hasta la T. O bien Burckhardt A, B, C… hasta la F. Tan solo los cráteres de mayor importancia reciben nombres originales. Un ejemplo es el cráter de mayor tamaño que hay junto a Cleómedes (abajo a la derecha del mismo), que se llama Tralles. Y es que en la Luna hay más de 200 000 cráteres de más de 1 Km de diámetro e incontables de menor tamaño.”

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“El Mare Crisium o Mar de la Crisis es un mar lunar de 418 Km de diámetro. Su suelo interior es bastante plano y curiosamente presenta los denominados “cráteres fantasma”, que son cráteres enterrados en depósitos de otros materiales. Alguno se intuye en la imagen, a ver si lo veis y me indicáis dónde está. Los mares lunares, lejos de tener algo que ver con el concepto acuático de mar que tenemos aquí en La Tierra, son planicies extensas formadas principalmente por rocas basálticas que afloraron en erupciones provocadas por el impacto de algún meteorito. ¿Y por qué llamarlos mares entonces? Pues porque los primeros astrónomos, que miraban a la Luna sin telescopios ni nada, los denominaron así al confundirlos visualmente con mares de los de casa”.

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“Antes he mostrado una vista general del área donde se ubica el cráter Langrenus. Ahora podemos ver un primer plano del mismo. Se aprecia que las paredes del cráter no están estructuradas en terrazas más o menos regulares sino muy fragmentadas y desorganizadas. Otra curiosidad de este cráter es que es uno de los pocos sitios de la Luna donde se han observado fenómenos “extraños”. En 1992, desde el Observatorio de París pudieron observar lo que parecían brumas que cambiaban de forma con el tiempo. Nunca se llegó a averiguar a ciencia cierta qué eran esas brumas pero se planteó la posibilidad de que fueran emisiones gaseosas provenientes del fracturado fondo del cráter”.

la foto

“Para finalizar con las capturas del pasado día 2 de agosto, os dejo un mosaico de las imágenes tomadas con la parte más aprovechable de cada una y un ligero procesado”.

José Luis Castaño Azuela

Astrofotografía: Luna (V)

r_2015-07-23-2015_6-RGB-6_3 Montes Cáucasos mosaico

“La semana pasada obtuve esta imagen de los Montes Cáucasos. Si bien mi cámara no es la más idónea para fotografía lunar al no poder ponérsele filtros IR pass, en noches de buen seeing y utilizando el canal rojo solamente, se pueden obtener imágenes aceptables de nuestro satélite”.

Fernelius

“El cráter Stöfler es una gran cráter lunar, con 126 km de diámetro. Está literalmente acribillado por impactos de meteoritos, que han dejado el cráter Fernelius en el lado norte, los cráteres Miller y Naseddin por el oeste y el cráter Faraday en el oeste también, que se ha cargado la pared de Stöfler. Faraday además ha sido a su vez acribillado y presenta otros cráteres más pequeños en su interior. Mal sitio en la Luna para poner una casa. Espero que os guste”.

José Luis Castaño Azuela

Astrofotografía: Júpiter

“La próxima oposición de Júpiter es el 5 de febrero. Mientras llega hay que ir haciendo pruebas con el equipo para aprender a fotografiar al gigante del sistema solar. Os presento mi primera astrofotografía de Júpiter. Nunca antes le había tirado, así que seguramente sea una imagen muy mejorable próximamente a medida que vaya cogiendo práctica con la configuración del equipo. No se ve la Gran Mancha Roja porque estaba en la cara oculta durante el momento de la toma. No obstante podéis ver preciosos festones azulados, las bandas ecuatoriales, polares y algún óvalo no muy evidente… entre otras cosas”.

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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: 04:22 FPS: 53,00000 Longitud focal: 3000 CMI: 117,80 CMII: 18,00 CMIII: 256,50 Seeing: 3 Transparencia: 6

“A continuación os presento una toma con mayor campo de Júpiter. En ella podéis ver tres de las 4 lunas galileanas: Ganimedes, Ío y Europa. Se denominan galileanas porque fue Galileo quien las descubrió en 1610. La cuarta es Calisto, que queda fuera de encuadre”.

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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: 04:17 FPS: 26,00000 Longitud focal: 3000 CMI: 42,20 CMII: 303,00 CMIII: 180,60 Seeing: 3 Transparencia: 6

“Para terminar, os dejo una nueva imagen de Júpiter, sacada el día 3 de octubre como la anterior imagen pero algo después que esta. Por eso podréis apreciar, si las comparáis, que la rápida rotación del planeta ha cambiado de lugar los detalles que se observaban y que han aparecido otros por la izquierda de la imagen. También he incluido las proyecciones estereográficas desde el polo norte y desde el polo sur, para que podáis apreciar mejor algunos detalles de los cinturones que recorren el planeta. Y lo último es una proyección equirectangular que sirve estupendamente para localizar por sus coordenadas los diversos “sucesos” que pueblan al gigante y seguir su evolución. Espero que os guste”.

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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: 05:09 Tomas: 2516 FPS: 52,00000 Longitud focal: 3000 CMI: 73,30 CMII: 333,90 CMIII: 212,40 Seeing: 3 Transparencia: 7

José Luis Castaño Azuela

Júpiter es una gigante bola de gas, más grande incluso que todos los planetas del Sistema Solar. Gira a una gran velocidad y tiene el día más corto de todos los planetas, ya que completa un giro sobre su eje en menos de 10 horas. Brillando tenuemente a través del anillo de polvo de Júpiter, el Sol parece un simple faro, situado a 780 millones de kilómetros; tan distante, que el planeta tarda 12 años en completar una órbita a su alrededor. A su lado, nuestro planeta es minúsculo: se necesitarían 11 tierras para abarcar el diámetro de Júpiter y más de 130 para alcanzar su volumen. En lo que a cometas se refiere, Júpiter actúa como una aspiradora que, sin duda, contribuye a que en la Tierra estemos a salvo de impactos que en el pasado han moldeado nuestro planeta y provocado extinciones. Si un cometa, en su viaje desde las afueras del Sistema Solar, se aproxima demasiado, es capturado por la gravedad del gigante gaseoso. Sujeto a una fuerza cientos de veces superior a la que ejerce la Luna sobre la Tierra (y que provoca las mareas oceánicas), el cometa se fragmenta o simplemente se deshace.

Año 1977. De nuestro pequeño planeta azul parten hacia el Sistema Solar externo dos sondas gemelas; se trata de las misiones Voyager, cuyo primer objetivo es Júpiter. Dos años más tarde, la sonda obtiene una gran cantidad de impresionantes imágenes que colman nuestra visión. Es un planeta sin superficie ni estructuras sólidas, solo gas que gira en forma de enormes cinturones de nubes. Los cinturones fluyen en direcciones opuestas, torbellinos y tormentas recorren el planeta. La mayor es la gran mancha roja, una tormenta tres veces más grande que la Tierra, un violento anticiclón que lleva activo varios siglos. Ambas sondas obtienen imágenes de este fenómeno sin precedentes. Diez años más tarde, desde la órbita terrestre, el transbordador espacial lanza la nave Galileo. Después de su paso por Venus y su doble visita a la tierra, con el fin de obtener impulso gravitatorio, la nave llega a Júpiter tras seis años de viaje. En 1995 se libera una sonda que despliega un paracaídas para su descenso a las inmensidades gaseosas de Júpiter: las nubes son espesas y el viento sopla a 500 km/h impulsado por las extremas temperaturas del planeta. Júpiter genera mucho más calor del que recibe del Sol, lo que lo convierte en un infierno con un núcleo a más de 30 000 ºC. Al cabo de 40 minutos de descenso, la atmósfera es diez veces más densa que la de la Tierra; pasada una hora, la sonda se destruye aplastada por la presión.

Incluyo a continuación una serie de imágenes que se difundieron, 10 años después de que la Galileo se adentrara en Júpiter, para rememorar lo que habría sido un viaje suicida para cualquier ser humano.

La sonda Galileo en el espacio
La Galileo, ya en el espacio, se prepara para su viaje | NASA
El Polo Sur
Vista compuesta del Polo Sur | NASA
La Luna
La Luna y sus cráteres | NASA
La Luna y la Tierra
La Luna y Tierra juntas | NASA
Venus
Antes de lanzarse hacia Júpiter, la Galileo coge impulso en Venus | NASA
El asteroide Ida, en color
El asteroide Ida, en color | NASA
Calisto
Calisto en color | NASA
Océano bajo el hielo de Europa
Galileo aportó pruebas de que la hay un océano bajo el hielo de Europa | NASA
Manchas de Júpiter
Una de las grandes manchas rojas de Júpiter | NASA
Júpiter
La mancha de Júpiter | NASA
Impacto del cometa Shoemaker-Levy 9 con Júpiter | NASA
Impacto del cometa Shoemaker-Levy 9 con Júpiter | NASA
Reconstrucción del último viaje suicida de Galileo | NASA
Reconstrucción del último viaje suicida de Galileo | NASA

Júpiter está compuesto por un 90 % de hidrógeno y el resto principalmente de helio, un manto de niebla cubre la atmósfera. A continuación cristales de amoniaco, hidrosulfuro de amonio, cristales de agua y pequeñas gotas de agua y amoniaco. A más profundidad hidrógeno y helio, hidrógeno líquido, hidrógeno metálico líquido y un pequeño núcleo rocoso. Es este hidrógeno metálico líquido el que genera el campo magnético del planeta. La magnetosfera de Júpiter es, después del Sol, la mayor del Sistema Solar. Cuando el viento solar alcanza el planeta, las partículas eléctricas interactúan con la alta atmósfera originando halos alrededor de los polos, llamados auroras.

interior-jupiterDespués de lanzar su sonda a las nubes del gigantesco planeta, la sonda Galileo tiene mucho trabajo con las lunas de Júpiter. Comienza por Ío, una luna afectada por el tirón gravitacional de Júpiter y el de otra luna cercana. Los volcanes en erupción de Ío, fotografiados por primera vez por la Voyager, son el resultado de esta interacción gravitatoria. Es el cuerpo volcánicamente más activo del Sistema Solar, un mundo agitado por las erupciones; la lava modifica una y otra vez su superficie, las brumas volcánicas alimentan su sigilosa atmósfera.

La Voyager I tomó esta imagen de Io el 4 de Marzo de 1971. Pudo observarse una enorme erupción volcánica como un penacho brillante en el limbo, contra el fondo oscuro del espacio circundante. (NASA/JPL).
La Voyager I tomó esta imagen de Io el 4 de Marzo de 1971. Pudo observarse una enorme erupción volcánica como un penacho brillante en el limbo, contra el fondo oscuro del espacio circundante. (NASA/JPL).

En contraste, la luna Ganímedes es un lugar plácido a -150 ºC con una capa de hielo que la recubre de un espesor de 100 km. Es la luna más grande del Sistema Solar (con unos 5200 km de diámetro), mayor incluso que el planeta Mercurio. La Galileo detecta un débil campo magnético alrededor de Ganímedes, un indicio de la existencia de una estructura interna. Debajo de su corteza hay un manto fangoso y, a más profundidad, una capa de roca y hielo que rodea un núcleo de silicato. Esta luna es, junto con Europa, una de las candidatas a la búsqueda de vida en el Sistema Solar; se cree que puede esconder un océano bajo su superficie en el que podrían darse todo tipo de reacciones, incluida la que dio lugar a la vida.

Una cadena de cráteres en Ganímedes, probablemente causado en un evento de impacto
Una cadena de cráteres en Ganímedes, probablemente causada en un evento de impacto

Sin embargo, Europa es la luna más probable para la búsqueda de vida. Su superficie es lisa y quebradiza como una cáscara de huevo y se cree que debajo existe un inmenso océano, un posible medio para la existencia de vida, ya que el agua podría estar templada. La característica más llamativa de la superficie de Europa son una serie de vetas oscuras que se entrecruzan por toda la superficie de la luna. Estas vetas se asemejan a las grietas del hielo marino en la Tierra; un examen detallado muestra que las orillas de la corteza de Europa a cada lado de las grietas están desplazadas de su posición original. Las mayores franjas tienen unos 20 km de un lado a otro con difusas orillas externas, estriaciones regulares, y una franja central de material más claro, que se cree que se ha originado por una serie de erupciones volcánicas de agua o géiseres al abrirse la corteza y quedar expuestas las capas más cálidas del interior. El efecto es similar al observado en la Tierra en la cordillera dorsal oceánica o zona rift. Se cree que estas fracturas se han producido en parte por las fuerzas de marea ejercidas por Júpiter. Se piensa que la superficie de Europa se desplaza hasta 30 metros entre la marea alta y baja. Puesto que Europa está anclada por la marea (en marea muerta, como la Luna respecto a la Tierra) con Júpiter y siempre mantiene la misma orientación hacia el planeta, las fuerzas deben seguir un patrón distintivo y predecible. Solo las fracturas más recientes de Europa parecen ajustarse a este patrón predecible; otras fracturas parecen haber ocurrido en orientaciones cada vez más diferentes cuanto más antiguas son. Esto podría explicarse si la superficie de Europa hubiese rotado ligeramente más rápido que su interior, un efecto que es posible, ya que el océano desacopla la superficie de la luna de su manto rocoso y al efecto remolque de la gravedad de Júpiter sobre la corteza exterior de la luna. Comparaciones de las fotos del Voyager y de la sonda Galileo sugieren que la corteza de Europa rota como mucho una vez cada 10 milenios con relación a su interior.

Superficie de Europa; imagen de la sonda Galileo
Superficie de Europa; imagen de la sonda Galileo

Para poder descender a estas profundidades y buscar organismos tendremos que esperar un poco, pero sin duda Europa ofrece esperanza. Nos recuerda a los océanos congelados de la Tierra bajo los cuales la vida es abundante y, aunque existen muchos factores para la existencia de vida, existen razones de peso para considerarlo una opción seria y digna de nuevas exploraciones.

La nave Juno, actualmente viajando hacia Júpiter, será la primera nave que eche un vistazo por debajo de la densa cubierta de nubes del planeta para responder a cuestiones sobre el gigante gaseoso y sobre los orígenes de nuestro Sistema Solar. El objetivo principal de Juno es revelar la historia de la formación y evolución de Júpiter. Utilizando tecnologías ampliamente probadas de naves estabilizadas mediante giro colocadas en órbita polar, Juno observará la gravedad y el campo magnético de Júpiter, así como su dinámica atmosférica, composición y evolución. El 9 de octubre de 2013, Juno hizo una asistencia gravitacional con la Tierra, usando la gravedad del planeta para ganar velocidad y propulsarse hacia Júpiter. Su velocidad aumentó en aproximadamente 7,3 kilómetros por segundo, lo que hará posible la llegada al gigante gaseoso el 4 de julio de 2016.

Fuentes:

www.youtube.com/watch?v=Iv5jWHkI-UI

Wikipedia

www.astromia.com

http://www.cienciaxplora.com

www.nasa.gov

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.

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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.
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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