Astrofotografía: Saturno (VIII)

“Saturno hace unos días. Imagen obtenida con un seeing y una transparencia mediocres. Aún así se ve la tormenta de +63 (en el limbo oeste casi, hemisferio norte) y parte de la división de Encke.”

José Luis Castaño Azuela

Hoy tenemos nueva publicación gracias a las recientes capturas de Saturno que ha hecho mi hermano. La primera que mostramos es de hace unos días; mi hermano ha dedicado tiempo a equilibrar los colores reales del planeta con los detalles de la atmósfera. Resulta muy difícil conseguir una imagen de estas características, cualquiera que haya dedicado tiempo a la astrofotografía podrá apreciar que esto no es nada fácil.

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La captura representa, sin ninguna duda, una mejora de calidad sustancial respecto a la imagen anterior. Pero si de conseguir detalles se trata, nada como la que ha obtenido mi hermano ayer mismo y que mostramos a continuación.

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Esta imagen no representa los colores reales de Saturno pero es muy rica en detalles, tanto por las divisiones de los anillos como por las bandas atmosféricas. En astrofotografía, el resultado deseado no se limita a ver los objetos celestes tal cual son, como si de una fotografía convencional se tratara; a menudo es necesario modificar la imagen (ya sea con filtros, durante el procesamiento o mediante postedición) con el fin de poder observar ciertos detalles más claramente y obtener información. El contraste y los tonos de la imagen que mostramos nos ofrece una vista impresionante de cada una de las zonas del planeta.

“Mi último trabajo de Saturno es quizá el mejor hasta la fecha, ya que la resolución alcanzada ha permitido mostrar detalles que no había conseguido revelar aún.
La División de Encke, varias bandas atmosféricas e incluso un “white spot”, una tormenta en la latitud +25 del planeta.
Haber conseguido sacar una formación tormentosa en un planeta tan alejado como Saturno (14.060.000.000 Km) es todo un logro; hacerlo además el día de mi cumpleaños es todo un regalo.”

Saturno VIII 3

Mi enhorabuena a mi hermano por la evolución tan rápida y evidente que está consiguiendo. Esta progresión continuará, ya que con el equipo del que dispone podrá obtener imágenes mucho más nítidas y equilibradas a medida que mejore sus conocimientos.

Astrofotografía: Saturno (VII)

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En astrofotografía ocurre que no son solo los equipos, el seeing o la técnica de obtención de imagen los aspectos que tienen que mejorar; a veces lo que uno perfecciona con el tiempo es el procesado de la imagen. Por eso, comenzaré esta publicación con una imagen que ya publicamos el año pasado pero mejor procesada. Si comparamos esta con la anterior, las mejoras están claras: mucha más variedad de tonos, más limpieza en los detalles de los anillos y más nitidez en las bandas atmosféricas, especialmente si nos fijamos en las líneas que hay entre ellas. Este es un excelente ejemplo para recordar que no hay que olvidar las imágenes que dejamos guardadas en el baúl.

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Lo que vemos arriba son dos versiones de la misma imagen con zoom que, si bien muestran lo difícil que es capturar Saturno en detalle, también muestran los progresos de mi hermano. En la segunda imagen, después de un procesado final, vemos que los detalles de los píxeles quedan más escarpados, pero a cambio de eso obtenemos un contraste considerablemente mayor de una de las tormentas del planeta. Conseguir esto implica mucho esfuerzo pero, siendo mi hermano tan perseverante como es, sin duda nos volverá a sorprender en el futuro con imágenes mejoradas.

En palabras de mi hermano: “Saturno es un objetivo complicado esta oposición. Su baja altura respecto al horizonte dificulta obtener capturas en color de calidad aceptable ya que las longitudes de onda más cortas del espectro visible sufren mucha dispersión al tener que atravesar mucha atmósfera. El resultado son imágenes borrosas y con poco detalle.
No obstante, en el canal rojo, el canal del espectro visible que menos sufre los efectos de la atmósfera, se pueden obtener imágenes pasables. Como ésta en la que se aprecia claramente una tormenta próxima al polo norte del planeta (la imagen se muestra con el norte hacia abajo). Espero que os guste”.

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Para terminar con las imágenes de mi hermano de esta publicación, mostramos una imagen en movimiento. Como se indica en la imagen, se trata de una animación de 8 imágenes que personalmente encuentro fascinante. En astrofotografía, uno puede olvidar que el universo y sus objetos están llenos de vida y movimiento; sobre todo los que nos limitamos a ver el trabajo de otros, ya que quienes se dedican a capturar los planetas sin duda aprecian el movimiento y, de hecho, más les vale tenerlo en cuenta para conseguir buenos resultados.

Me gustaría cerrar este post con un breve vídeo (o al menos es breve para mi, que puedo pasarme horas viendo vídeos de astronomía) que nos enseña algunas curiosidades de Saturno y su sistema de lunas. Sin duda, este planeta seguirá sorprendiéndonos durante muchos años a medida que se avance en su conocimiento.

Astrofotografía: Saturno (VI)

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Telescopios u objetivos: Bresser Messier NT203/1000

Cámaras fotográficas o CCD: ZWO optical ASI 120MC

Monturas: Bresser Exos2 Goto

Programas: Firecapture, Registax, Autostakker 2, Fistwork, PIPP, Photoshop

Fecha: 13 de julio de 2015

Hora: 21:43

CMI: 27,0

CMIII: 220,3

Seeing: 6/10

Transparencia: 6/10

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“El problema de esta oposición es lo bajo que está el planeta, a poco menos de 30º, lo cual provoca una gran dispersión de la luz, sobre todo de los componentes de onda corta como los azules. En la segunda imagen desglosada por canales se puede apreciar claramente el efecto. Un buen y largo procesado puede paliar en cierta medida esta situación para mostrar imágenes medio decentes pero muy muy lejos del potencial del equipo utilizado. Habrá que esperar a oposiciones más favorables para ganar en detalle”.

José Luis Castaño Azuela

Esta es la sexta imagen de Saturno que ha obtenido mi hermano. En realidad hay más, pero es la sexta que publicamos aquí. La evolución en la calidad de las imágenes es evidente, solo hay que ver las anteriores fotos del planeta. Y todavía puede mejorar bastante con el equipo del que dispone. Mi enhorabuena a mi hermano por el trabajo y las horas invertidas, merecen mucho la pena.

Astrofotografía: Saturno (V)

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Datos técnicos de la imagen:

Fecha: 27 de julio de 2014

Hora: 23:38

Tomas: 1200

FPS: 20,00000

Longitud focal: 3000

CMI: 284,30

CMII: 31,60

CMIII: 28,70

Seeing: 5

Transparencia: 7

Lo que ha conseguido mi hermano en esta imagen es una proyección polar del norte de Saturno. La observación de los polos de los planetas tiene muchas aplicaciones en astronomía planetaria y también da lugar a muchas curiosidades y misterios; los polos de los planetas (la Tierra incluida) son lugares en los que se producen muchos fenómenos y que nos dan mucha información sobre el planeta en su conjunto. Con frecuencia son lugares inusuales y, aunque en algunos planetas las características de los polos son parecidas a las de la Tierra, se han observado muchos comportamientos únicos. Los polos son un terreno inexplorado en el caso de muchos planetas y, en estos casos, se utiliza lo que se sabe del cuerpo celeste en cuestión para elaborar teorías y suposiciones. Existe un concepto importante en la cuestión de los polos, que es la inclinación del eje rotacional con respecto a la eclíptica del planeta (el plano orbital sobre el que el planeta orbita al Sol en su “movimiento aparente” visto desde la Tierra). Los planetas con mucha inclinación muestran fenómenos estacionales más intensos que los planetas con poca inclinación. Un excelente ejemplo de estos fenómenos es el hexágono de Saturno: hace cuatro años incluí en este blog una pequeña publicación sobre este tema pero, dado que el tiempo no pasa en vano para la ciencia, conviene renovar los datos al respecto.

Un equipo de astrónomos del Grupo de Ciencias Planetarias de la Universidad del País Vasco (UPV/EHU), en colaboración con expertos de varios países, asegura haber despejado algunas de las dudas que rodean al hexágono de Saturno, uno de los mayores misterios para los científicos. Asimismo, sostienen que en el transcurso de sus investigaciones han descubierto el período de rotación del planeta de los anillos, el único planeta en el Sistema Solar cuyo tiempo de rotación seguía siendo desconocido hasta la actualidad.
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La inusual tormenta gigante fue descubierta a principios de los 80 por las sondas Voyager 1 y 2 de la NASA. Aunque las imágenes captadas entonces por las Voyager revelaron que las nubes se mueven rápidamente en el interior del hexágono en una corriente en chorro (flujo de aire rápido y estrecho en las atmósferas de planetas) y son arrastradas por los vientos que circulan a más de 400 kilómetros por hora, hasta la fecha los astrónomos no podían explicar por qué el hexágono se mantenía prácticamente estático, o al menos era lo que veían.

En este nuevo estudio, los investigadores del Grupo de Ciencias Planetarias han logrado demostrar que las variaciones estacionales no afectan en absoluto al hexágono, como se estimaba antes, ni a su corriente en chorro en el interior, concluyendo que ambos son parte de una extensa onda ubicada en la atmósfera del planeta.

Según las palabras de Agustín Sánchez-Lavega, autor principal de la reciente investigación, es probable que el movimiento ondulado de la corriente en chorro del hexágono se propague en sentido vertical, lo que revelaría aspectos ocultos de la atmósfera del planeta. “Por lo tanto, el movimiento del hexágono podría estar relacionado con las profundidades de Saturno y con el período de rotación de esta estructura que, como hemos podido comprobar, es de 10 horas, 39 minutos y 23 segundos”, subrayó.
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Por otro lado, los científicos vieron que mientras que la tormenta parece girar alrededor del polo, hay otros pequeños vórtices que giran en la dirección opuesta del hexágono. El mayor de estos vórtices alcanza un diámetro de unos 3.500 kilómetros, más del doble del mayor huracán registrado en la Tierra.

Saturno es un planeta de gas hidrógeno, diez veces mayor al tamaño de la Tierra, sin una superficie sólida y con una atmósfera con presiones similares a las registradas en las profundidades del océano.

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Fuente: http://www.actualidad.rt.com

Imágenes: NASA

Astrofotografía: Saturno (IV)

e2f1f9945ce7a6cc19d8ec118ba9517f.620x0_q100_watermark_watermark_opacity-10_watermark_position-6_watermark_text-Copyright hombrejotaCuando uno empieza en astrofotografía planetaria suele escuchar y leer que las mejores tomas se obtienen con luz roja (e incluso a veces aplicamos filtros IR-pass). A nada que uno sepa algo de física se cuestionará esto porque lo lógico es que las mejores resoluciones se obtengan con longitudes de onda más cortas como el verde o el azul. ¿Qué está pasando entonces para que sea tan evidente que lo mejor se obtiene en el canal rojo? Algo tan simple como el seeing, que afecta más a la luz azul que a la roja (precisamente por la longitud de onda más corta de aquella). En condiciones ideales, de seeing perfecto, sí sería mejor el canal azul, con el que obtendríamos imágenes más detalladas. Pero no suele ser el caso, sobre todo para el aficionado que no suele encontrarse en los mejores emplazamientos, que sale cuando puede, etc.
En mi imagen he separado los tres canales para que podáis apreciar la diferencia entre ellos, que es más que notable.
Además, en la imagen RRGB he integrado como luminancia el canal rojo. Al integrarlo así no se tiene en cuenta la información del canal de color sino la trama de la imagen. Cuando tenga un filtro IR-pass usaré sus tomas como luminancia pero hasta entonces me apañaré así. Espero que os guste.

José Luis Castaño Azuela

Datos técnicos de la imagen:

Fecha: 27 de julio de 2014

Hora: 20:38

Tomas: 1200

FPS: 20,00000

Longitud focal: 3000

CMI: 284,30

CMII: 31,60

CMIII: 28,70

Seeing: 5

Transparencia: 7

Me gustaría ilustrar esta entrada con este maravilloso vídeo que muestra imágenes fascinantes. Es posible que muchos no conozcan algunas de las imágenes que en él se incluyen, y es que en astronomía no todo salta siempre a la vista (ni siquiera para el aficionado y el curioso). A veces hay que concretar la búsqueda, y es entonces cuando uno se da cuenta del alcance de las maravillas halladas en el espacio exterior gracias a la técnica del ser humano.

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