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Titán: más de cien años de exploración

A lo largo de la este artículo, en el que se esboza un poco la historia de descubrimientos que han puesto a Titán en el blanco de misiones espaciales tremendamente ambiciosas, el lector se dará cuenta de que Titán, satélite de Saturno, es uno de los cuerpos más intrigantes del Sistema Solar y cuya investigación abarca muchos campos de la física, desde la magnetohidrodinámica hasta la astrobiología (o exobiología).

Titán, el satélite más grande de Saturno y el segundo más grande del Sistema Solar después de Calixto, fue descubierto en 1655 por Christian Huygens. Astrónomo holandés educado en las artes y las ciencias en la Universidad de Leiden en Holanda, usó un telescopio cuyas lentes el mismo había construido para tal descubrimiento.

Hubo de transcurrir 253 años para que otro astrónomo se fijara con atención en el sistema de Saturno. En 1908 el astrónomo español José Comas-Solá, parece ser que desde el Observatorio de Fabra en la cumbre del Tibidabo en Barcelona, descubrió la atmósfera de Titán al observar que el disco del satélite estaba oscurecido por su borde. Esta propiedad de las atmósferas planetarias se llama «limb darkening» (oscurecimiento hacia el limbo). La luz difundida y reflejada por el limbo atraviesa un camino más largo a través de la atmósfera, siendo así más atenuada que la radiación solar difundida por el resto del disco.


Dado este descubrimiento, científicos tan brillantes como Sir James Jean, en base a modelos de evolución de la nebulosa solar y protoplanetaria, predice que la atmósfera puede estar compuesta de metano (CH4), o de amoniaco (NH3), o de neón (Ne), o de argon (Ar) o de nitrógeno molecular (N2). Esto ocurría en 1925, aunque definitivamente (es decir, observacionalmente) de la composición de la atmósfera no pudo decirse nada hasta 1944, cuando otro astrónomo holandés, nacionalizado estadounidense, Gerard Kuiper, detectaba espectroscópicamente (por la absorción de la luz solar a 619 nm) la presencia de metano gaseoso en Titán. En 1965, mediciones en el infrarrojo y en longitudes de onda de radio dan como resultados valores contradictorios de la temperatura atmosférica, lo que a su vez no permite determinar un valor de abundancia del metano ya que T y abundancia de CH4 están íntimamente relacionados. Entre 1965 y 1972 se observa un inconfundible oscurecimiento hacia el limbo lo que ya confirma de forma cierta la existencia de la atmósfera. Moléculas como metano (CH4), acetileno (C2H2), etileno (C2H4), etano (C2H6), metano monodeuterado (CH3D) e hidrógeno molecular (H2) se detectan claramente en el IR. Además, se confirma la presencia de una opaca capa de aerosoles. Estos resultados observacionales dan lugar a plantear dos modelos atmosféricos:

Una atmósfera mayoritariamente compuesta por metano con una presión y temperatura superficial de 20 microbares y 87 K (o -191 C), respectivamente, y una inversión térmica en algún nivel atmosférico.
O una atmósfera similar a la terrestre, ya que el oxígeno molecular y el nitrógeno molecular son transparentes en el infrarrojo, con trazas de metano. Con este modelo de símil terrestre, la temperatura puede ser tan «elevada» como 200 K (o -73 C) y una tremenda presión superficial de 20 bar (20 veces superior a la terrestre).

 

 

 

 

 

 

 

 

En 1975, mediante observaciones en longitudes de onda visibles, se mide que el satélite (o sea, su atmósfera) presenta un albedo muy bajo (en comparación con otros satélites como Europa, Ganímedes, o Calisto) y una polarización positiva. Por lo tanto, se concluye que hay una capa de aerosoles que impide ver la superficie de Titán. Cinco años más tarde, en 1980, observaciones en longitudes de onda de radio (con el Very Large Array, VLA) determinan finalmente que la temperatura en la superficie es de 95 K, y la presión de 1.5 bares. Medidas con el radar de Arecibo, indican que la señal del radar reflejada por Titán es muy alta (comparada con Ganímedes, Europa o Calisto) y no homogénea (variable a medida que el satélite rota). Por lo tanto, se concluye que la superficie del satélite «podría no ser» sólida, mientras que los modelos fotoquímicos predicen que un océano global de CH4 y C2H6, y por lo tanto homogénea. Los planetólogos ya se encontraban con el primer gran enigma; enigma cuyos intentos de resolver solo ha dado lugar a muchos más.

Estos descubrimientos ya apuntaban a Titán como un perfecto blanco de la investigación espacial. Tanto es así, que en el siglo pasado dos sondas, Voyager 1 y 2 (lanzadas el 5 de septiembre y el 20 de agosto de 1977) visitaron el Sistema de Saturno: en noviembre de 1980 Voyager 1 sobrevuela Titán a «tan solo» 4394 km, y Voyager 2, en agosto de 1981, lo sobrevuela a mayor distancia que Voyager 1.

Los diferentes instrumentos a bordo de Voyager 1, en especial el instrumento IRIS (Infrared Imager Spectrometer) y RSI (Radio Science Instrument), nos proporcionaron un conocimiento considerable de la atmósfera y del satélite en sí, pero ni Voyager 1 ni Voyager 2 contaban con instrumentos a bordo que permitieran ver la superficie de Titán por debajo de la densa atmósfera y neblina de aerosoles que la cubren.

Con el conocimiento adquirido hasta mitad de los 90, y tratando de colocar tan excepcional cuerpo dentro de la globalidad del Sistema Solar, se podía uno permitir el lujo de clasificar Titán como un objeto entre los Planetas Gigantes (por las características de su atmósfera) y los Planetas Terrestres (entre los que figuran Marte o la Tierra, por ej.), con una densidad de 1.88 g/cm3 (40% hielo de agua y 52% roca en masa), con origen probablemente en la nebulosa proto-saturniana, con un interior de roca, una capa de silicatos, y otra capa de hielo de CH4, NH3, H2O, y con una atmósfera secundaria procedente de la devolatilización de clatratos superficiales que se incorporaron como planetesimales a partir de la nebulosa solar .

Quizás sea más fácil resaltar la importancia de este cuerpo dentro del Sistema Solar cuando algunas de sus características se comparan con las de la Tierra. Por ej., notamos rápidamente que el compuesto mayoritario es el mismo en ambos casos (N2, ~94% en Titán versus 78% en la Tierra), que la atmósfera es mucho más extendida (el nivel de presión de 50 km en la Tierra tiene su paralelo a más de 600 km en Titán), diferente estado de oxidación del carbono, temperatura superficial más baja, lo que implica que condensarían gases terrestres como el CO2, H2O; el agua está helada sobre la superficie y por tanto no interacciona químicamente con la atmósfera lo que a su vez imposibilita la vida como aquí la conocemos a pesar de que existan moléculas prebióticas como el cianuro de hidrógeno, HCN.

Gracias a los datos proporcionados por estas 2 misiones se pudo determinar una serie de parámetros físicos y químicos que sirvieron de base para una futura exploración, la del fin del siglo XX desde grandes telescopios en Tierra y desde el espacio (con el Hubble Space Telescope), y la del siglo XXI, llevada a cabo por la misión Cassini-Huygens (NASA-ESA) actualmente y Titan and Saturn System Mission (TSSM) en un futuro no muy lejano.

Dado que la superficie del satélite seguía siendo un enigma, en los años 90, y motivados por la preparación científica de la misión Cassini-Huygens (NASA-ESA), se comenzó una campaña exhaustiva para poder «ver» la superficie del planeta a través de la densa superficie y de la opaca capa de aerosoles. De los gases mayoritarios que constituyen la atmósfera, el N2 es transparente en el rango visible, mientras que el CH4 lo es en determinadas regiones espectrales –lo que se conoce como ventanas (a 4.8, 2.9, 2.0, 1.6, 1.28, 1.07, 0.94 y 0.83)- y los aerosoles al no alcanzar tamaños tan grandes como las longitudes de onda indicadas, también son transparentes en ellas. Por lo tanto, la superficie de Titán se puede adivinar si por una parte se usan grandes telescopios en Tierra capaces de resolver espacialmente los 0.8 arcsec que ocupa el satélite, y si los instrumentos usados son sensibles a esas longitudes de onda. De esta forma, observaciones con el VLT (Very Large Telescope, ESO, Chile) y con el HST (Hubble Space Telescope) proporcionaron la primera visión de la superficie de Titán. Como ya se había intuido a partir de observaciones con el radar de Arecibo y el VLA (Very Large Array)+Goldstone (NASA), la superficie es heterogénea y así se desechó la idea de un océano globlal sobre Titán. Las imágenes que el telescopio espacial Hubble y el Very Large Telescope (ESO) devolvieron se ven en estas figuras (figuras 4 y 5).

Poco después de obtener esta imagen (Abril 2004), la misión Cassini-Huygens (NASA-ESA) efectuó lo que se llama inserción en órbita alrededor de Saturno el 1 de julio 2004. Empezó la revelación de Titán como un objeto tremendamente enigmático, introduciendo así mismo retos extraordinarios para geólogos, astrobiólogos, químicos orgánicos y planetólogos. Es un mundo de sueños para aquéllos que desean explorar misteriosos dominios. Enumerar y explicar todos esos sueños nos llevaría muchas páginas, pero quizás lo que aún sigue intrigando más a los científicos es la superficie, la enorme variedad de «accidentes» geológicos que se «han visto» o se han intuido y la interacción que parece existir entre la superficie y la atmósfera.

Las cámaras del instrumento ISS (Imaging Science Subsystem) y VIMS (Visual and Infrared Mapping Spectrometer) a bordo de la sonda Cassini confirmaron los resultados que las observaciones desde Tierra y desde el espacio se habían obtenido durante 10 años. Estos mismos instrumento mostraron que la superficie del satélite cambia el albedo (o fácilmente dicho, la luz reflejada del Sol), siendo el ecuador relativamente brillante y el polo sur considerablemente oscuro. El origen, o la causa, de esta diferencia de brillo es una incógnita, aunque se piensa que las zonas oscuras son reservorios o acumulaciones de hidrocarburos en forma líquida o sólida que precipitan desde la atmósfera, y se descarta que la superficie de Titán presente una orografía capaz de producir esos contrastes de albedo. Las zonas brillantes se atribuyen al efecto común de la topografía y hielo que queda expuestos en esas zonas altas. Llegar a esta «conclusión» ha necesitado de las imágenes que el instrumento DISR (Descent Imager Radiometer Spectrometer) a bordo de la sonda Huygens (que descendió por la atmósfera de Titán el 14 de enero 2005 y se posó en ella -ver figura 6), las cuales indican que las zonas visualmente oscuras son planas y las brillantes son escarpadas o altas.

Las imágenes de VIMS también han mostrado actividad criovolcánica, sumándose a Tritón (satélite capturado de Neptuno) en dónde ya se había detectado este fenómeno.


Quizás sea interesante notar que en Titán puede llover metano y etano, y puede nevar metano y acetileno. La climatología en Titán actualmente es muy benévola, no se perciben grandes efectos de marea, la lluvia –si ocurre- es ligera, el contraste de temperatura entre el día y la noche no es dramático, y los vientos no son huracanados. Todas estas características climatológicas también nos dicen que la superficie del satélite no sufrirá mucho desgaste por erosión.

Tres instrumentos a borde del orbital Cassini (ISS, VIMS y el RADAR) han encontrado signos claros sólo de un par de cráteres, a diferencia de otros satélites de Saturno o de Júpiter. Ciertamente la densa atmósfera protege la superficie de estos impactos de meteoritos y cometas, como ocurre en el caso de la Tierra y no en el caso de la Luna o de Calisto y Ganímedes, pero además se puede decir que la superficie del satélite es geológicamente nueva (1000 millones de años) o altamente erosionada (pero esta última hipótesis ya hemos visto que en las condiciones climatológicas actuales no es viable). Los cráteres vistos tienen unos 440 km y 80 km de diámetro; se ha podido saber que la base del impacto y el material eyectado están hechos de material diferente.

 


El RADAR de Cassini también ha detectado zonas cubiertas por terrenos que se asemejan a los campos de dunas en la Tierra. Están alineadas en dirección oeste-este cubriendo cientos de kilómetros y elevándose hasta 100 m. Mientras que el proceso de formación puede ser similar al que prevalece en la Tierra, no así la arena que las constituye, ya que los granos puede que sean hielo de material orgánico en vez de sílice como en la Tierra.

También, el RADAR ha descubierto lagos a altas latitudes norte. En las imágenes se puede ver una gran variedad de manchas, algunas extendiéndose hacia fuera o hacia dentro mediante canales excavados por líquidos.

 

El 14 enero de 2005, la sonda Huygens aterrizó en la superficie del satélite después de un errático viaje en paracaídas por su atmósfera desde unos 1600 km de altura. En el descenso se pudo medir la temperatura y la presión con una elevada precisión de 0.25 K, y desvelando el perfil de temperatura presenta capas de forma similar a la Tierra: una exosfera, una mesosfera, una estratosfera y una troposfera, con 2 inversiones térmicas importantes a 40 km (tropopausa) y a 250 km (estratopausa), asociadas con temperaturas de 70.43 K y 186 K (máxima temperatura en la atmósfera del satélite), y otra inversión menos pronunciada a unos 490 km llamada mesopausa con T~152 K. La sonda, con su instrumento SSP (Surface Science Package), pudo saber desde los 88 m de altura que iba a tocar tierra en una superficie llana, pero no plana del todo, con lo que la hipótesis más plausible era que aterrizara sobre gravilla, o arena húmeda, o arcilla húmeda, o nieve ligeramente compactada. De hecho, parecer que la superficie debajo de la sonda era muy húmeda, porque el instrumento GCMS (Gas Chromatograh and Mass Spectrometer) midió un aumento del 40% en la cantidad de metano (evaporó desde la superficie después del impacto de la sonda en ella). Las cámaras a bordo de Huygens no vieron ninguna evidencia de líquido, lo que unido al hecho de que se han descubierto lagos en el Polo Norte y que la sonda aterrizó en el Ecuador, parece indicar que los fenómenos estacionales en Titán existen y que el Ecuador en el 2004 estuviera en época de sequía. Lo que el instrumento DISR vio está ilustrado en la figura 6, y si no nos dicen que ese paisaje está a más de 1250 millones de km de nosotros bien podíamos pensar que se trata de la Tierra. Una vez que la sonda ya descansaba sobre la superficie del satélite, la imagen que obtuvo se parece mucho a la de un lecho de río seco, con piedras o cantos rodados de unos 15 cm de tamaño (ver figura 11).


La realidad de Titán que la misión Cassini/Huygens nos ha desvelado está más allá de lo que jamás se había especulado sobre su superficie. La diversidad de terrenos incluye cráteres de impacto, planicies muy oscuras con flujos de algo brillante, misteriosas trazas oscuras que podrían ser dunas creadas por el viento a ras de superficie, criovolcanes, lechos de ríos secos, cuencas llenas o vacías de líquido pero con canales de drenaje.

Tanto más allá de lo jamás esperado que en Julio del 2007, científicos de todo el mundo propusimos a la Agencia Espacial Europea (ESA) una nueva misión a este satélite: TandEM (Titan and Enceladus Mission). La idea europea, basándonos en el conocimiento que el desarrollo de la sonda Huygens había dejado en Europa y en su posterior éxito de operaciones, basándonos en el conocimiento que Francia (CNES) tiene en el desarrollo de globos atmosféricos que han volado en Venus, proponía que dos sondas aterrizaran en lugares que Cassini ha desvelado como abismalmente diferentes: Ecuador y el Polo Norte, una en «tierra» seca, y otra sobre un lago, y que un globo Montgolfière circunnavegara Titán en latitudes ecuatoriales a unos 10 km de la superficie con una serie de instrumentos tal que pudiésemos medir «todo» acerca de la región atmosférica en la que ocurre la climatología, así como «ver» la superficie a longitudes de onda desde el UV hasta el cm (radar). Este artilugio, aún me atrevo a llamarlo así, despegaría de la Tierra en el 2021 para llegar a Titán en el 2029.

La misión, que pasó a llamarse Titan and Saturn System Mission (TSSM) cuando NASA entró a ser parte activa de la misión para proporcionar el orbital (con carga científica también) y la lanzadera, pasó triunfalmente por un proceso de evaluación en NASA y ESA, al igual que otra misión a Júpiter y Europa llamada Europa and Jupiter System Mission (EJSM). La decisión final de qué misión podría volar se tomó en Enero. El sueño de un Julio Verne del siglo XXI («La vuelta a Titán en globo») tendrá que esperar unos años más porque la misión a Europa y al sistema de Júpiter se evaluó como más viable técnicamente que la misión a Titán y Encelado ya que el globlo Montgolfière, sobre el que descansaba el mayor retorno científico de TandEM presentaba un tremendo reto técnico para el CNES y la ESA difícil de resolver para la fecha de lanzamiento en el 2021.