Olas en los mares de Titán

Autor: Alberto González Fairén

Titán, el mayor de los satélites de Saturno, está cubierto por cientos de mares y lagos de hidrocarburos. La sonda Cassini ha descubierto la presencia de olas en los mares de Titán, y ha demostrado que la opacidad no es igual en todos los lagos y que las tierras bajas son pantanosas.

Durante los últimos años, la sonda Cassini (Figura 1) ha descubierto en Titán cientos de pequeños lagos y mares de metano, etano y otros hidrocarburos líquidos (Figura 2). Estos líquidos llueven sobre la superficie de Titán, y posteriormente se evaporan, en un sistema climático que presumiblemente incluye la presencia de vientos. Sin embargo, Cassini no ha encontrado hasta ahora ninguna evidencia de procesos eólicos que estén actuando sobre las superficies líquidas, por ejemplo en forma de ondulaciones en la superficie de los lagos o mares de Titán, que tienen un aspecto tan liso como el cristal.

Figura 1: Impresión artística de Cassini orbitando
alrededor de Titán. (© JPL)

Figura 2: Imagen de lagos en la superficie de Titán,
construida a partir de datos del radar de la sonda Cassini.
(© H. Zebker)

Una posible explicación sería la presencia de capas de tolinas depositadas sobre los mares de hidrocarburos. Las tolinas son compuestos químicos ricos en nitrógeno que se forman como resultado de la exposición del metano o el etano a la radiación ultravioleta, y por lo tanto se sintetizan de manera natural en la atmósfera superior de Titán. Al llover sobre los mares, las tolinas impedirían la formación de olas, ya que éstas deben iniciarse como micro-olas. Por lo tanto, se ha sugerido que las tolinas podrían estar impidiendo la formación de las micro-olas iniciales, estabilizando las superficies líquidas de Titán frente a la acción de los posibles vientos. Otra posible explicación sería que los vientos no son lo bastante energéticos como para movilizar los hidrocarburos líquidos, más viscosos que el agua. Sin embargo, Titán tiene campos de dunas, y por lo tanto vientos lo suficientemente potentes como para mover materiales en la superficie.

En 2010, el equipo de Cassini sugirió que, posiblemente, los vientos en Titán serían más energéticos al llegar la primavera al hemisferio norte (Saturno y sus lunas tardan 29 años terrestres en completar una órbita alrededor del Sol). Y, efectivamente, la predicción parece acertada: en las superficies de Punga y Ligeia Maria (Figura 3) se han detectado por primera vez las huellas de olas en un mar extraterrestre. Se trata de pequeñas ondulaciones de sólo 2 cm, aunque se espera que sean más frecuentes y de mayor tamaño a medida que avance la primavera.

Figura 3: Algunos de los lagos de Titán.
(© NASA / JPL-Caltech / SSI)

En una investigación relacionada, el equipo de Marco Mastrogiuseppe, de la Universidad La Sapienza en Roma, ha preparado el primer perfil batimétrico de Ligeia Mare, usando datos de radar de la sonda Cassini. La profundidad máxima de Ligeia es de 160 m, y la inclinación del fondo se suaviza hacia el norte. Además, han confirmado que el liquido que forma Ligeia Mare es notablemente transparente, lo que implica que la composición de Ligeia es casi exclusivamente metano y etano, con algo de nitrógeno disuelto (entre el 5 y el 15%), y que otros componentes deben representar menos del 0.1% del total. Por el contrario, otro lago del hemisferio sur, Ontario Lacus, es mucho menos profundo y menos transparente. La diferencia podría deberse a que, durante los veranos locales, la insolación en el hemisferio sur es más intensa que en el hemisferio norte, y por lo tanto Ontario podría estar sufriendo procesos evaporativos mucho más acelerados que Ligeia. Como resultado, Ontario Lacus habría perdido cantidades significativas de metano y etano, resultando relativamente más enriquecido en compuestos menos volátiles que Ligeia Mare (por ejemplo, hidrocarburos alifáticos de cadena larga, compuestos aromáticos o nitrilos), lo que explicaría su menor transparencia al compararlo con Ligeia.

Además de mares y lagos, Titán parece tener también zonas pantanosas. El equipo de Ralph Lorenz, de la Universidad Johns Hopkins, publicó a principios de este año sus análisis sobre la tasa de craterización de las distintas superficies de Titán. Encontraron que la distribución de los cráteres de impacto no es uniforme sobre la superficie del satélite, si no que están situados preferentemente en las tierras altas. Las tierras bajas conservan un registro de craterización y una morfología en los cráteres similares a las de los fondos oceánicos terrestres: escasos cráteres, y los que se pueden distinguir apenas presentan el borde levantado característico de los cráteres de impacto. Por lo tanto, concluyeron que las tierras bajas de Titán están saturadas de líquidos (Figura 4): o bien la superficie está cubierta por lagunas someras, o bien la subsuperficie está empapada en hidrocarburos líquidos.

Figura 4: Las regiones polares de titán mostrando
los lagos y zonas húmedas. (© NASA)