Sea bajo el sol de medianoche de Marte o en el crepúsculo eterno de la luna Encelado de Saturno, los investigadores están tras la pista de agua en nuestro sistema planetario. Científicos del Instituto Max Planck de Física Nuclear de Heidelberg y de Investigación del Sistema Solar en Katlenburg-Lindau, también están embarcados en esta fascinante búsqueda.
Los investigadores sospechan que hay un extenso cuerpo de agua bajo la corteza helada de Encelado, uno de los satélites de Saturno.
Foto: NASA / JPL / Space Science Institute.
Casi nadie conocía este pequeño satélite. Nunca se había destacado especialmente desde su descubrimiento hace 220 años. Sólo los expertos sabían que Encelado era una de las lunas en órbita alrededor de Saturno. Incluso las dos sondas Voyager, que pasaron en una fugaz visita hace más de dos décadas atrás no detectaron nada inusual. Pero los extensos estudios realizados por Cassini -el explorador no tripulado que ha estado orbitando el planeta de los anillos desde 2004- han puesto a Encelado en el foco de los investigadores. El conjunto de sondas espaciales de Estados Unidos y Europa regularmente vuelan por encima de sus paisajes cubiertos de hielo y han descubierto que esta mini-luna, de apenas 504 kilometros de ancho, está, literalmente, escondiendo algo.
En el polo sur de Encelado, enormes columnas de vapor de agua y partículas de hielo son disparadas hacia el espacio. Este espectáculo se origina en las fisuras de tierra de más de 100 kilómetros de longitud, o para ser más precisos, en lugares activos dentro de estas fisuras. Los planetólogos las llaman rayas de tigre. Estas puertas del infierno de la luna son inusualmente calientes, en algunos lugares superan la temperatura de los alrededores por más de 100 grados. Ante semejantes condiciones, la pregunta es ¿hay agua también líquida por debajo de la superficie?
Los científicos aguzan los oídos ante la mención de agua
Los planetólogos siempre aguzan los oídos cuando oyen hablar de agua en el sistema solar. El agua líquida es una especie de elixir de la vida; es, después de todo, una condición previa para la vida como la conocemos en la Tierra. Es perfectamente concebible que desempeña o haya desempeñado un papel similar en otros cuerpos planetarios también.
Según el estado actual de nuestros conocimientos, sin embargo, la superficie de las lunas y los planetas han sido descartados; los ríos y los océanos han sido capaces de formarse de manera permanente sólo en la Tierra. Esto es debido a que sólo nuestro planeta orbita la estrella central dentro del rango de distancias adecuado. Un poco más cerca de lo que está, en torno al 90 por ciento de la distancia entre la Tierra y el Sol, las temperaturas ya superarían los 100 grados Celsius. En la dirección opuesta, la temperatura bajaría: incluso en Marte, toda el agua presente en el pasado se ha congelado para formar hielo.
Bajo el fisurado desierto de hielo de Encelado, en cambio, este parece ser lo suficientemente caliente; la más reciente prueba de ello fue proporcionada por el Analizador de Polvo Cósmico (CDA) a bordo de la sonda Cassini. El instrumento descubrió partículas de hielo de agua que también contienen el elemento sodio. "Ellas se encontraron en el anillo E de Saturno, un anillo de polvo que es mucho más grande, pero también mucho más débil que el más conocido anillo A y el anillo B, que puede verse incluso con un telescopio de aficionado", dice Ralf Srama, del Instituto Max Planck para Física Nuclear en Heidelberg, que dirige el experimento del CDA.
El detector viene con una novedad del anillo E de Saturno
"Encelado traza su órbita en el anillo E; esta pequeña luna es la principal fuente de partículas para este anillo", dice Srama. El CDA pesa unos 17 kilogramos y es un detector de polvo. El término "polvo" no se utiliza en su sentido convencional aquí. Con él se describen las partículas diminutas que zumban en muchas partes del sistema solar, que se miden en micrómetros (milésimas de milímetro). "El espectrómetro de masas en el CDA puede detectar los elementos químicos en tales partículas", explica Srama.
Una pieza valiosa: El Cosmic Dust Analyzer (CDA) de 17 kilogramos . El instrumento a bordo de la sonda espacial Cassini analiza el entorno de Saturno, el planeta de los anillos. El detector de polvo tiene una placa giratoria para ajustar su orientación.
Foto: MPI para la Investigación del Sistema Solar.
Los predecesores técnicos del instrumento ya habían volado en varias misiones espaciales, pero fue en el anillo E de Saturno, que recogieron las primeras gotas de agua salada congelada de un océano extraterrestre, un lago subterráneo en Encelado.
La sexta luna más grande de Saturno recibe sólo alrededor de un uno por ciento del calor solar que cae sobre la Tierra. Las temperaturas en su superficie alcanzan un promedio de menos 198 grados Celsius al mediodía. Pero condiciones totalmente diferentes prevalecen bajo la "piel". Cálculos con modelos publicados recientemente ofrecen un primer intento de explicar por qué el hemisferio sur es geológicamente joven y activo, en marcado contraste con el antiguo hemisferio norte. Se propone que la convección se ha producido en el manto de hielo de Encelado, con hielo caliente debajo del polo sur aumentando, y hielo frío, probablemente en el polo norte, que fluye hacia abajo.
Una fuente de calor se requiere para conducir esta corriente. Esta es probablemente alimentada por la fricción de las mareas, debido a que la órbita del satélite es ligeramente elíptica y, por tanto, cambia periódicamente su separación de Saturno, orbitando alrededor una vez cada 33 horas. En el gigantesco campo gravitacional del planeta de los anillos, las fuerzas de marea constantemente tiran de la luna y le dan un profundo amasado, por así decirlo, lo que genera una cantidad considerable de calor interno.
¿Qué causa las fuentes que se disparan hacia el espacio?
El enigma para los investigadores es si esta convección está aún en curso y si el calentamiento por marea es suficiente para explicar las corrientes en el hielo. En cualquier caso, las observaciones muestran que hay todava calor suficiente disponible en el fondo para mantener el agua del lago lejos de la congelación e impulsar la actividad de las fuentes.
Las mediciones más recientes CDA muestran que un lago debe estar oculto allí. Hace muchos años, los planetólogos ya habían sugerido que, si el agua líquida existió en realidad debajo de la corteza de Encelado y llegó hasta el núcleo de roca caliente de la luna, entonces el cloruro de sodio y otras sales se deben haber extraído de los minerales allí presentes. Los metales alcalinos han sido ahora detectados por el espectrómetro de masa del CDA.
Frank Postberg, del Instituto Max Planck de Física Nuclear, ha analizado los datos de 1.000 partículas del anillo E. Estas son partículas con diámetros de entre uno y una décima parte de un micrómetro; tan pequeñas como las partículas en el humo del cigarrillo. "Todas consisten principalmente de hielo de agua", dice Postberg. "Alrededor del 6 por ciento de las partículas, sin embargo, son diferentes; contienen un máximo de 2 por ciento de sales, principalmente cloruro de sodio. Este componente, que se conoce como la sal de mesa, también es el mineral que se disuelve en la concentración más alta en los océanos de la Tierra."
Fuentes de gas y partículas de hielo disparadas hacia el espacio desde al menos ocho fisuras cerca del polo sur de Encelado.
Un océano modelo: Debajo de la corteza de la luna Encelado de Saturno, los minerales de la roca se disuelven en el agua. Gotitas esparcidas se congelan inmediatamente. A medida que pasan a través de la fisura en la corteza de hielo, ellas están envueltas en más vapor de agua, que se congela en ellas, y luego se expulsa en forma de partículas de polvo.
Foto: Cassini Imaging Team / SSI / JPL / ESA / NASA (izquierda), gráfico: MPI de Física Nuclea.
Los espectros muestran también carbonato de sodio, bicarbonato de sodio y pequeñas cantidades de sales de potasio. El científico de Heidelberg, que llegó a los planetas desde la química a través de la física, supone que estos compuestos provienen de un lago salino, porque el agua puede llevar su carga de sal a la superficie fría sólo si sigue siendo líquida en la profundidad. Cuando se separan como un rocío de la superficie líquida, las gotitas se congelan y son llevadas hacia arriba por la corriente de vapor. La mayor parte de ellas probablemente pierden terreno y vuelven a la superficie después de la eyección, pero algunas llegan al anillo E y en órbita alrededor de Saturno.
Las condiciones químicas en el lago oculto bajo capa de hielo de Encelado se conservan dentro de las gotas. La gran mayoría de las partículas del anillo E investigadas, alrededor del 90 por ciento, son muy bajas en sal, comparable con el agua destilada. Postberg dice: "Estas gotas provienen de una nube de vapor de agua sobre el lago. Se producen cuando el vapor llevado a lo largo del trayecto se condenca en las partículas de hielo de agua pura".
"El lago está en contacto con el vapor de agua por encima de ella en una superficie de al menos varios kilómetros cuadrados. Podemos asumir que existen grandes cámaras llenas de vapor que se afilan como una chimenea en la parte superior", explica el colega de Postberg en el instituto, Sascha Kempf, director científico del experimento CDA. El lago de agua salada en Encelado no es probablemente un fenómeno global, sino limitado a la región del polo sur. Una remota indicación de esto es una foto que la cámara de Cassini ha tomado en el relieve superficial del polo del sur: una gran depresión de aproximadamente 500 metros de profundidad; bajo la que podría haber un lago.
Valles secos e islas como prueba de las primeras inundaciones
Encelado no es el primer satélite en el patio trasero de hielo del sistema solar exterior al que se le atribuye tener agua líquida debajo de su corteza. Ya en el decenio de 1990, Europa, la luna de Júpiter, atrajo la atención de los planetólogos.El océano que está en las profundidades allí aún, como se cree, tiene dimensiones globales. Otros dos de los cuatro grandes satélites de Júpiter, Ganímedes y Calisto, también pueden ocultar zonas de líquido por debajo de sus cortezas de hielo.
Cuando los científicos se atreven a mirar hacia atrás en la vida temprana de los planetas, rápidamente se enfrentan a los límites de sus conocimientos. Esto no es diferente cuando se trata de nuestro vecino planeta Marte. Los planetólogos han sabido por décadas que se trataba de un hogar para el agua -incluso en forma líquida- en su primera época. Incluso después de miles de millones de años, enormes, a veces retorcidos valles secos, con estas islas, dan testimonio de la fuerza de la erosión de las inundaciones frecuentes en aquella época. Los restos de los deltas también están muy extendidos. Ellos se formaron cuando masas de agua fluyeron en aguas estables como lagos en los huecos de los cráteres de impacto. Pero los investigadores todavía están intentando descifrar si el Marte jóven experimentó sólo cortas fases húmedas en su clima, o si el agua estaba presente en su superficie durante largos períodos geológicos.
En cualquier caso, el agua líquida puede existir en la superficie de la envoltura gaseosa fina y fría bajo condiciones especialmente favorables, y sólo por un corto tiempo. Aún no ha sido detectado en cualquier lugar con absoluta certeza. El hielo de agua, en cambio, está muy extendido en los casquetes polares y también como tierra de hielo en las latitudes medias. ¿Puede el hielo derretirse de vez en cuando? Si el clima cambia, podría incluso formar zonas habitables locales, refugios para potenciales microbios que posiblemente podrían haber sobrevivido en el desierto de hielo hasta ahora?.
Esta capa de hielo parece perfecta para patinaje sobre hielo. El problema es que usted tendría que viajar a Marte para disfrutar de ella. El hielo se acumula en el fondo de un cráter de unos 35 kilómetros de ancho en la llanura de Vastitas Borealis. Los signos de agua también se pueden ver en la imagen de arriba, los acantilados alrededor de dos kilómetros de altura cubiertos de hielo y polvo en el polo norte del planeta rojo.
Fotos: ESA / DLR / FU Berlin (G. Neukum).
Un posible oasis de Marte era el destino de la sonda espacial Phoenix, con la que la agencia espacial estadounidense, NASA, se aventuró en el extremo norte del planeta desierto en mayo de 2008. También, a 68,2 grados de latitud areográfica (aproximadamente la misma latitud de Kiruna, en el norte de Suecia), los investigadores de Marte esperaban encontrar hielo de agua justo debajo de la superficie. A diferencia de Spirit y Opportunity, los dos móviles en Marte, que habían estado en funcionamiento desde hace años, las tres patas de Phoenix eran estacionarias. Su misión era recoger muestras de suelo diferentes, con su brazo de pala de casi 2,5 metros de largo y analizar su composición química.
El Phoenix ha aterrizado! La sonda Mars exploró la región polar norte de Marte a partir de mayo hasta principios de noviembre del año pasado. La instrumentación del Instituto Max Planck para la Investigación del Sistema Solar fue también a bordo.
Foto: NASA / JPL / UA / Lockheed Martin.
La Cámara de Brazo Robótico (Robotic Arm Camera, RAC), del Instituto Max Planck para la Investigación del Sistema Solar, en Katlenburg-Lindau, ha encontrado las primeras pistas de hielo bajo la superficie después de sólo unos pocos días. El dispositivo, que pesa sólo 415 gramos, fue capaz de tomar una foto espectacular en la que claramente las capas de suelo brillante pueden ser reconocidas entre las almohadillas de Phoenix. Los chorros de gases de escape de los 12 propulsores de aterrizaje obviamente habína soplado lejos una capa de material de revestimiento de 5 centímetros de espesor y desenterró el hielo.
El hielo subterráneo es estable durante largos períodos de tiempo
Las fotos de los canales recién cavados mostraron una prueba más de existencia de hielo, por ejemplo más luz, y a veces manchas blancas. "Una vez que el hielo se ha excavado y privado de su capa de aislamiento térmico, comienza a cambiar", dice Walter Goetz, que analiza los datos de Phoenix en el Instituto Max Planck para la Investigación del Sistema Solar. Una vez expuesto, el hielo empieza a sublimar; en otras palabras, se evapora sin fundirse previamente. Bajo tierra, sin embargo, es estable durante largos periodos.
La principal tarea de la RAC fue documentar la toma de muestras del brazo de pala. El análisis químico proporcionó algunas sorpresas: el instrumento TEGA (Thermal Evolved Gas Analyzer), a bordo de Phoenix, encontró sólo pequeñas cantidades de hielo de agua. En el espectrómetro de masas empotrado, o residente, se mostró como un gas liberado en las muestras de suelo calentadas gradualmente. Las pequeñas cantidades de agua por debajo de 295 grados Celsius son indicativos de un suelo seco, sin hielo y sin agua, que se adhiere a las superficies de los minerales del suelo.
Este resultado aparentemente se puede explicar con la muestra especial, que demostró lo difícil de maniobrar el suelo grumoso y helado en los hornos de TEGA. A temperaturas más altas, que se incrementaron hasta 1.000 grados Celsius, el instrumento encuentra el agua, después de todo. "Esta es, posiblemente, H2O que está confinada en los minerales del suelo de Marte como agua de cristalización", explica el físico Goetz. Además, el laboratorio de química húmeda buscó sustancias solubles en el suelo. La humedad necesaria fue proporcionada por el agua de la Tierra; Phoenix la tomó específicamente para este propósito.
Ambos instrumentos pusieron de manifiesto algo notable en la química del suelo: por primera vez, ellos midieron un valor de pH alcalino de alrededor de 7,7. En el ecuador, donde Spirit y Opportunity están explorando Marte, la situación es diferente. Su análisis del suelo parece indicar un ambiente más ácido. "también fueron identificadas sales de perclorato", dijo Goetz. Estos compuestos de oxígeno y cloro fueron toda una sorpresa. Se podría insinuar que el suelo se descongeló en algún momento.
Muchos investigadores consideran incluso posible que el efecto anti-congelación del perclorato podría mantener el agua líquida, incluso a temperaturas de hasta menos 70 grados Celsius. Fotos tomadas por la RAC también presentan prueba de ello: se muestran, en uno de los puntales de aterrizaje de Phoenix, las estructuras pequeñas y redondas que se interpretan en forma de gotas. Según esta hipótesis, es de hielo, debido a que en los segundos finales del descenso fue fundida por el calor de los propulsores de aterrizaje y rociada hacia arriba.
Un poco de carbonato de calcio en el suelo
El instrumento TEGA también descubrió un pequeño porcentaje de carbonato de calcio en el suelo marciano. Los planetólogos desde hace mucho tiempo trataron en vano de descubrirlo en el planeta rojo. Los escépticos alegaron que, si Marte realmente ha sido rico en agua durante un largo período, el dióxido de carbono de la capa gaseosa, casi inevitablemente, debería haber formado cantidades apreciables de carbonato de calcio.
Phoenix ha encontrado el carbonato en el suelo de Marte. Fotografías de color de un gran número de granos de minerales ya están disponibles, aunque su composición química es aún desconocida. Algunos podrían contener el carbonato de calcio recientemente descubierto. Las fotografías de las pequeñas partículas proceden de la cámara microscopio para la que los investigadores del Max Planck en Katlenburg contribuyeron con el hardware.
Los datos de la estación meteorológica canadiense a bordo de Phoenix también muestran el papel del H2O en el Marte de hoy. El rayo dispersado por atrás de láser fue usado para medir la estratificación vertical de nubes de cristales de hielo que cubren el vehículo. A mediados del verano en el lugar de aterrizaje, los meteorólogos de Marte encontraron nubes a una altitud de 10 kilómetros.
... Y las perspectivas futuras: la niebla baja generalizada
Más tarde en el año de Marte, las temperaturas nocturnas en el suelo cayeron por debajo de menos 90 grados Celsius. La base de las nubes de nieve también se redujo a una altura de cuatro kilómetros. Además, la estación meteorológica automatizada informó de niebla en el suelo casi todas las noches. Durante las horas de luz diurna de más frío, los ojos de Phoenix podían ver el agua congelada: una y otra vez, las cámaras de a bordo fotografiaron finas capas de hielo brillante que volvió a desaparecer de la superficie de Marte cuando salió el sol en el cielo.
Paisaje helado de Marte: Una de las últimas fotografías de Phoenix del 28 de octubre de 2008 (izquierda). Poco tiempo después, la nave de aterrizaje perdió su energía solar a finales del verano ártico, y las temperaturas de la noche cayeron a unos helados 89 grados Celsius bajo cero. Phoenix no vivió tanto como se esperaba, pero dio a los investigadores una rica cosecha, el descubrimiento de hielo de agua, por ejemplo, que fue expuesto por los propulsores de aterrizaje y fotografiado con la cámara del brazo robótico (derecha).
Fotos: NASA / JPL-Caltech / Univ. de Arizona / Texas A & M University. (izquierda), M. Di Lorenzo / K. Kremer / NASA / JPL / MPS / Vuelos Espaciales (derecha)
En un artículo recientemente publicado en Nature, el equipo de Phoenix llega a la siguiente conclusión: Cada vez hay más indicios de que el agua líquida existe periódicamente en el suelo del lugar de aterrizaje. Las fases climáticas más favorables necesarias para ello podrían ser iniciadas por los cambios cíclicos en la inclinación del eje de rotación de Marte y los parámetros de su órbita. Por lo tanto, podrían haber sido las fases que en el pasado geológico más reciente del lugar de aterrizaje fueron realmente favorables a la vida.
La misión Phoenix ha sido completada. Este fue solo el sexto aterrizaje exitoso en Marte hasta hoy. Naturalmente, los datos de la superficie del planeta rojo están disponible sólo para algunos puntos.
Sin embargo, los investigadores de Marte están en busca de respuestas a los grandes interrogantes sobre la historia climática del vecino de la Tierra: ¿Dónde desapareció el agua de Marte y qué procesos permitieron que esto sucediera? O, si el agua está presente sólo en el estado de congelación, donde están esas cantidades considerables de H2O escondidas? Las medidas adoptadas por los dos instrumentos idénticos suecos ASPERA, que han estado en órbita alrededor de Marte y Venus a bordo de dos sondas de la ESA durante muchos años, también son importantes en la formación de una imagen completa. ASPERA (Analizador de Plasma Espacial y Atomos Energéticos) se puede utilizar para estudiar los procesos que conducen a la pérdida del agua hoy en día.
Es evidente que, en las capas superiores de la atmósfera, las moléculas de agua se dividen por la rica energía de la radiación UV del sol. La baja gravedad del relativamente pequeño planeta Marte hace que aún algunos de los livianos átomos de hidrógeno escapen como partículas neutras. Las cosas son diferentes en planetas más pesados como Venus y la Tierra: aquí, los átomos de hidrógeno primero deben ser ionizados, para después recibir un empuje adicional fuera del planeta en altitudes más altas por el campo magnético inducido por el viento solar.
Los científicos están juntando las piezas del rompecabezas con sus mediciones. Afortunadamente, la ESA decidió ampliar recientemente las misiones planetarias hasta el 2012, debido a que aún quedan muchos años de investigación meticulosa por delante, antes de que tengamos una imagen completa de la historia del agua en nuestro sistema solar.
Fuente:
The Search for the Elixir of Life (Thorsten Dambeck. © 2010, Max Planck Society, Munich).
Los investigadores sospechan que hay un extenso cuerpo de agua bajo la corteza helada de Encelado, uno de los satélites de Saturno. Foto: NASA / JPL / Space Science Institute.
Casi nadie conocía este pequeño satélite. Nunca se había destacado especialmente desde su descubrimiento hace 220 años. Sólo los expertos sabían que Encelado era una de las lunas en órbita alrededor de Saturno. Incluso las dos sondas Voyager, que pasaron en una fugaz visita hace más de dos décadas atrás no detectaron nada inusual. Pero los extensos estudios realizados por Cassini -el explorador no tripulado que ha estado orbitando el planeta de los anillos desde 2004- han puesto a Encelado en el foco de los investigadores. El conjunto de sondas espaciales de Estados Unidos y Europa regularmente vuelan por encima de sus paisajes cubiertos de hielo y han descubierto que esta mini-luna, de apenas 504 kilometros de ancho, está, literalmente, escondiendo algo.
En el polo sur de Encelado, enormes columnas de vapor de agua y partículas de hielo son disparadas hacia el espacio. Este espectáculo se origina en las fisuras de tierra de más de 100 kilómetros de longitud, o para ser más precisos, en lugares activos dentro de estas fisuras. Los planetólogos las llaman rayas de tigre. Estas puertas del infierno de la luna son inusualmente calientes, en algunos lugares superan la temperatura de los alrededores por más de 100 grados. Ante semejantes condiciones, la pregunta es ¿hay agua también líquida por debajo de la superficie?
Los científicos aguzan los oídos ante la mención de agua
Los planetólogos siempre aguzan los oídos cuando oyen hablar de agua en el sistema solar. El agua líquida es una especie de elixir de la vida; es, después de todo, una condición previa para la vida como la conocemos en la Tierra. Es perfectamente concebible que desempeña o haya desempeñado un papel similar en otros cuerpos planetarios también.
Según el estado actual de nuestros conocimientos, sin embargo, la superficie de las lunas y los planetas han sido descartados; los ríos y los océanos han sido capaces de formarse de manera permanente sólo en la Tierra. Esto es debido a que sólo nuestro planeta orbita la estrella central dentro del rango de distancias adecuado. Un poco más cerca de lo que está, en torno al 90 por ciento de la distancia entre la Tierra y el Sol, las temperaturas ya superarían los 100 grados Celsius. En la dirección opuesta, la temperatura bajaría: incluso en Marte, toda el agua presente en el pasado se ha congelado para formar hielo.
Bajo el fisurado desierto de hielo de Encelado, en cambio, este parece ser lo suficientemente caliente; la más reciente prueba de ello fue proporcionada por el Analizador de Polvo Cósmico (CDA) a bordo de la sonda Cassini. El instrumento descubrió partículas de hielo de agua que también contienen el elemento sodio. "Ellas se encontraron en el anillo E de Saturno, un anillo de polvo que es mucho más grande, pero también mucho más débil que el más conocido anillo A y el anillo B, que puede verse incluso con un telescopio de aficionado", dice Ralf Srama, del Instituto Max Planck para Física Nuclear en Heidelberg, que dirige el experimento del CDA.
El detector viene con una novedad del anillo E de Saturno
"Encelado traza su órbita en el anillo E; esta pequeña luna es la principal fuente de partículas para este anillo", dice Srama. El CDA pesa unos 17 kilogramos y es un detector de polvo. El término "polvo" no se utiliza en su sentido convencional aquí. Con él se describen las partículas diminutas que zumban en muchas partes del sistema solar, que se miden en micrómetros (milésimas de milímetro). "El espectrómetro de masas en el CDA puede detectar los elementos químicos en tales partículas", explica Srama.
Una pieza valiosa: El Cosmic Dust Analyzer (CDA) de 17 kilogramos . El instrumento a bordo de la sonda espacial Cassini analiza el entorno de Saturno, el planeta de los anillos. El detector de polvo tiene una placa giratoria para ajustar su orientación. Foto: MPI para la Investigación del Sistema Solar.
Los predecesores técnicos del instrumento ya habían volado en varias misiones espaciales, pero fue en el anillo E de Saturno, que recogieron las primeras gotas de agua salada congelada de un océano extraterrestre, un lago subterráneo en Encelado.
La sexta luna más grande de Saturno recibe sólo alrededor de un uno por ciento del calor solar que cae sobre la Tierra. Las temperaturas en su superficie alcanzan un promedio de menos 198 grados Celsius al mediodía. Pero condiciones totalmente diferentes prevalecen bajo la "piel". Cálculos con modelos publicados recientemente ofrecen un primer intento de explicar por qué el hemisferio sur es geológicamente joven y activo, en marcado contraste con el antiguo hemisferio norte. Se propone que la convección se ha producido en el manto de hielo de Encelado, con hielo caliente debajo del polo sur aumentando, y hielo frío, probablemente en el polo norte, que fluye hacia abajo.
Una fuente de calor se requiere para conducir esta corriente. Esta es probablemente alimentada por la fricción de las mareas, debido a que la órbita del satélite es ligeramente elíptica y, por tanto, cambia periódicamente su separación de Saturno, orbitando alrededor una vez cada 33 horas. En el gigantesco campo gravitacional del planeta de los anillos, las fuerzas de marea constantemente tiran de la luna y le dan un profundo amasado, por así decirlo, lo que genera una cantidad considerable de calor interno.
¿Qué causa las fuentes que se disparan hacia el espacio?
El enigma para los investigadores es si esta convección está aún en curso y si el calentamiento por marea es suficiente para explicar las corrientes en el hielo. En cualquier caso, las observaciones muestran que hay todava calor suficiente disponible en el fondo para mantener el agua del lago lejos de la congelación e impulsar la actividad de las fuentes.
Las mediciones más recientes CDA muestran que un lago debe estar oculto allí. Hace muchos años, los planetólogos ya habían sugerido que, si el agua líquida existió en realidad debajo de la corteza de Encelado y llegó hasta el núcleo de roca caliente de la luna, entonces el cloruro de sodio y otras sales se deben haber extraído de los minerales allí presentes. Los metales alcalinos han sido ahora detectados por el espectrómetro de masa del CDA.
Frank Postberg, del Instituto Max Planck de Física Nuclear, ha analizado los datos de 1.000 partículas del anillo E. Estas son partículas con diámetros de entre uno y una décima parte de un micrómetro; tan pequeñas como las partículas en el humo del cigarrillo. "Todas consisten principalmente de hielo de agua", dice Postberg. "Alrededor del 6 por ciento de las partículas, sin embargo, son diferentes; contienen un máximo de 2 por ciento de sales, principalmente cloruro de sodio. Este componente, que se conoce como la sal de mesa, también es el mineral que se disuelve en la concentración más alta en los océanos de la Tierra."
Fuentes de gas y partículas de hielo disparadas hacia el espacio desde al menos ocho fisuras cerca del polo sur de Encelado. Un océano modelo: Debajo de la corteza de la luna Encelado de Saturno, los minerales de la roca se disuelven en el agua. Gotitas esparcidas se congelan inmediatamente. A medida que pasan a través de la fisura en la corteza de hielo, ellas están envueltas en más vapor de agua, que se congela en ellas, y luego se expulsa en forma de partículas de polvo.
Foto: Cassini Imaging Team / SSI / JPL / ESA / NASA (izquierda), gráfico: MPI de Física Nuclea.
Los espectros muestran también carbonato de sodio, bicarbonato de sodio y pequeñas cantidades de sales de potasio. El científico de Heidelberg, que llegó a los planetas desde la química a través de la física, supone que estos compuestos provienen de un lago salino, porque el agua puede llevar su carga de sal a la superficie fría sólo si sigue siendo líquida en la profundidad. Cuando se separan como un rocío de la superficie líquida, las gotitas se congelan y son llevadas hacia arriba por la corriente de vapor. La mayor parte de ellas probablemente pierden terreno y vuelven a la superficie después de la eyección, pero algunas llegan al anillo E y en órbita alrededor de Saturno.
Las condiciones químicas en el lago oculto bajo capa de hielo de Encelado se conservan dentro de las gotas. La gran mayoría de las partículas del anillo E investigadas, alrededor del 90 por ciento, son muy bajas en sal, comparable con el agua destilada. Postberg dice: "Estas gotas provienen de una nube de vapor de agua sobre el lago. Se producen cuando el vapor llevado a lo largo del trayecto se condenca en las partículas de hielo de agua pura".
"El lago está en contacto con el vapor de agua por encima de ella en una superficie de al menos varios kilómetros cuadrados. Podemos asumir que existen grandes cámaras llenas de vapor que se afilan como una chimenea en la parte superior", explica el colega de Postberg en el instituto, Sascha Kempf, director científico del experimento CDA. El lago de agua salada en Encelado no es probablemente un fenómeno global, sino limitado a la región del polo sur. Una remota indicación de esto es una foto que la cámara de Cassini ha tomado en el relieve superficial del polo del sur: una gran depresión de aproximadamente 500 metros de profundidad; bajo la que podría haber un lago.
Valles secos e islas como prueba de las primeras inundaciones
Encelado no es el primer satélite en el patio trasero de hielo del sistema solar exterior al que se le atribuye tener agua líquida debajo de su corteza. Ya en el decenio de 1990, Europa, la luna de Júpiter, atrajo la atención de los planetólogos.El océano que está en las profundidades allí aún, como se cree, tiene dimensiones globales. Otros dos de los cuatro grandes satélites de Júpiter, Ganímedes y Calisto, también pueden ocultar zonas de líquido por debajo de sus cortezas de hielo.
Cuando los científicos se atreven a mirar hacia atrás en la vida temprana de los planetas, rápidamente se enfrentan a los límites de sus conocimientos. Esto no es diferente cuando se trata de nuestro vecino planeta Marte. Los planetólogos han sabido por décadas que se trataba de un hogar para el agua -incluso en forma líquida- en su primera época. Incluso después de miles de millones de años, enormes, a veces retorcidos valles secos, con estas islas, dan testimonio de la fuerza de la erosión de las inundaciones frecuentes en aquella época. Los restos de los deltas también están muy extendidos. Ellos se formaron cuando masas de agua fluyeron en aguas estables como lagos en los huecos de los cráteres de impacto. Pero los investigadores todavía están intentando descifrar si el Marte jóven experimentó sólo cortas fases húmedas en su clima, o si el agua estaba presente en su superficie durante largos períodos geológicos.
En cualquier caso, el agua líquida puede existir en la superficie de la envoltura gaseosa fina y fría bajo condiciones especialmente favorables, y sólo por un corto tiempo. Aún no ha sido detectado en cualquier lugar con absoluta certeza. El hielo de agua, en cambio, está muy extendido en los casquetes polares y también como tierra de hielo en las latitudes medias. ¿Puede el hielo derretirse de vez en cuando? Si el clima cambia, podría incluso formar zonas habitables locales, refugios para potenciales microbios que posiblemente podrían haber sobrevivido en el desierto de hielo hasta ahora?.
Esta capa de hielo parece perfecta para patinaje sobre hielo. El problema es que usted tendría que viajar a Marte para disfrutar de ella. El hielo se acumula en el fondo de un cráter de unos 35 kilómetros de ancho en la llanura de Vastitas Borealis. Los signos de agua también se pueden ver en la imagen de arriba, los acantilados alrededor de dos kilómetros de altura cubiertos de hielo y polvo en el polo norte del planeta rojo. Fotos: ESA / DLR / FU Berlin (G. Neukum).
Un posible oasis de Marte era el destino de la sonda espacial Phoenix, con la que la agencia espacial estadounidense, NASA, se aventuró en el extremo norte del planeta desierto en mayo de 2008. También, a 68,2 grados de latitud areográfica (aproximadamente la misma latitud de Kiruna, en el norte de Suecia), los investigadores de Marte esperaban encontrar hielo de agua justo debajo de la superficie. A diferencia de Spirit y Opportunity, los dos móviles en Marte, que habían estado en funcionamiento desde hace años, las tres patas de Phoenix eran estacionarias. Su misión era recoger muestras de suelo diferentes, con su brazo de pala de casi 2,5 metros de largo y analizar su composición química.
El Phoenix ha aterrizado! La sonda Mars exploró la región polar norte de Marte a partir de mayo hasta principios de noviembre del año pasado. La instrumentación del Instituto Max Planck para la Investigación del Sistema Solar fue también a bordo. Foto: NASA / JPL / UA / Lockheed Martin.
La Cámara de Brazo Robótico (Robotic Arm Camera, RAC), del Instituto Max Planck para la Investigación del Sistema Solar, en Katlenburg-Lindau, ha encontrado las primeras pistas de hielo bajo la superficie después de sólo unos pocos días. El dispositivo, que pesa sólo 415 gramos, fue capaz de tomar una foto espectacular en la que claramente las capas de suelo brillante pueden ser reconocidas entre las almohadillas de Phoenix. Los chorros de gases de escape de los 12 propulsores de aterrizaje obviamente habína soplado lejos una capa de material de revestimiento de 5 centímetros de espesor y desenterró el hielo.
El hielo subterráneo es estable durante largos períodos de tiempo
Las fotos de los canales recién cavados mostraron una prueba más de existencia de hielo, por ejemplo más luz, y a veces manchas blancas. "Una vez que el hielo se ha excavado y privado de su capa de aislamiento térmico, comienza a cambiar", dice Walter Goetz, que analiza los datos de Phoenix en el Instituto Max Planck para la Investigación del Sistema Solar. Una vez expuesto, el hielo empieza a sublimar; en otras palabras, se evapora sin fundirse previamente. Bajo tierra, sin embargo, es estable durante largos periodos.
La principal tarea de la RAC fue documentar la toma de muestras del brazo de pala. El análisis químico proporcionó algunas sorpresas: el instrumento TEGA (Thermal Evolved Gas Analyzer), a bordo de Phoenix, encontró sólo pequeñas cantidades de hielo de agua. En el espectrómetro de masas empotrado, o residente, se mostró como un gas liberado en las muestras de suelo calentadas gradualmente. Las pequeñas cantidades de agua por debajo de 295 grados Celsius son indicativos de un suelo seco, sin hielo y sin agua, que se adhiere a las superficies de los minerales del suelo.
Este resultado aparentemente se puede explicar con la muestra especial, que demostró lo difícil de maniobrar el suelo grumoso y helado en los hornos de TEGA. A temperaturas más altas, que se incrementaron hasta 1.000 grados Celsius, el instrumento encuentra el agua, después de todo. "Esta es, posiblemente, H2O que está confinada en los minerales del suelo de Marte como agua de cristalización", explica el físico Goetz. Además, el laboratorio de química húmeda buscó sustancias solubles en el suelo. La humedad necesaria fue proporcionada por el agua de la Tierra; Phoenix la tomó específicamente para este propósito.
Ambos instrumentos pusieron de manifiesto algo notable en la química del suelo: por primera vez, ellos midieron un valor de pH alcalino de alrededor de 7,7. En el ecuador, donde Spirit y Opportunity están explorando Marte, la situación es diferente. Su análisis del suelo parece indicar un ambiente más ácido. "también fueron identificadas sales de perclorato", dijo Goetz. Estos compuestos de oxígeno y cloro fueron toda una sorpresa. Se podría insinuar que el suelo se descongeló en algún momento.
Muchos investigadores consideran incluso posible que el efecto anti-congelación del perclorato podría mantener el agua líquida, incluso a temperaturas de hasta menos 70 grados Celsius. Fotos tomadas por la RAC también presentan prueba de ello: se muestran, en uno de los puntales de aterrizaje de Phoenix, las estructuras pequeñas y redondas que se interpretan en forma de gotas. Según esta hipótesis, es de hielo, debido a que en los segundos finales del descenso fue fundida por el calor de los propulsores de aterrizaje y rociada hacia arriba.
Un poco de carbonato de calcio en el suelo
El instrumento TEGA también descubrió un pequeño porcentaje de carbonato de calcio en el suelo marciano. Los planetólogos desde hace mucho tiempo trataron en vano de descubrirlo en el planeta rojo. Los escépticos alegaron que, si Marte realmente ha sido rico en agua durante un largo período, el dióxido de carbono de la capa gaseosa, casi inevitablemente, debería haber formado cantidades apreciables de carbonato de calcio.
Phoenix ha encontrado el carbonato en el suelo de Marte. Fotografías de color de un gran número de granos de minerales ya están disponibles, aunque su composición química es aún desconocida. Algunos podrían contener el carbonato de calcio recientemente descubierto. Las fotografías de las pequeñas partículas proceden de la cámara microscopio para la que los investigadores del Max Planck en Katlenburg contribuyeron con el hardware.
Los datos de la estación meteorológica canadiense a bordo de Phoenix también muestran el papel del H2O en el Marte de hoy. El rayo dispersado por atrás de láser fue usado para medir la estratificación vertical de nubes de cristales de hielo que cubren el vehículo. A mediados del verano en el lugar de aterrizaje, los meteorólogos de Marte encontraron nubes a una altitud de 10 kilómetros.
... Y las perspectivas futuras: la niebla baja generalizada
Más tarde en el año de Marte, las temperaturas nocturnas en el suelo cayeron por debajo de menos 90 grados Celsius. La base de las nubes de nieve también se redujo a una altura de cuatro kilómetros. Además, la estación meteorológica automatizada informó de niebla en el suelo casi todas las noches. Durante las horas de luz diurna de más frío, los ojos de Phoenix podían ver el agua congelada: una y otra vez, las cámaras de a bordo fotografiaron finas capas de hielo brillante que volvió a desaparecer de la superficie de Marte cuando salió el sol en el cielo.
Paisaje helado de Marte: Una de las últimas fotografías de Phoenix del 28 de octubre de 2008 (izquierda). Poco tiempo después, la nave de aterrizaje perdió su energía solar a finales del verano ártico, y las temperaturas de la noche cayeron a unos helados 89 grados Celsius bajo cero. Phoenix no vivió tanto como se esperaba, pero dio a los investigadores una rica cosecha, el descubrimiento de hielo de agua, por ejemplo, que fue expuesto por los propulsores de aterrizaje y fotografiado con la cámara del brazo robótico (derecha). Fotos: NASA / JPL-Caltech / Univ. de Arizona / Texas A & M University. (izquierda), M. Di Lorenzo / K. Kremer / NASA / JPL / MPS / Vuelos Espaciales (derecha)
En un artículo recientemente publicado en Nature, el equipo de Phoenix llega a la siguiente conclusión: Cada vez hay más indicios de que el agua líquida existe periódicamente en el suelo del lugar de aterrizaje. Las fases climáticas más favorables necesarias para ello podrían ser iniciadas por los cambios cíclicos en la inclinación del eje de rotación de Marte y los parámetros de su órbita. Por lo tanto, podrían haber sido las fases que en el pasado geológico más reciente del lugar de aterrizaje fueron realmente favorables a la vida.
La misión Phoenix ha sido completada. Este fue solo el sexto aterrizaje exitoso en Marte hasta hoy. Naturalmente, los datos de la superficie del planeta rojo están disponible sólo para algunos puntos.
Sin embargo, los investigadores de Marte están en busca de respuestas a los grandes interrogantes sobre la historia climática del vecino de la Tierra: ¿Dónde desapareció el agua de Marte y qué procesos permitieron que esto sucediera? O, si el agua está presente sólo en el estado de congelación, donde están esas cantidades considerables de H2O escondidas? Las medidas adoptadas por los dos instrumentos idénticos suecos ASPERA, que han estado en órbita alrededor de Marte y Venus a bordo de dos sondas de la ESA durante muchos años, también son importantes en la formación de una imagen completa. ASPERA (Analizador de Plasma Espacial y Atomos Energéticos) se puede utilizar para estudiar los procesos que conducen a la pérdida del agua hoy en día.
Es evidente que, en las capas superiores de la atmósfera, las moléculas de agua se dividen por la rica energía de la radiación UV del sol. La baja gravedad del relativamente pequeño planeta Marte hace que aún algunos de los livianos átomos de hidrógeno escapen como partículas neutras. Las cosas son diferentes en planetas más pesados como Venus y la Tierra: aquí, los átomos de hidrógeno primero deben ser ionizados, para después recibir un empuje adicional fuera del planeta en altitudes más altas por el campo magnético inducido por el viento solar.
Los científicos están juntando las piezas del rompecabezas con sus mediciones. Afortunadamente, la ESA decidió ampliar recientemente las misiones planetarias hasta el 2012, debido a que aún quedan muchos años de investigación meticulosa por delante, antes de que tengamos una imagen completa de la historia del agua en nuestro sistema solar.
Herschel ayuda con la HI-FI
El Telescopio Espacial Europeo Herschel, lanzado en mayo de 2009, también va a ayudar con la búsqueda de agua en nuestro sistema planetario. Marte, los gigantes gaseosos y las lunas de Saturno, Titán y Encelado, están en la lista de tareas pendientes. En el caso de los planetas gaseosos, los investigadores tendrán una mirada particularmente buena de sus estratósferas. ¿Cómo funciona el vapor de agua allí? Aunque se supone que hay agua en el interior de los planetas gigantes, es poco probable que pueda entrar en las estratósferas. "Estas capas de la atmósfera en realidad deberían ser enteramente secas", explica Paul Pachano, quien encabeza el programa de observación del Instituto Max Planck para la Investigación del Sistema Solar.
Sin embargo, las mediciones muestran que este no es el caso. "En el caso de Júpiter, sospechamos que la fuente de hielo se presentó por los impactos de cometas", dice Pachano. Otras causas concebibles son los granos de polvo interplanetario que también contienen hielo de agua, o, en el caso de Saturno, por ejemplo, el anillo que contiene partículas de hielo. El instrumento HI-FI (Instrumento Heterodino para el Infrarrojo Lejano) de Herschel hará posible diferenciar entre estos diferentes procesos. HI-FI es el espectrómetro más sensible jamás construido para observaciones en el infrarrojo lejano. Fue desarrollado en colaboración internacional. Varios Institutos Max Planck se encontraban entre los participantes, bajo la coordinación del Instituto Neerlandés para la Investigación Espacial. El instrumento mide la distribución espacial, en particular, el perfil vertical de vapor de agua en las envolturas gaseosas de los planetas.
El Telescopio Espacial Europeo Herschel, lanzado en mayo de 2009, también va a ayudar con la búsqueda de agua en nuestro sistema planetario. Marte, los gigantes gaseosos y las lunas de Saturno, Titán y Encelado, están en la lista de tareas pendientes. En el caso de los planetas gaseosos, los investigadores tendrán una mirada particularmente buena de sus estratósferas. ¿Cómo funciona el vapor de agua allí? Aunque se supone que hay agua en el interior de los planetas gigantes, es poco probable que pueda entrar en las estratósferas. "Estas capas de la atmósfera en realidad deberían ser enteramente secas", explica Paul Pachano, quien encabeza el programa de observación del Instituto Max Planck para la Investigación del Sistema Solar.
Sin embargo, las mediciones muestran que este no es el caso. "En el caso de Júpiter, sospechamos que la fuente de hielo se presentó por los impactos de cometas", dice Pachano. Otras causas concebibles son los granos de polvo interplanetario que también contienen hielo de agua, o, en el caso de Saturno, por ejemplo, el anillo que contiene partículas de hielo. El instrumento HI-FI (Instrumento Heterodino para el Infrarrojo Lejano) de Herschel hará posible diferenciar entre estos diferentes procesos. HI-FI es el espectrómetro más sensible jamás construido para observaciones en el infrarrojo lejano. Fue desarrollado en colaboración internacional. Varios Institutos Max Planck se encontraban entre los participantes, bajo la coordinación del Instituto Neerlandés para la Investigación Espacial. El instrumento mide la distribución espacial, en particular, el perfil vertical de vapor de agua en las envolturas gaseosas de los planetas.
Datos útiles
Cassini
Una sonda lleva el nombre del astrónomo francés Giovanni Domenico Cassini (1625 - 1712). Lanzada en 1997, la nave -un proyecto conjunto entre la NASA estadounidense y la ESA Europea- ha estado orbitando en el sistema de Saturno desde julio de 2004. Cassini llevó a bordo Huygens, la pequeña sonda que aterrizó en la luna de Saturno, Titán, el 14 de enero de 2005.
Espectrometría de masas
Es un método para determinar la relación entre la masa y la carga eléctrica de moléculas y átomos (iones). La muestra se convierte inicialmente al estado gaseoso. El gas es ionizado y las partículas ionizadas se aceleran en un campo eléctrico y analizadas. La espectrometría de masas puede utilizarse para identificar los elementos o compuestos químicos.
Anillos de Saturno
Fueron identificados como tales por Christiaan Huygens en 1656. Es habitual distinguir siete componentes, designados de la A a la G. El sistema tiene un diámetro de 960.000 kilómetros y sólo unos cientos de metros de espesor. Los anillos constan de innumerables trozos individuales.
Viento solar
Son corrientes de gas que fluyen continuamente desde la corona solar al espacio interplanetario. Este plasma contiene partículas cargadas, principalmente electrones libres, núcleos de hidrógeno (protones) y núcleos de helio (dos protones y dos neutrones). El viento solar "golpea" a un promedio de 400 kilómetros por segundo a la distancia de la Tierra y es responsable de la formación de las colas de gas de los cometas, por ejemplo.
Cassini
Una sonda lleva el nombre del astrónomo francés Giovanni Domenico Cassini (1625 - 1712). Lanzada en 1997, la nave -un proyecto conjunto entre la NASA estadounidense y la ESA Europea- ha estado orbitando en el sistema de Saturno desde julio de 2004. Cassini llevó a bordo Huygens, la pequeña sonda que aterrizó en la luna de Saturno, Titán, el 14 de enero de 2005.
Espectrometría de masas
Es un método para determinar la relación entre la masa y la carga eléctrica de moléculas y átomos (iones). La muestra se convierte inicialmente al estado gaseoso. El gas es ionizado y las partículas ionizadas se aceleran en un campo eléctrico y analizadas. La espectrometría de masas puede utilizarse para identificar los elementos o compuestos químicos.
Anillos de Saturno
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Son corrientes de gas que fluyen continuamente desde la corona solar al espacio interplanetario. Este plasma contiene partículas cargadas, principalmente electrones libres, núcleos de hidrógeno (protones) y núcleos de helio (dos protones y dos neutrones). El viento solar "golpea" a un promedio de 400 kilómetros por segundo a la distancia de la Tierra y es responsable de la formación de las colas de gas de los cometas, por ejemplo.
Fuente:
The Search for the Elixir of Life (Thorsten Dambeck. © 2010, Max Planck Society, Munich).
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