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| Mareas en Titán y avalanchas de hielo en Japeto Alberto González Fairén |
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 itán
es el único satélite del Sistema Solar con una atmósfera
densa, y el único cuerpo (aparte de la Tierra) con líquidos
estables sobre su superficie. La hipótesis de la existencia
de un océano bajo de la superficie de Titán tiene ya
algunas décadas. Recientemente, los datos de la sonda Cassini
(Figura 1) han venido a confirmar los antiguos modelos. El equipo
dirigido por Luciano Iess, de la Universidad La Sapienza de Roma,
publicó en Junio resultados que avalan la existencia de un
océano de agua líquida a unos 100 kilómetros
bajo la superficie de Titán (Figura 2). Los resultados de Iess
y sus colaboradores han confirmado que la influencia de la gravedad
de Saturno deforma Titán. Es un fenómeno similar al
que sucede en la Tierra por la influencia gravitacional del Sol y
la Luna, que genera mareas en los océanos de nuestro planeta.
Cuanto más susceptible a la deformación sea el interior
de Titán, más se deformará bajo la influencia
mareal de Saturno. Y cuanto más se deforme el satélite,
más se distorsionará su campo gravitatorio, ya que éste
depende de la forma en la que se distribuye la masa de Titán. |
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| Por lo tanto, el problema de entender el estado físico
del interior de Titán se reduce a hacer un mapa de su campo
gravitatorio en diferentes puntos de su órbita. Un mapa con
estas características se puede obtener estudiando el efecto
Doppler. La sonda Cassini ha efectuado seis mediciones de la velocidad
de Titán, en otros tantos encuentros con el satélite
durante sus órbitas alrededor de Saturno, y ha confirmado (con
una precisión de 10 micrometros por segundo) que la velocidad
de Titán varía a lo largo de su órbita. A partir
de estas variaciones de velocidad, el equipo de Iess ha calculado
el campo gravitatorio de Titán, lo que les ha permitido hacer
un modelo del interior del satélite. Sus resultados sugieren
que el interior de Titán presenta una flexibilidad solo explicable
por la presencia de una capa de agua líquida de unos 200 km
de espesor escondida bajo una capa de unos 100 km de hielo. Este océano
interior estaría sometido a mareas de algún modo similares
a las que suceden en los océanos de la superficie de la Tierra.
Sin embargo, la vida sería muy poco probable en este mar escondido:
el fondo del océano de Titán sería una nueva
capa de hielo, muy diferente al fondo del océano subsuperficial
de Europa, donde se supone que existen fuentes hidrotermales inyectando
compuestos orgánicos y nutrientes en la masa de agua líquida.
El océano interno de Titán sería un desierto
líquido, oscuro y extremadamente frío. Por otra parte, el equipo de Kelsi Singer, de la Washington University en St. Louis, ha analizado las avalanchas de hielo que tienen lugar sobre la superficie helada de Japeto. En cualquier superficie planetaria, las avalanchas de hielo encuentran limitado su desplazamiento horizontal por la fricción que restringe el deslizamiento de las rocas. Sin embargo, algunas avalanchas de hielo viajan mucho más lejos de lo que se esperaría, y exhiben coeficientes de fricción con valores mucho más bajos de los que se aceptan generalmente para los materiales geológicos. Se denominan avalanchas de largo recorrido, y se han descrito tanto en la Tierra como en Marte, Venus y los satélites helados del sistema Solar exterior. Se conocen diversos factores que reducen temporalmente la fricción en estas avalanchas de largo recorrido, incluyendo la lubricación por agua o aire, la presurización termal, la fluidificación acústica y el efecto del calor. Sin embargo, las avalanchas de largo recorrido identificadas en satélites helados y sin atmósfera, como Japeto, no parecen fácilmente explicables mediante las hipótesis tradicionales. Afortunadamente, Japeto exhibe una frecuencia de avalanchas sobre su superficie comparable a las de la Tierra o Marte, incluyendo avalanchas de largo recorrido. Esto es debido a los acusados relieves topográficos que presenta esta luna en relación con su pequeño tamaño, y a que su superficie es muy antigua: hay muchas pendientes inestables que son susceptibles de colapsar (Figura 3). Por lo tanto, Japeto es un laboratorio perfecto para el estudio de avalanchas. |
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| El grupo de Singer propuso en Julio de este año
que es el propio calor producido por la fricción de los materiales
helados que forman la avalancha el que determina la capacidad de traslación
horizontal y la distancia final recorrida por las avalanchas que tienen
lugar sobre Japeto. Las avalanchas se caracterizan por el ratio entre
el desplazamiento vertical y el horizontal de los materiales (Figura
4). Este ratio ha sido bien evaluado en la Tierra y en Marte, y se
ha establecido que el ratio altura-longitud disminuye al aumentar
el volumen de los materiales que se desplazan, desde valores alrededor
de 0.6 para masas pequeñas, hasta 0.07 para volúmenes
superiores a 16 km3. Usando datos de la sonda Cassini y comparando
los resultados con avalanchas de la Tierra y Marte, Singer y sus colaboradores
determinaron que el ratio altura-longitud en las avalanchas de Japeto
varía entre 0.1 y 0.3, es decir, entre los valores característicos
de las avalanchas de barro submarinas en la Tierra y las avalanchas
de rocas sobre la superficie de la Tierra o Marte. Estos valores no
se pueden explicar aplicando los coeficientes de fricción conocidos
para el hielo de agua, que predicen desplazamientos horizontales mucho
más cortos sobre Japeto. Como sobre la superficie de Japeto
no hay agua líquida ni atmósfera, el equipo de Singer
propone que es el calor producido por la fricción de los componentes
helados de la avalancha el que hace que las superficies por las que
se desplazan las avalanchas sean más deslizables. La comprensión de las avalanchas en Japeto puede ayudar a entender el origen de fenómenos similares, que son altamente destructivos, en la Tierra y en Marte. Por lo tanto, conocer los mecanismos de funcionamiento de las avalanchas puede ser una herramienta muy útil para la prevención y el control de los efectos desastrosos de las avalanchas, tanto en la Tierra hoy como en la futura exploración humana de Marte. |
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| San Francisco (California), EEUU, 03 de Agosto de 2012. |
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