Recordemos la misión Cassini-Huygens

Titán.

Titán es el único satélite que posee atmósfera. Según los datos que tenemos puede estar compuesta principalmente por nitrógeno pero hasta un 6% puede ser metano y compuestos complejos de hidrocarburos. La sonda espacial Cassini-Huygens se dirige hacia Saturno para desvelar los secretos de sus anillos y sus lunas. Si todo va bien en enero de 2005 la sonda Huygens descenderá en paracaídas por la atmósfera de Titán y aterrizara en una helada superficie o quizás en un océano de metano con hidrocarburos.

Historia:
Titán fue descubierto por el renombrado astrónomo que da título a nuestro Boletín: Huygens. Fue un gran personaje que avanzó los conocimientos del saber en muchos campos, uno de ellos el de la astronomía. El telescopio lo empezó a utilizar Galileo, descubriendo los cráteres de la Luna, las manchas solares, las fases de Venus y los satélites de Júpiter. Los satélites galileanos los descubrió en 1610. Por supuesto observó Saturno, pero fue demasiado para su primitivo telescopio. Saturno le “engañaba”, unas veces lo veía triple, otras veces solitario, hasta el punto que no quiso saber más de el. Huygens fue el primero que descubrió la verdadera naturaleza del anillo de Saturno (12 febrero de 1659). Cuatro años antes de ese descubrimiento, apreció con su telescopio de 12 pies, una pequeña estrellita cerca del planeta. Era la noche del 25 de marzo de 1655. Al observarla durante varios días resultó ser un satélite, que giraba alrededor de Saturno en aproximadamente 16 días. Por el brillo del satélite y la gran distancia a la que se encuentra de la Tierra, supuso Huygens que debiera superar en magnitud al mayor de los satélites de Júpiter, siendo tal vez más pequeño de Marte. En su Sistema Saturnium manifestó su opinión de que este descubrimiento completaba el sistema solar, que entonces se componía de 6 planetas principales o primarios, que eran el Sol, Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter y Saturno y seis planetas secundarios o satélites: la Luna, los cuatro de Júpiter: Io, Europa, Ganímedes y Calixto, y el que había descubierto en Saturno: Titán. En total 12, que se dividía por la mitad exactamente en astros primarios y secundarios, sin que fuera posible que existiesen más cuerpos. Las creencias de la época le jugaron una mala pasada. Si hubiera pensado que podían existir otros satélites, casi seguro que hubiera descubierto 2 o quizás 4 satélites más.

Figura 1. Saturno visto con el telescopio Hubble en el ultravioleta, visible e infrarrojo.

Doce años después de esta predicción, el 25 de octubre de 1671, Cassini descubrió un segundo satélite que orbitaba en 80 días. Era menos brillante que Titán y solo se veía la mitad de su órbita por lo que dedujo que una de sus caras era menos reflectante que la otra. El 23 de diciembre de 1672 Cassini descubrió un tercer satélite interior a los otros dos, con un periodo de 4 días y medio. Con sus nuevos telescopios de 100 y 136 pies de distancia focal, el 21de marzo de1684, Cassini descubrió dos nuevos satélites. El descubrimiento de cuatro satélites por un astrónomo era un hecho tan extraordinario en la ciencia francesa que el gobierno hizo acuñar una medalla en conmemoración de este suceso, con una inscripción que decia: Saturni Satellites Primum Cogniti. Cassini quiso ponerles el nombre de Siderea Lodvicea en honor de Luis XIV, pero al final se denominaron con nombres de la mitología: Tetis, Dione, Rhea y el más alejado Jafet. Tuvo que pasar un siglo (1789) para que Herschel descubriera dos nuevos satélites: Mimas y Enceladus.

Cuando escribo estas líneas, (octubre de 2003) una sonda espacial se dirige a desvelar los misterios de Saturno y sus satélites. No se podían llamar de otra forma que no fuera Cassini la nave primaria y Huygens a una pequeña sonda que llegará hasta la superficie de Titán. Luego las veremos detenidamente.

Figura 2.- Huygens y Cassini

Titán es un satélite que por su tamaño bien podía haber sido un planeta. Es mayor que Mercurio, y solo es superado por el gigantesco satélite de Júpiter, Ganímedes. Ya Huygens sospechó sus grandes dimensiones. Por su tamaño se situaría como un planeta rocoso tipo terrestre, pero está muy alejado del Sol, donde predominan los cuerpos gaseosos con mucho hielo y escaso núcleo. El astrónomo catalán (español) Comas Solá predijo en 1908 que tenía atmósfera. Con su refractor de 30 cm. del observatorio de Fabra apreció que el diminuto disco de Titán era menos brillante en los bordes que en su centro. Ningún satélite tiene esta peculiaridad. Y es precisamente esta atmósfera la que hace de Titán un cuerpo único. Hay que notar que el diámetro aparente de Titán es de aproximadamente 1″ de arco, algo así como un coche a 1000 Km. En 1944 Gerard Kuiper detectó la presencia de metano. Y con ello un nuevo mundo de hipótesis sobre la composición de su atmósfera.

Datos físicos de Titán y su atmósfera.

Casi todo lo que sabemos de este satélite se lo debemos a las sondas Voyager, sobre todo a la Voyager 1. (Por cierto, todo el costo de este proyecto se ha calculado que equivale a un caramelo/per cápita de americano). Los programadores del vuelo hicieron que la nave pasara el día 12 de Noviembre de 1980 a solamente 6.500 Km. de su superficie, y posteriormente fuera ocultada por el satélite. Midiendo la desviación se pudo calcular su masa, y por la intensidad de la señal se midió perfectamente el diámetro y por consiguiente la densidad. La interferencia de las señales de radio sirvió para determinar la composición y la estructura térmica de la atmósfera. La composición se realizó de forma indirecta pues lo que se determinó es el peso medio de las moléculas que forman su atmósfera que resultó ser de 27 unidades de masa atómica. Este paso tan próximo supuso que la Voyager 1, no pudiera seguir su camino hacia los planetas más exteriores, Urano y Neptuno. La Voyager 2 pasó mucho más lejos, a 666.000 kilómetros el día 25 de agosto de 1981. Al pasar tan próxima la sonda Voyager 1, pudo realizar fotografías y analizar el espectro de su atmósfera. Las imágenes de Titán tomadas en luz visible no son nada espectaculares. Su densa atmósfera impidió ver cualquier indicio de su superficie. Una capa de color amarillento con unas escasísimas nubes eran las imágenes que enviaron.

Figura 3.- Titán visto desde los Voyager. Imagen retocada para resaltar los cambios de color.

Titán tiene un radio de 2575 Km. (Marte 3.395, la Tierra 6.378, la Luna 1.738 y Mercurio 2.440 Km.), una densidad media de 1.82 gramos/cm3 (Marte 3.95, la Tierra 5.52) y una temperatura media de la superficie de 95 º Kelvin (Marte 215º K y la Tierra 288º K.). La gravedad es de 144 cm/s2 (Marte 374 y en la Tierra 981). Titan tiene un periodo de revolución de 15.945 días. Esta casi en el mismo plano que el sistema de anillos. La atmósfera ejerce una presión de 1600 milibares (en la Tierra son 1000). Está compuesta predominantemente por nitrógeno, argón y un sin número de compuestos carbonados que la hacen extraordinariamente interesante.

Composición de la atmósfera de Titán.

La formación de Titán está ligada a la de Saturno y éste a la del sistema solar. En el boletín Huygens nº 45 vimos como se formaron los planetas tipo terrestre. Los planetas gaseosos o externos tienen una composición diferente, con menor núcleo rocoso y mayor proporción de compuestos volátiles. Sin duda, el Sol en formación, generó tal irradiación y viento solar que hizo diferenciarse la primitiva nebulosa protoplanetaria. La porción interior fue más rocosa y con menos gases, mientras que las porciones más externas fue al contrario. Los planetas externos, quizá se formaron directamente de zonas de condensación la nebulosa misma y no a partir de pequeños impactos de planetésimos (o las dos teorías como es habitual). Titán surgiría de la propia nebulosa que originó el primitivo Saturno. Dada la distancia al Sol, suponemos que en la composición de esta nebulosa entrarían silicatos, hielo de agua, hielo de amoniaco y hielo de metano, capaces de disolver grandes cantidades de metano, argón y dióxido de carbono. Conforme se fue condensando en los distintos cuerpos planetarios, fue aumentando la temperatura y diferenciándose en distintos estratos: un núcleo rocoso, una capa líquida y una atmósfera. Todos los indicios apuntan a que el núcleo rocoso de Titán tiene un radio de unos 1700 Km., con una masa de un 55% del total del satélite. El resto evidentemente tiene que tener poca densidad. El núcleo estaría rodeado de una corteza de clatratos sólidos. Los clatratos son el nombre genérico de una estructura en la que las moléculas de una sustancia se encuentran físicamente atrapadas en la red cristalina de otra sin especificar el enlace químico entre ellas. Los gases nobles y los hidrocarburos forman clatratos de agua, ocupando cavidades en una estructura de hielo. Le seguiría una capa de amoniaco y metano hidratado (NH3 · H2O y CH4 · H2O). y más externamente un océano de metano líquido quizá mezclado con etano. Por último una capa atmosférica de la cual tenemos evidencias de su composición por los espectros enviados desde los Voyager.

Figura 4.- Espectro de Titán obtenido por las sondas Voyager.

La atmósfera de Titán está compuesta principalmente por Nitrógeno. Característica que comparte con nuestro planeta y ninguno más del sistema solar. El origen del nitrógeno es discutido pues hay autores que sugieren que procede del NH3 (amoniaco) y por la acción de la luz solar se ha disociado en nitrógeno e hidrógeno. El hidrógeno se habría escapado al espacio exterior dado su menor masa. Actualmente no queda prácticamente nada de NH3 en la atmósfera. El segundo constituyente es el argón. Es un gas noble que no reacciona en las condiciones habituales, se supone una concentración inferior al 6%. El resto de la atmósfera, entre un 1% y un 6%, podría estar compuesto por metano y compuestos de carbono. El metano (CH4) puede producir un importante efecto invernadero. Es un gas inestable en la alta atmósfera de Titán. La radiación solar de onda inferior a 160 nanómetros (ultravioleta), produce una disociación del CH4 formando varios radicales: CH, CH2 y CH3, junto a átomos de hidrógeno. El hidrógeno escaparía al exterior por lo que es difícil regenerar nuevamente metano. Estos radicales de carbono son muy reactivos y dan origen a hidrocarburos tales como etano (C2H6), acetileno (C2H2), etileno (C2H4) y cadenas de poliacetileno cuya fórmula general es C2nH2n. El nitrógeno también sufre una fotodisociación y puede dar lugar a otros compuestos muy interesantes como el ácido cianhídrico (CHN). El ácido cianhídrico es mortal para los seres vivos pues bloquea la respiración celular, pero es capaz de reaccionar y dar lugar a compuestos complejos como aminoácidos. Estos hidrocarburos se formarían en la atmósfera de Titán a una altura entre 200 y 300 Km. Formarían pequeñas gotitas de pocas micras de diámetro de color anaranjado, que como una capa de nubes ocultaría totalmente la superficie de Titán. Se le ha denominado “thollin”. Si analizamos detenidamente la composición del thollin encontramos una gran variedad de moléculas como pirroles, pirazinas, piridinas y pirimidinas. Estos compuestos contienen uno o más anillos heterocíclicos, es decir, estructuras carbonadas, hexagonales o pentagonales, interrumpidas por un átomo distinto de Carbono, especialmente Nitrogeno.

Carl Sagan intentó reproducir las condiciones de esta enrarecida atmósfera y consiguió un espectro similar al encontrado por los Voyager. Estos aerosoles de hidrocarburos irían cayendo sobre el océano de metano líquido. En los 4.5 mil millones de años de existencia se ha calculado que tendrá una capa de 1 Km. de espesor. Es evidente que hay muchos interrogantes, si el metano se trasforma en otros compuestos, o se renueva o en pocos millones de años no quedaría nada. Se ha calculado que entre 1 y 10 millones de años podría desaparecer y trasformarse totalmente. No sabemos el ciclo del metano en esas condiciones. Podría haber nubes de metano situadas a unos 30-40 km., con lluvias, ríos, lagos o quizá océanos de ese líquido. Toda una meteorología nueva por investigar. No sabemos las condiciones de la Tierra en sus orígenes pero con el estudio de Titán seguro que ampliamos nuestros conocimientos sobre la formación y evolución de la vida.

Figura 5.- Esquema de la atmósfera de Titán y el ciclo del metano.

En estos últimos años, poderosos instrumentos han observado detenidamente a Titán, quizá preparando la llegada de las sondas Cassini-Huygens. El telescopio espacial Hubble. Es de sobra conocido por todos los aficionados a la astronomía. Tiene la ventaja que puede ver en las regiones del infrarrojo próximo donde la atmósfera de Titán es menos opaca. Sería como observar con niebla. Ha logrado ver su superficie con una resolución de 300 Km. En estas imágenes se aprecia unas zonas oscuras y otras claras, lo que elimina la posibilidad de un solo océano de hidrocarburos. Ha detectado nubes en su atmósfera que posiblemente siguen el ciclo estacional del satélite, con inviernos fríos y veranos calidos.

Figura 6.- Mapa de Titán con una resolución de 300 Km. tomada con el telescopio espacial Hubble.

— Telescopio de ESO en Chile con sistema de óptica adaptativa (ADONIS). Fueron tomadas en una banda estrecha para la que es casi trasparente la atmosfera de Titán. Difícil de interpretar pero pueden sugerir un continente de hielo de metano o de etano.

Figura 7. Imagen de Titán tomada con el Telescopio Eso-Adonis.

— Telescopio Keck: (10 metros con óptica adaptativa). Con las imágenes de este gigantesco telescopio sus autores sugieren que Titán se puede parecer mucho a la Tierra, con continentes erosionados por la lluvia de metano y zonas oscuras similares a mares. Detectan nubes de este gas similares a nuestras tormentas en la baja atmósfera.

Figura 8.- El telescopio Keck detecta una tormenta en el polo sur del satélite.

— El VLA (Very Large Array): conjunto de radiotelescopios situados en Nuevo Méjico. El VLA se basa en emitir radioondas con un radiotelescopio y captar su reflexión con un conjunto de radiotelescopios sincronizados. La resolución es escasa pero se ha identificado que la superficie no es homogénea, no hay océano global. Sugiere una superficie consistente en hielo rugoso y desigual. Noticias de última hora (2/10/03): el equipo de astronomía de la Universidad de Cornell, utilizando el radiotelescopio de Arecibo, envió una señal radio de un megavatio de potencia y registró la reflexión en la superficie de Titán, llegando a la conclusión que es compatible con una superficie con hidrocarburos libres.

La química de su atmósfera sugiere un océano de hidrocarburos de 1 Km. flotando en una mar de metano, pero las observaciones indican que no hay océano global y la superficie hay diferencias de albedo muy notables. ¿Como contentamos a todos? Varias hipótesis: mares y océanos como en la Tierra o bien el componente líquido estaría en el subsuelo como las aguas subterráneas terrestres, o bien estaría entremezclado con el regolito de la superficie.

Las sondas Cassini-Huygens

Todo lo que hemos escrito hasta ahora probablemente haya que reescribirlo de nuevo dentro de 2 años. Saturno, sus anillos, sus lunas y sobre todo Titán serán visitados, estudiados y analizados por una sonda espacial que ya está muy próxima a su destino. La idea de la misión comenzó en 1982 cuando los comités científicos de la Academia Nacional de Ciencias de los Estados Unidos y la Fundación Europea de Ciencia propusieron enviar una sonda para estudiar Saturno y su satélite Titán. En 1.988 la NASA realiza el estudio completo del orbitador de Saturno mientras la Agencia Europea desarrolla los planos del módulo de descenso a Titán. Partió de la Tierra el día 15 de Octubre de 1997 a las 08:43 h a bordo del cohete Titán IV/Centauro.

Figura 9.- Nave Cassini en pleno montaje.

Es una nave muy grande. Mide 6.8 metros de altura y 4 de diámetro. Pesa un total de 5.574 Kg. de los cuales 3.132 Kg. son de combustible y 2.442 Kg. de la nave con el instrumental. A pesar de ser el cohete más poderoso que se dispone, el lanzamiento no es directo a Saturno. Tiene que servirse del apoyo gravitacional de Venus, la Tierra y Júpiter. El 26 de abril de 1988 hizo el primer sobrevuelo de Venus y el 24 de junio de 1999 el segundo, pasando a la distancia de 598 Km. El 18 de agosto de 1999 pasó a solamente 1.000 km. de la Tierra, con una velocidad de 68.000 km/h, cogiendo velocidad hacia Júpiter. El 23 de Enero de 2000 activó sus sensores para hacer 2 fotografías al asteroide 2685 Masurski desde una distancia de 1.6 millones de Km. Sirvió para comprobar el sistema de guiado y calcular que el tamaño es de aproximadamente 15-20 km. Dada la lejanía no se aprecian detalles. El siguiente objetivo fue Júpiter. Cogió un buen tirón gravitatorio y aumentó su velocidad. Activó sus sensores desde octubre de 2000 hasta marzo de 2001. Las imágenes a pesar de estar a unos 10 millones de Km. son absolutamente espectaculares y se augura un buen resultado cuando visite Saturno. Además sirvió para comprobar la fiabilidad de los resultados pues la nave Galileo seguía enviando información. La llegada a Saturno está prevista para el día 1 de Julio de 2004. 3 años de viaje entre los dos grandes planetas sin encontrarse ningún cuerpo que fotografiar.

El proyecto inicial consta de 74 órbitas a Saturno, con 44 aproximaciones a Titán, que completará en 4 años. Esperemos que suceda como la sonda Galileo que continuó su misión durante varios años más. La nave Cassini tiene como misión el estudio de Saturno, sus anillos y sus lunas. Para el estudio de Titán, se ha dedica exclusivamente la sonda Huygens. Estaba previsto que Huygens se separará de la nave Cassini el día 6 de diciembre de 2004 y entrara en Titán a finales de año. En otoño de 2000 detectaron un “pequeño” fallo. Al separarse las dos naves cambian sus velocidades relativas y se produce un efecto doppler en las señales que no estaba previsto de antemano. El cambio de la frecuencia hace incapaz la comunicación entre ellas. Hubo que cambiar la programación. En vez de dos sobrevuelos sobre Titán, tendrá que hacer 3. El primero está previsto el día 26 de octubre de 2004, el segundo el 13 de diciembre de 2004. La sonda Huygens se separará de la Cassini el día 25 de diciembre y llegará a la superficie de Titán 22 días más tarde, el 14 de Enero de 2005. Sin duda habrá que estar muy atento a esas fechas.
El plan previsto para el aterrizaje en la luna Titán es el siguiente. En contacto con la alta atmósfera, reduce su velocidad de los 6.000 m/s que lleva a “solamente” 400 m/s. En dos minutos sufrirá una tremenda deceleración y un calentamiento de su escudo protector. A 180 Km. de altura desplegará un paracaídas y se desprenderá del escudo protector, ya inservible. Comenzará a tomar las primeras medidas científicas. A los 50 Km. de altura las cámaras enviaran imágenes del descenso, de la atmósfera y de la superficie. Después de 2h. de descenso impactará con la superficie sólida o líquida de Titán. La nave tiene autonomía para unas horas más, que quizás las pase meciéndose en las olas de un océano de metano-etano-hidrocarburos.

Figura 10. Esquema del descenso de la nave Huygens sobre la superficie sólida o líquida de Titán.

Instrumental científico de la Nave Cassini:

A la distancia que se encuentra, la información y las órdenes tardan 80 minutos en llegar. La luz Solar no es suficiente para obtener energía con paneles solares. La energía la proporciona tres Generadores Termoeléctricos de Radioisótopos que mueven dos motores con un empuje de 450 Nw cada uno. Sus múltiples instrumentos se clasifican en dos grandes grupos: ópticos de sensores remotos, formados por las cámaras y espectrómetros y el grupo de instrumentos que medirán la magnetosfera, las radiaciones y las partículas del entorno.

Sensores de óptica remotos:

Composite Infrared Spectrometer (CIRS): es un espectrómetro doble. Su objetivo es medir la radiación infrarroja de las atmósferas, los anillos y las superficies de los satélites. Con ello se obtendrán mapas de temperatura y las composición de sus atmósferas Imaging Science Subsystems (ISS): Es un conjunto de dos cámaras en luz visible con sensores CCD de 1.024×1.024. Sus objetivos son fotografiar el movimiento de las atmósferas de Titán y Saturno.

Ultraviolet Imaging Spectrograph (UVIS): Es un espectrómetro ultravioleta.

Visual and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS): espectrómetro en infrarrojo cercano y luz visible.

Sensores de microondas remotos:

Cassini Radar (RADAR): Transmisiones de radar contra la superficie de Titán e intentar averiguar si esta se encuentra en estado sólido o líquido Radio Science Subsystem (RSS): Usa los sistemas de comunicación por radio para medir la composición, presiones y temperaturas de las atmósferas y estructuras de los anillos.

Figura 11: La sonda Cassini y su instrumental.

Campos, partículas y ondas:

Cassini Plasma Spectrometer (CAPS): Mide el flujo de iones y electrones.
Cosmic Dust Analyzer (CDA): Analizador de Polvo Cósmico.
Ion and Neutral Mass Spectrometer (INMS): Medirá los iones positivos y las moléculas neutras de las capas altas de la atmósfera de Titán y la magnetosfera de Saturno.
Dual Technique Magnetometer (MAG): Su principal objetivo es determinar los campos magnéticos planetarios
Magnetospheric Imaging Instrument (MIMI): Está diseñado para medir la composición, cargas eléctricas y energías de los iones y electrones de la magnetosfera y el plasma.
Radio & Plasma Wave Science (RPWS): Medirá los campos eléctricos y magnéticos.

Instrumental de la sonda Huygens:

ha sido construida por la Agencia Espacial Europea. Pesa 350 Kg.

Huygens Atmospheric Structure Instrument (HASI): Consiste en una serie de sensores que miden las propiedades eléctricas y físicas de la atmósfera de Titán. Unos acelerómetros medirán las fuerzas en las 3 direcciones para conocer los movimientos de la sonda durante el descenso. Si la superficie fuese líquida se apreciaría el movimiento ondulatorio con este sistema. Además lleva sensores de presión y temperatura que permitirán conocer la estructura de la atmósfera. Un analizador de ondas electromagnéticas y permitividad medirá la conductividad de los electrones e iones de la atmósfera. También detectará los posibles relámpagos y truenos mediante un micrófono. Este instrumento ha sido construido y diseñado en parte en el Instituto de Astrofísica de Andalucía y supone la primera participación española en una sonda interplanetaria.

Doppler Wind Experiment (DWE): Usará un oscilador ultraestable para deducir características de la atmósfera.
Descent Imager/Spectral Radiometer (DISR): Tomará imágenes y espectros durante el descenso de la sonda.
Gas Chromatograph Mass Spectrometer (GCMS): Es un analizador químico de gases que identificará los constituyentes de la atmósfera. En caso de un aterrizaje analizará también la composición del terreno o líquido que la rodee.
Surface-Science Package (SSP): Es un conjunto de nueve instrumentos que comenzarán a funcionar en el momento de tomar tierra (o ‘líquido’). Un sónar empezará a funcionar 100 metros antes de llegar al suelo y determinará la distancia al mismo para seguridad de la sonda y averiguará la rugosidad de la superficie. Si la superficie es líquida medirá la velocidad del sonido en dicho líquido y su profundidad.
En caso de escasa luz dispone de iluminación propia para poder hacer fotografías de la superficie.
En los próximos años nos irá llegando valiosa información de estas sondas. Habrá que estar atento a las novedades.

Figura 12: Hipotética imagen del descenso de la sonda Huygen en la atmósfera de Titán

Todos conocemos de la rentabilidad de este proyecto que, en datos e imágenes ha sido impagable. Gracias a Cassini-huygens ahora conocemos mucho mejor todo lo relativo a Saturno y su luna titán. Ahora, esperémos el resultado que nos pueda dar Curiosity en Marte.

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