Lagos de Titán

En la superficie de Titán , la mayor luna de Saturno, existen lagos de etano y metano líquidos , como lo confirmó la sonda espacial Cassini-Huygens , tal como se sospechaba desde la década de 1980. ^[2] Los grandes cuerpos de líquido se conocen como mares y los pequeños como lacūs (lagos). ^[3]

La posibilidad de que existan mares en Titán fue sugerida por primera vez a partir de los datos de las sondas espaciales Voyager 1 y 2 , que sobrevolaron Titán en 1980. Los datos mostraban que Titán tenía una atmósfera espesa con una temperatura y una composición aproximadamente adecuadas para albergar hidrocarburos líquidos. En 1995 se obtuvieron pruebas directas cuando los datos del telescopio espacial Hubble y otras observaciones sugirieron la existencia de metano líquido en Titán, ya sea en bolsas desconectadas o en la escala de océanos del tamaño de un satélite, similar al agua en la Tierra. ^[5]

La misión Cassini confirmó la primera hipótesis, aunque no de inmediato. Cuando la sonda llegó al sistema de Saturno en 2004, se esperaba que los lagos u océanos de hidrocarburos pudieran detectarse mediante la luz solar reflejada desde la superficie de cualquier cuerpo líquido, pero inicialmente no se observaron reflejos especulares . ^[6]

La posibilidad de que se pudiera encontrar etano y metano líquidos en las regiones polares de Titán, donde se esperaba que fueran abundantes y estables, seguía existiendo. ^[7] En la región polar sur de Titán, una enigmática formación oscura llamada Ontario Lacus fue el primer lago sospechoso identificado, posiblemente creado por nubes que se observan agrupadas en el área. ^[8] También se identificó una posible línea de costa cerca del polo mediante imágenes de radar. ^[9] Tras un sobrevuelo el 22 de julio de 2006, en el que el radar de la nave espacial Cassini fotografió las latitudes septentrionales, que en ese momento eran invierno, se observaron varias manchas grandes y lisas (y, por lo tanto, oscuras para el radar) salpicando la superficie cerca del polo. ^[10] Basándose en las observaciones, los científicos anunciaron "evidencia definitiva de lagos llenos de metano en la luna Titán de Saturno" en enero de 2007. ^{[7] [11]} El equipo Cassini-Huygens concluyó que las formaciones fotografiadas son casi con certeza los lagos de hidrocarburos largamente buscados, los primeros cuerpos estables de líquido superficial encontrados fuera de la Tierra. Algunos parecen tener canales asociados con líquido y se encuentran en depresiones topográficas. ^[7] Los canales en algunas regiones han creado sorprendentemente poca erosión, lo que sugiere que la erosión en Titán es extremadamente lenta, o algún otro fenómeno reciente puede haber borrado lechos de ríos y accidentes geográficos más antiguos. ^[12] En general, las observaciones de radar de Cassini han demostrado que los lagos cubren solo un pequeño porcentaje de la superficie y se concentran cerca de los polos, lo que hace que Titán sea mucho más seco que la Tierra. ^[13] La alta humedad relativa del metano en la atmósfera inferior de Titán podría mantenerse por la evaporación de los lagos que cubren solo el 0,002-0,02% de toda la superficie. ^[14]

Durante un sobrevuelo de Cassini a finales de febrero de 2007, las observaciones con radar y cámara revelaron varias formaciones de gran tamaño en la región del polo norte que se interpretaron como grandes extensiones de metano y/o etano líquido, entre ellas una, Ligeia Mare , con una superficie de 126.000 km2 ⁽ 49.000 millas cuadradas), ligeramente más grande que el lago Michigan-Huron , el lago de agua dulce más grande de la Tierra; y otra, Kraken Mare , que más tarde demostraría tener tres veces ese tamaño. Un sobrevuelo de las regiones polares del sur de Titán en octubre de 2007 reveló características similares, aunque mucho más pequeñas, similares a lagos. ^[15]

Durante un sobrevuelo cercano de Cassini en diciembre de 2007, el instrumento visual y cartográfico observó un lago, Ontario Lacus, en la región polar sur de Titán. Este instrumento identifica materiales químicamente diferentes basándose en la forma en que absorben y reflejan la luz infrarroja. Las mediciones de radar realizadas en julio de 2009 y enero de 2010 indican que Ontario Lacus es extremadamente superficial, con una profundidad media de 0,4 a 3,2 m (1 pie 4 pulgadas - 10 pies 6 pulgadas), y una profundidad máxima de 2,9 a 7,4 m (9 pies 6 pulgadas - 24 pies 3 pulgadas). ^[16] Por lo tanto, puede parecerse a una marisma terrestre. En contraste, el mar Ligeia del hemisferio norte tiene profundidades de 170 m (560 pies). ^[17]

Según los datos de Cassini, los científicos anunciaron el 13 de febrero de 2008 que Titán alberga en sus lagos polares "cientos de veces más gas natural y otros hidrocarburos líquidos que todas las reservas conocidas de petróleo y gas natural de la Tierra". Las dunas de arena del desierto a lo largo del ecuador, aunque carecen de líquido abierto, contienen, no obstante, más materia orgánica que todas las reservas de carbón de la Tierra. ^[18] Se ha estimado que los lagos y mares visibles de Titán contienen alrededor de 300 veces el volumen de las reservas probadas de petróleo de la Tierra. ^[19] En junio de 2008, el Espectrómetro de Cartografía Visible e Infrarrojo de Cassini confirmó la presencia de etano líquido sin lugar a dudas en un lago en el hemisferio sur de Titán. ^[20] Se desconoce la mezcla exacta de hidrocarburos en los lagos. Según un modelo informático, 3/4 de un lago polar promedio es etano, con un 10 por ciento de metano, un 7 por ciento de propano y cantidades más pequeñas de cianuro de hidrógeno , butano , nitrógeno y argón . ^{[21] Se espera que} el benceno caiga como la nieve y se disuelva rápidamente en los lagos, aunque estos pueden saturarse de la misma manera que el Mar Muerto en la Tierra está repleto de sal . El exceso de benceno se acumularía en un lodo similar al barro en las orillas y en los fondos del lago antes de ser erosionado finalmente por la lluvia de etano, formando un paisaje complejo plagado de cuevas. ^[22] También se predice que se formarán compuestos similares a la sal compuestos de amoníaco y acetileno. ^[23] Sin embargo, la composición química y las propiedades físicas de los lagos probablemente varíen de un lago a otro (las observaciones de Cassini en 2013 indican que Ligeia Mare está lleno de una mezcla ternaria de metano, etano y nitrógeno y, en consecuencia, las señales de radar de la sonda pudieron detectar el fondo marino a 170 m [560 pies] por debajo de la superficie del líquido). ^[24]

Al principio, Cassini no detectó olas cuando los lagos del norte emergieron de la oscuridad invernal (los cálculos indican que las velocidades del viento de menos de 1 metro por segundo [2,2 mph] deberían generar olas detectables en los lagos de etano de Titán, pero no se observó ninguna). Esto puede deberse a vientos estacionales bajos o a la solidificación de hidrocarburos. Titán tiene varios lagos que se encuentran cerca de su polo norte que varían en tamaño, el área que cubren estos lagos y las velocidades más bajas del viento también podrían explicar por qué no se detectaron olas en la superficie. El área sobre un líquido a través de la cual sopla el viento se conoce como área de alcance ^[25] . Cuanto mayor sea esta área, más grandes serán las olas ya que el viento tiene más área para soplar y transferir energía. Cuanto menor sea el área de alcance, más pequeñas serán las olas. Las propiedades ópticas de la superficie del metano sólido (cerca del punto de fusión) son bastante similares a las propiedades de la superficie del líquido; sin embargo, la viscosidad del metano sólido, incluso cerca del punto de fusión, es muchos órdenes de magnitud mayor, lo que podría explicar la extraordinaria suavidad de la superficie. ^[26] El metano sólido es más denso que el metano líquido, por lo que acabará hundiéndose. Es posible que el hielo de metano flote durante un tiempo, ya que probablemente contenga burbujas de gas nitrógeno de la atmósfera de Titán. ^[27] Las temperaturas cercanas al punto de congelación del metano (90,4 K; −182,8 °C; −296,9 °F) podrían dar lugar a la formación de hielo flotante y hundimiento, es decir, una costra de hielo de hidrocarburos sobre el líquido y bloques de hielo de hidrocarburos en el fondo del lecho del lago. Se prevé que el hielo suba a la superficie de nuevo al comienzo de la primavera antes de derretirse.

Desde 2014, Cassini ha detectado características transitorias en parches dispersos en Kraken Mare , Ligeia Mare y Punga Mare . Los experimentos de laboratorio sugieren que estas características (por ejemplo, las "islas mágicas" brillantes del RADAR) ^[28] podrían ser grandes parches de burbujas causados ​​por la rápida liberación de nitrógeno disuelto en los lagos. Se predice que los eventos de estallido de burbujas ocurrirán a medida que los lagos se enfríen y luego se calienten o siempre que los fluidos ricos en metano se mezclen con los ricos en etano debido a fuertes lluvias. ^{[29] [30]} Los eventos de estallido de burbujas también pueden influir en la formación de los deltas de los ríos de Titán. ^[30] Una explicación alternativa es que las características transitorias en los datos de infrarrojo cercano VIMS de Cassini pueden ser ondas capilares (ondulaciones) poco profundas impulsadas por el viento que se mueven a aproximadamente 0,7 m/s (1,6 mph) y a alturas de aproximadamente 1,5 centímetros (0,59 pulgadas). ^{[31] [32] [33]} El análisis post-Cassini de los datos VIMS sugiere que las corrientes de marea también pueden ser responsables de la generación de ondas persistentes en canales estrechos ( Freta ) de Kraken Mare. ^[33]

Se espera que los ciclones impulsados ​​por la evaporación y que incluyan lluvia, así como vientos huracanados de hasta 20 m/s (72 km/h; 45 mph) se formen solo sobre los grandes mares del norte (Kraken Mare, Ligeia Mare, Punga Mare) en el verano boreal durante 2017, con una duración de hasta diez días. ^[34] Sin embargo, un análisis de 2017 de los datos de Cassini de 2007 a 2015 indica que las olas en estos tres mares eran diminutas, alcanzando solo alrededor de 1 centímetro (0,39 pulgadas) de alto y 20 centímetros (7,9 pulgadas) de largo. Los resultados ponen en duda la clasificación del comienzo del verano como el comienzo de la temporada ventosa de Titán, porque los vientos fuertes probablemente habrían dado lugar a olas más grandes. ^[35] Un estudio teórico de 2019 concluyó que es posible que los aerosoles relativamente densos que caen sobre los lagos de Titán puedan tener propiedades repelentes de líquidos, formando una película persistente en la superficie de los lagos que luego inhibiría la formación de ondas de más de unos pocos centímetros de longitud de onda. ^[36]

El 21 de diciembre de 2008, la sonda Cassini pasó directamente sobre el lago Ontario a una altitud de 1.900 km (1.200 mi) y pudo observar una reflexión especular en las observaciones de radar. Las señales eran mucho más fuertes de lo previsto y saturaron el receptor de la sonda. La conclusión extraída de la intensidad de la reflexión fue que el nivel del lago no varió más de 3 mm (0,12 pulgadas) sobre una primera zona de reflexión de Fresnel de sólo 100 m (330 pies) de ancho (más lisa que cualquier superficie seca natural de la Tierra). A partir de esto, se supuso que los vientos superficiales en el área son mínimos en esa estación y/o el fluido del lago es más viscoso de lo esperado. ^{[37] [38]}

El 8 de julio de 2009, el espectrómetro de mapeo visual e infrarrojo (VIMS) de Cassini observó una reflexión especular en  luz infrarroja de 5 μm en un cuerpo de líquido del hemisferio norte a 71° N, 337° O. Se ha descrito como en la costa sur de Kraken Mare, ^[39] pero en una imagen combinada de radar y VIMS la ubicación se muestra como un lago separado (más tarde llamado Jingpo Lacus). La observación se realizó poco después de que la región polar norte emergiera de 15 años de oscuridad invernal. Debido a la ubicación polar del cuerpo de líquido reflectante, la observación requirió un ángulo de fase cercano a 180°. ^[40]

Los descubrimientos en las regiones polares contrastan con los hallazgos de la sonda Huygens , que aterrizó cerca del ecuador de Titán el 14 de enero de 2005. Las imágenes tomadas por la sonda durante su descenso no mostraron áreas abiertas de líquido, pero indicaron fuertemente la presencia de líquidos en el pasado reciente, mostrando colinas pálidas entrecruzadas con canales de drenaje oscuros que conducen a una región amplia, plana y más oscura. Inicialmente se pensó que la región oscura podría ser un lago de un fluido o al menos una sustancia similar al alquitrán, pero ahora está claro que Huygens aterrizó en la región oscura, y que es sólida sin ninguna indicación de líquidos. Un penetrómetro estudió la composición de la superficie cuando la nave impactó, y se informó inicialmente que la superficie era similar a la arcilla húmeda , o quizás crème brûlée (es decir, una corteza dura que cubre un material pegajoso). Un análisis posterior de los datos sugiere que esta lectura probablemente se debió a que la Huygens desplazó un gran guijarro al aterrizar, y que la superficie se describe mejor como una "arena" hecha de granos de hielo. ^[41] Las imágenes tomadas después del aterrizaje de la sonda muestran una llanura cubierta de guijarros. Los guijarros pueden estar hechos de hielo de agua y son algo redondeados, lo que puede indicar la acción de fluidos. ^[42] Los termómetros indicaron que el calor se alejó de la Huygens tan rápidamente que el suelo debe haber estado húmedo, y una imagen muestra la luz reflejada por una gota de rocío cuando cae a través del campo de visión de la cámara. En Titán, la débil luz solar permite solo alrededor de un centímetro de evaporación por año (en comparación con un metro de agua en la Tierra), pero la atmósfera puede contener el equivalente a unos 10 metros (33 pies) de líquido antes de que se forme lluvia (en comparación con unos 2 cm [0,79 pulgadas] en la Tierra). Por lo tanto, se espera que el clima de Titán presente lluvias torrenciales de varios metros (15-20 pies) que causen inundaciones repentinas, intercaladas con décadas o siglos de sequía (mientras que el clima típico en la Tierra incluye un poco de lluvia la mayoría de las semanas). ^[43] Cassini ha observado tormentas ecuatoriales solo una vez desde 2004. A pesar de esto, se descubrieron inesperadamente varios lagos de hidrocarburos tropicales de larga data en 2012 ^[44] (incluido uno cerca del lugar de aterrizaje de Huygens en la región de Shangri-La que tiene aproximadamente la mitad del tamaño del Gran Lago Salado de Utah , con una profundidad de al menos 1 metro [3'4 "]). Al igual que en la Tierra, el proveedor probable son probablemente acuíferos subterráneos , en otras palabras, las regiones ecuatoriales áridas de Titán contienen " oasis ". ^[45]

Los modelos de oscilaciones en la circulación atmosférica de Titán sugieren que, en el transcurso de un año saturnino, el líquido se transporta desde la región ecuatorial hasta los polos, donde cae en forma de lluvia. Esto podría explicar la relativa sequedad de la región ecuatorial. ^[46] Según un modelo informático, deberían producirse tormentas intensas en áreas ecuatoriales normalmente sin lluvia durante los equinoccios de primavera y otoño de Titán, suficiente líquido para crear el tipo de canales que encontró Huygens. ^[47] El modelo también predice que la energía del Sol evaporará el metano líquido de la superficie de Titán, excepto en los polos, donde la relativa ausencia de luz solar facilita que el metano líquido se acumule en lagos permanentes. El modelo también explica aparentemente por qué hay más lagos en el hemisferio norte. Debido a la excentricidad de la órbita de Saturno, el verano del norte es más largo que el verano del sur y, en consecuencia, la temporada de lluvias es más larga en el norte.

Sin embargo, recientes observaciones de Cassini (de 2013) sugieren que la geología también puede explicar la distribución geográfica de los lagos y otras características de la superficie. Una característica desconcertante de Titán es la falta de cráteres de impacto en los polos y latitudes medias, particularmente en elevaciones más bajas. Estas áreas pueden ser humedales alimentados por manantiales de etano y metano subterráneos. ^[48] Por lo tanto, cualquier cráter creado por meteoritos es rápidamente absorbido por sedimentos húmedos. La presencia de acuíferos subterráneos podría explicar otro misterio. La atmósfera de Titán está llena de metano, que según los cálculos debería reaccionar con la radiación ultravioleta del sol para producir etano líquido. Con el tiempo, la luna debería haber formado un océano de etano de cientos de metros (1.500 a 2.500 pies) de profundidad en lugar de solo un puñado de lagos polares. La presencia de humedales sugeriría que el etano se filtra en el suelo, formando una capa líquida subterránea similar al agua subterránea en la Tierra. Una posibilidad es que la formación de materiales llamados clatratos cambie la composición química de la escorrentía de lluvia que carga los "acuíferos" de hidrocarburos del subsuelo. Este proceso conduce a la formación de reservorios de propano y etano que pueden alimentar algunos ríos y lagos. Las transformaciones químicas que tienen lugar bajo tierra afectarían la superficie de Titán. Los lagos y ríos alimentados por manantiales de reservorios subterráneos de propano o etano mostrarían el mismo tipo de composición, mientras que aquellos alimentados por lluvia serían diferentes y contendrían una fracción significativa de metano. ^[49]

Todos menos el 3% de los lagos de Titán se han encontrado dentro de una unidad brillante de terreno que cubre aproximadamente 900 por 1.800 kilómetros (560 por 1.120 millas) cerca del polo norte. Los lagos encontrados aquí tienen formas muy distintivas (siluetas complejas redondeadas y lados empinados), lo que sugiere que la deformación de la corteza creó fisuras que podrían llenarse de líquido. Se han propuesto diversos mecanismos de formación. Las explicaciones van desde el colapso de la tierra después de una erupción criovolcánica hasta el terreno kárstico , donde los líquidos disuelven el hielo soluble. ^[50] Los lagos más pequeños (de hasta decenas de millas de ancho) con bordes empinados (de hasta cientos de pies de alto) podrían ser análogos a los lagos maar , es decir, cráteres de explosión que posteriormente se llenan de líquido. Se propone que las explosiones sean el resultado de fluctuaciones en el clima, que conducen a bolsas de nitrógeno líquido que se acumulan dentro de la corteza durante los períodos más fríos y luego explotan cuando el calentamiento hizo que el nitrógeno se expandiera rápidamente al cambiar a un estado gaseoso. ^{[51] [52] [53]}

Titan Mare Explorer (TiME) fue una propuesta de la NASA/ESA de aterrizar en el mar Ligeia y analizar su superficie, costa y atmósfera de Titán . ^[54] Sin embargo, fue rechazada en agosto de 2012, cuando la NASA seleccionó en su lugar la misión InSight a Marte. ^[55]

Se cree que las características etiquetadas como lacus son lagos de etano/metano, mientras que las características etiquetadas como lacuna son lechos de lagos secos. Ambos llevan el nombre de lagos de la Tierra. ^[3] Las características etiquetadas como sinus son bahías dentro de lagos o mares. Llevan el nombre de bahías y fiordos de la Tierra. Las características etiquetadas como insula son islas dentro del cuerpo de líquido. Llevan el nombre de islas míticas. Los mares titaneses (grandes mares de hidrocarburos) llevan el nombre de monstruos marinos de la mitología mundial. ^[3] Las tablas están actualizadas a 2023. ^[56]

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  Mapas de las regiones polares de Titán basados ​​en imágenes de la Estación Espacial Internacional de Cassini que muestran lagos y mares de hidrocarburos. Los cuerpos de hidrocarburos líquidos están delineados en rojo; el contorno azul indica un cuerpo que apareció durante el intervalo 2004-2005.
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  Mosaico de radar de apertura sintética de Cassini en falso color de alta resolución de la región polar norte de Titán, que muestra mares de hidrocarburos, lagos y redes tributarias. El color azul indica áreas de baja reflectividad del radar, causadas por cuerpos de etano líquido , metano y nitrógeno disuelto . ^[1] Aproximadamente la mitad de Kraken Mare , el cuerpo grande en la parte inferior izquierda, está fuera de la imagen. Ligeia Mare es el cuerpo grande en la parte inferior derecha. Punga Mare está justo a la izquierda del centro. Jingpo Lacus está justo encima de Kraken Mare, y Bolsena Lacus está directamente encima de él.
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  Vista de Cassini de los mares y lagos del polo norte de Titán en el infrarrojo cercano. El mar Ligeia está en la parte superior, el mar Punga está debajo y el mar Kraken está en la parte inferior derecha.
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  Entre julio de 2004 y junio de 2005, aparecieron nuevas formaciones oscuras en Arrakis Planitia , una llanura baja en la región polar sur de Titán. Se interpretan como nuevos cuerpos de hidrocarburos líquidos resultantes de la precipitación de las nubes observadas en la zona en octubre de 2004.
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  Los lagos del polo norte de Titán parecen haber sido estables durante al menos una temporada titánica (siete años terrestres).
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  Vista en color natural en infrarrojo cercano visible de Titán que muestra sus mares y lagos del polo norte en la parte superior izquierda.

• Atmósfera de Titán
• Lagos en Marte
• Lista de lagos y mares más grandes del Sistema Solar  – Lista de cuerpos de líquido del Sistema Solar
• Pozo de alquitrán  – Pozo de asfalto o lago de asfalto

• Mapa de los cuerpos líquidos del polo norte de Titán con nombres de características de la página del sistema Titán del USGS