El enigma de Urano, o cómo la materia oscura podría explicar el calentamiento interno de los planetas gigantes

NASA, ESA, and M. Showalter (SETI Institute)

Urano, el tercer planeta en tamaño del sistema Solar, guarda en su interior uno de los enigmas a los que los científicos planetarios llevan dándole vueltas desde hace años. Cuando en 1986 se analizaron detenidamente los datos obtenidos de la observación del planeta en la banda de infrarrojos se comprobó que irradiaba una cantidad muy pequeña de calor interno, máxime en comparación con el resto de planetas del Sistema Solar exterior. Concretamente, si se calcula la relación entre el calor despedido por el planeta y el que recibe del Sol se obtiene un valor situado entre 1.00 y 1.14 (i.e., en el mejor caso Urano emite un 14% más de calor del que recibe del Sol), mientras que para el resto de gigantes (Júpiter, Saturno, Neptuno) la relación es siempre mayor que 1.7. Esto hace de Urano el planeta más frío del Sistema Solar, con temperaturas atmosféricas de hasta -224ºC.

Las causas por las que Urano es tan frío no acaban de estar claras. Su estructura interna es diferente de la de Júpiter y Saturno (gigantes gaseosos), pero similar a la de Neptuno, con el que comparte la denominación de gigante de hielo. De hecho, aproximadamente un 80% de la masa del planeta es roca y hielo. Para ser precisos, Urano tiene un pequeño núcleo rocoso rodeado de un manto de agua, metano y amoniaco en fase fluida debido a la combinación de presión y temperatura. Por encima, una atmósfera de hidrógeno, helio, y partes menores de agua, metano y amoniaco, que se va mezclando gradualmente con el manto líquido. La única -o la principal- característica distintiva de Urano frente a sus planetas hermanos es la extrema inclinación de su eje de rotación (98º), que prácticamente sitúa a los polos del planeta en el plano orbital. Esta inusual inclinación se atribuye a un colosal impacto en el pasado, y bien pudo tener otros efectos de carácter profundo en el planeta, incluyendo la desactivación de la producción interna de calor. Para ver por qué pudo suceder esto, es necesario ver algunas de las hipótesis planteadas en torno al calentamiento interno de los planetas gigantes.

Indudablemente hay un componente gravitatorio en este flujo de calor, pero ése no es el fin de la historia. Así, se ha propuesto que la interacción con materia oscura puede jugar un papel fundamental. Del mismo modo que hay un halo de materia oscura asociado a la galaxia, cuerpos de menor tamaño (estrellas y planetas) pueden interactuar localmente con nubes de materia oscura. Algunos modelos de materia oscura sugieren que ésta puede auto-aniquilarse, lo cual podría ayudar a solventar las dificultades que los modelos de materia oscura fría presentan en relación con la estructura a pequeña escala de las galaxias. Un análisis de este tipo lo realizan por ejemplo Matthew W. Craig y Marc Davis en un trabajo titulado

• The structure of dark matter halos in an annihilating dark matter model

publicado en New Astronomy (preprint disponible aquí). Aunque no exento de problemas (e.g., hay que justificar que la materia oscura no se auto-aniquilara completamente en el Universo joven, y hacer compatibles los productos de la aniquilación con las observaciones del fondo de rayos gamma), un modelo de este tipo podría explicar fenómenos como el bajo número de satélites de materia oscura de la Vía Láctea. A una escala de tamaño menor, la energía de la aniquilación de materia oscura capturada por un planeta podría efectivamente contribuir al calentamiento planetario. De ser así, el caso particular de Urano proporcionaría restricciones en relación a las características de la materia oscura en el halo galáctico. Esta consideración ha sido precisamente analizada por Saibal Mitra en un trabajo titulado

• Uranus’s anomalously low excess heat constrains strongly interacting dark matter

publicado en Physical Review D. Los números no terminan de cuadrar sin embargo, y en el caso de la Tierra hay una discrepancia en el flujo de calor de dos órdenes de magnitud en relación con lo que la acreción con perfecta eficiencia de materia oscura del halo galáctico indicaría. Una alternativa es la planteada por Stephen L. Adler en un artículo titulado

• Planet-bound dark matter and the internal heat of Uranus, Neptune, and hot-Jupiter exoplanets

que está disponible desde hace dos días en ArXiv. En este paper Adler considera el caso de que la materia oscura no se auto-aniquile, lo que favorecería una mayor interacción con la materia bariónica ordinaria. La densidad máxima de la materia oscura ligada gravitatoriamente al Sol es de 10⁵ (GeV/c²)/cm³, y una nube de tal densidad bastaría para explicar los flujos de calor en los planetas jovianos. En el caso particular de Urano, Adler aventura que el impacto que inclinó su eje de rotación tuvo el efecto de dispersar la nube de materia oscura que lo rodeaba (sería un efecto similar al observado en el Cúmulo Bala), con lo que privaría al planeta de su fuente de calentamiento interno.

Es una hipótesis interesante, y que también podría tener implicaciones en relación con el calentamiento de los exoplanetas del tipo «Júpiter caliente», pero depende de la naturaleza de la materia oscura, por lo que habrá que esperar a que se tenga más información en relación a la misma para determinar si sigue siendo factible.

La vida que Carl Sagan imaginó en Júpiter

Tengo pendiente realizar un comentario sobre astrobiología y las lunas de Saturno, al hilo de algún trabajo interesante que ha salido publicado al respecto, pero esta semana no he tenido tiempo por diversas razones. Mientras hallo un hueco para ello, el siguiente vídeo es bueno para abrir boca sobre el tema. Se trata de una recreación de la vida que Carl Sagan y Edwin Salpeter imaginaron como posible en Júpiter, y que el primero popularizó a través de la histórica serie Cosmos.

Cuadro de misiones a Júpiter y Saturno preseleccionadas por la NASA

Si hace unas semanas hablábamos de las misiones que la ESA había preseleccionado para el periodo 2015-2025, en el cuadro inferior se muestran las candidatas a próxima misión estrella de la NASA. Posiblemente la selección final se haga teniendo en cuenta la posible cooperación con la ESA, que podría aportar un millardo de dólares (alrededor de un 33% del coste total). La selección final se hará a finales del año próximo.

Credit: DLR; JPL; PL; JPL; NASA; H. Richer (Univ. British Columbia)

Para saber más (no mucho más para ser sinceros) sobre estas misiones se puede consultar la web de la NASA. Concretamente:

• Europa Geophysical Explorer
• Jupiter Flyby with Probes
• Enceladus Explorer
• Titan Explorer

Aunque Europa es siempre la eterna promesa de la astrobiología, la misión que propone la NASA no aterrizaría ni se sumergería en el océano bajo en hielo, que sería lo realmente determinante para evaluar las posibilidades de vida submarina. Con las demás misiones pasa algo parecido: son una continuación bastante lineal de misiones pasadas o presentes. Quizás la misión de Júpiter pueda jugar un papel igual de interesante que el que la Cassini está desarrollando en Saturno, aunque el hecho de que ya hay una misión a Júpiter en marcha (Juno) puede minar sus posibilidades. En fin, siempre nos queda Titán: aunque ya se haya estado allí antes, es un lugar lo suficientemente interesante como para ir a dar otra vuelta.

Galernas en Saturno

La troposfera de Saturno es un lugar sumamente peculiar en la que se pueden distinguir tres regiones de diferente composición y temperatura: en la parte superior hay nubes de amoniaco a -153ºC; más abajo se encuentra una capa de nubes de hidrosulfuro amónico a -93ºC; finalmente, hay una capa de nubes de agua a -23ºC. Estas regiones están sometidas a violentos temporales que pueden alcanzar los 1800 km/h en el ecuador. Precisamente la sonda Cassini ha conseguido unas espectaculares imágenes en las que se pueden apreciar estas impresionantes tempestades (imagen tomada a 3.4 millones de km de Saturno, con una escala de 20 km por pixel).

Credit: NASA/JPL/Space Science Institute

El estudio del funcionamiento de los chorros atmosféricos en los gigantes gaseosos ha dado lugar a un interesante giro en nuestra compresión de los mismos. Las típicas bandas atmosféricas que observamos en estos planetas son debidas a corrientes que circulan en diferentes sentidos. En las fronteras entre estas corrientes suelen encontrarse remolinos como el que se muestra en la imagen superior, y que según se suponía se alimentaban de estos chorros debido a la fricción contra los mismos. Sin embargo, la creencia actual es que es precisamente al revés: estos remolinos alimentan las corrientes atmosféricas, cediéndoles su energía de rotación. Esto explica que los patrones atmosféricos de Saturno o Júpiter hayan permanecido estables desde que los astrónomos empezaron a estudiarlos.

El vulcanismo de Ío, visto por la New Horizons

Ío -el tercer satélite más grande Júpiter, y el más cercano al planeta- es bien conocido por su gran actividad geológica. La cercanía a Júpiter y su resonancia orbital con Europa y Ganímedes someten a Ío a grandes fuerzas de marea gravitatorias que calientan su interior. La energía generada por esta fricción se libera a través de un intenso vulcanismo. Hay de hecho centenares de volcanes identificados en su superficie. Estos volcanes tienen un efecto decisivo sobre la morfología del satélite. Por un lado son la fuente principal de la exigua (la presión atmósférica es de 10^-9 atm) atmósfera de Ío, compuesta fundamentalmente de dióxido de azufre, y contribuyen a que el satélite esté cubierto de la escarcha sulfurosa que le da su coloración característica. Por otra parte, hacen que su superficie sea un lugar cambiante, en el que aparecen continuamente penachos, lagos de lava, o acumulaciones de depósitos volcánicos. Gracias al reciente paso de la New Horizons por el sistema joviano en febrero de 2007 se han podido tomar imágenes espectaculares de Ío (incluyendo la impresionante erupción del volcán Tvashtar, un vídeo de la cual puede verse aquí), y se han podido comparar con las que tomó la sonda Galileo en 2001. La figura inferior identifica algunos de los nuevos accidentes geográficos detectados en su superficie.

Credit: New Horizons mission, John Spencer et al., Science Magazine

La imagen anterior aparece en un artículo de John Spencer y colaboradores, de 11 instituciones diferentes, titulado

• Io Volcanism Seen by New Horizons: A Major Eruption of the Tvashtar Volcano

que aparece en el número de hoy de Science (por cierto, un número especial dedicado a los hallazgos de la New Horizons). En dicha imagen se aprecian detalles con una resolución de 12 km, y se pueden ver numerosos cambios en relación a las fotografías de Ío de las que se disponía con anterioridad. Por ejemplo, los óvalos amarillos representan penachos volcánicos nuevos, difuminados, o desplazados, y los círculos verdes indican los lugares donde se han producido nuevos flujos de lava. Los rombos celestes y los hexágonos naranjas indican por su parte la localización de penachos y puntos calientes volcánicos respectivamente. Hay que destacar que el análisis de la radiación infrarroja de Ío revela que la lava está a temperaturas que oscilan entre los 1150 K y los 1335 K.

Como nota al margen, en unas condiciones geológicas como las anteriores podemos encontrar en la Tierra diferentes microorganismos hipertermófilos, adaptados a la energía geotermal y al ambiente rico en azufre. Sin embargo, Ío está sujeta a una una intensa radiación proveniente de Júpiter y a condiciones extremas de temperatura, por lo que aunque no descartable, la posibilidad de vida en el satélite es ciertamente improbable.

New Horizons: hacia Plutón y más allá

Hace ya más de un año, el 19 de enero de 2006, se lanzaba la sonda New Horizons, con destino a Plutón y luego al Cinturón de Kuiper. A pesar de no ser tan conocida como otras misiones de la NASA en el exterior del Sistema Solar, se trata sin duda de una misión apasionante, tanto por los desafíos que presenta, como por los lugares tan recónditos que va a explorar. En relación a lo primero, hay que señalar que Plutón se encuentra a 5,000 millones de kilómetros de la Tierra, lo que quiere decir que el viaje es muy largo (12 años, que se ven reducidos a 9.5 años gracias al impulso gravitatorio de Júpiter del que hablaremos ahora). Esto implica en primer lugar que los instrumentos de la sonda han de ser extremadamente robustos para tener una durabilidad de más de diez años. Por otra parte, la gran distancia al Sol implica que no se pueden utilizar paneles solares como fuente de alimentación, y que la sonda ha de estar preparada para funcionar en un entorno extremadamente frío. Este desafío técnico se ha resuelto de manera brillante en una sonda cuyo peso no llega a 500 kg, y que funciona con un generador termoeléctrico de radioisótopos que proporciona una potencia de unos 200 W (la lámpara del salón igual consume más).

En cuanto a los objetivos científicos, éstos son realmente apasionantes. El objetivo principal es estudiar el sistema doble Plutón/Caronte y a sus satélites Nix e Hidra. Para ello, la temporización de la misión ha sido esencial, ya que desde 1989 Plutón se está alejando del Sol, y su atmósfera se está congelando sobre la superficie. Para 2015 cuando la New Horizons llegue a Plutón, se tiene esperanza de encontrar todavía una atmósfera significativa que pueda ser estudiada. De hecho, se espera recoger muestras de la misma, y obtener datos de su composición, estructura, y perfil térmico. El equipamiento de la New Horizons permitirá también estudiar la superficie de Plutón, así como la presencia de partículas de polvo en torno al sistema.

La misión no termina en este punto, sino que se prolongará con la exploración de algunos objetos en el Cinturón de Kuiper. Los cuerpos situados en el mismo son embriones planetarios, reliquias de hace 4,000 millones de años que pueden proporcionar información muy interesante acerca de la formación del Sistema Solar. En el Cinturón de Kuiper hay numerosos cuerpos de gran tamaño, como los que se muestran en la figura superior. Sin embargo, el objetivo de la New Horizons será estudiar algunos pequeños cuerpos de 35 a 50 km de diámetro. La decisión final de cuáles en concreto estudiar no se tomará hasta la aproximación de la sonda a Plutón. El alcance del estudio será similar al del sistema plutoniano: análisis de superficie (composición, morfología, y temperatura) y -si existen- de atmósfera y satélites.

Como mencionaba anteriormente, uno de los aspectos fundamentales de esta misión es la temporización, tanto para alcanzar Plutón en un momento favorable para la exploración, como para poder aprovechar el impulso gravitatorio de Júpiter. En el momento de escribir este apunte, la sonda New Horizons se encuentra a pocas horas de su máxima aproximación a Júpiter, y de recibir el empujón final. Dicho empujón vendrá en forma de corrección del rumbo -desplazando la trayectoria de la sonda 2.34 grados por encima del plano de la eclíptica, hacia donde se encuentra Plutón- y en forma de aceleración. De hecho, la sonda lleva acelerando desde el pasado día 14 de febrero gracias al tirón gravitatorio de Júpiter, y aumentará su velocidad con respecto al Sol en 4 km/s hasta alcanzar los 23 km/s.

Esta aproximación a Júpiter se aprovechará también para poner a prueba toda la instrumentación de la sonda, y llevar a cabo una exploración del planeta y de sus satélites. Las imágenes que se están obteniendo son impresionantes, como puede verse en la figura superior. En cualquier caso, una de las peculiaridades de esta misión será el hecho de que la transmisión de datos no será continua, ya que la gran distancia lo hace muy complicado (el ancho de banda de la conexión es de poco más de 1,000 bits/s una vez se llegue a Plutón). Por este motivo, la sonda está preparada para grabar toda la información, e irla retransmitiendo poco a poco a la Tierra, en un periodo que se alargará durante unos cinco meses al final de la misión.

El punto de mayor aproximación a Júpiter tendrá lugar en la madrugada del 27 al 28 de febrero, a las 05:43:40 UTC. Quien no quiera perdérselo, podrá seguir el evento en directo desde la página web de la misión.

Próximo destino: Europa

Europa, el menor de los cuatro grandes satélites de Júpiter, tiene un lugar importante en el imaginario colectivo de los amantes de la ciencia-ficción. Entre otras obras, Europa juega un papel central en varios títulos de la saga de la Odisea Espacial de Arthur C. Clarke, y se describe como el segundo lugar del sistema solar en el que puede surgir la vida. Esta caracterización no anda desencaminada del todo, ya que desde un punto de vista científico, Europa es uno de los lugares -junto con Marte, Titán y Encélado- en los que se estima más probable que haya o haya habido vida (aunque las expectativas se han visto reducidas para estos últimos, y sin perjuicio de que la vida podría surgir en otros sitios más insospechados).

Credit: NASA

Europa es un satélite de poco más de 3,000 km de diámetro (aproximadamente una cuarta parte del diámetro terrestre) con varios aspectos interesantes. Para empezar, es una de las seis lunas del Sistema Solar que tienen atmósfera (las otras son Io, Calisto, Ganímedes, Titán y Tritón), si bien ésta es extremadamente tenue, y compuesta prácticamente al 100% de oxígeno. Su superficie tiene un gran albedo, lo que indica que su superficie está cubierta de hielo joven (50 millones de años en promedio, lo que es un suspiro en términos geológicos). Con todo esto, lo más interesante y lo que despierta todo tipo de especulaciones es lo que se esconde bajo esta superficie helada. Se cree que puede haber un océano de más de 150 km de profundidad, tanto por el hecho de que haya hielo joven en la superficie, como por el efecto de las fuerzas de marea debidas a la gravedad de Júpiter, que podrían proporcionar la energía suficiente para que el agua estuviera en estado líquido. Más aún, las mediciones del campo magnético de Europa, y su interacción con el de Júpiter, son compatibles con un núcleo metálico rodeado de un fluido conductor, como agua salada. En un ambiente como éste, no es descartable la presencia de vida.

Credit: NASA

Por todo lo anterior, parece razonable que Europa debiera ser objeto de una exploración más profunda, o al menos eso es lo que han expresado diferentes científicos en la última reunión de la American Association for the Advancement of Science (AAAS). Concretamente, ha habido un mini-simposio titulado Enigmatic Europa: Understanding Jupiter’s Icy Moon dedicado a Europa, y organizado por Jere H. Lipps, de la University of California, Berkeley y Ronald Greeley, de la Arizona State University. En palabras de los organizadores:

Jupiter’s moon Europa may well harbor life because it may have an ocean, the chemicals of life, and energy sources. … Europa is a strange place. Blasted by radiation, its frozen surface is cracked and torn, intruded and impacted, and relatively unknown. Perhaps life thrives in its oceans and ice, but will probes ever get there? Will the public support and understand efforts to find out? …

Las presentaciones han abarcado diferentes aspectos de Europa. En la primera, del propio Ronald Greeley, y titulada

• Jupiter’s Moon, Europa: Gem of the Solar System

se describen las características más sobresalientes del satélite, tales como su activa superficie, y la posibilidad de que contenga un océano con más agua que todos los océanos terrestres. De hecho, la determinación de la existencia de este océano debe ser según el autor una de las prioridades del programa espacial. Para ello propone el estudio del efecto que las fuerzas de marea debidas a la gravedad combinada de Júpiter, Calisto y Ganímedes tienen en la superficie de Europa. Si la corteza de hielo es relativamente fina (es decir, si hay un profundo océano bajo ella), el efecto sería mucho más pronunciado que si dicha corteza tuviera cientos de km de espesor. Por su parte, Jere H. Lipps hizo una presentación titulada:

• Is There Life on Jupiter’s Icy Moon Europa?

En ella, ante la cuestión de si puede haber vida en Europa, su opinión es rotundamente afirmativa. Dicha opinión se basa en lo que conocemos de la vida en ambientes similares en la Tierra a los que podría haber en el océano de Europa, así como al hecho de que hay suministro energético suficiente, y los elementos químicos necesarios para facilitar el desarrollo de formas -aunque sólo sean simples- de vida.

Credit: Richard Greenberg

Esta posible presencia de vida en Europa es algo que la NASA se toma muy en serio, hasta el punto de que se optó por hacer que la sonda Galileo se precipitara sobre Júpiter una vez concluida la misión, antes que abandonarla sin más, y arriesgarse a que colisionara con Europa, y la contaminara con microorganismos terrestres. Quizás en un futuro próximo se plantee una misión de exploración específica de Europa, y se pueda penetrar en este océano sumergido que quién sabe qué puede contener.

Sobrevivir al viento

Hace un par de días era noticia el mega-vórtice descubierto en el polo Sur de Saturno. Las imágenes captadas por la sonda Cassini impresionaban no sólo por las dimensiones del vórtice (unos 2/3 del tamaño de la Tierra), sino también por lo que se podía inferir a partir de ellas. Por ejemplo, la velocidad del viento, aproximadamente de unos 550 km/h.

Da realmente que pensar lo que ha de ser estar inmerso en un vendaval de esas condiciones (hay que recordar que un huracán de categoría 5 – la máxima en la escala de Saffir-Simpson – como el Andrew en 1992, se clasifica como tal a partir de vientos de 250 km/h). Es de suponer que de existir alguna forma de vida en Saturno, ésta dispondría de algún tipo de adaptación para este tipo de circunstancias. Por ejemplo, formas de vida similares a las que Carl Sagan imaginó para Júpiter (véase la concepción artística que de ella hizo Adolf Schaller), o las que Robert L. Forward concibió para el propio Saturno (en su obra Saturn’s Rukh), no tendrían problemas para sobrevivir en estos temporales (o para poder evitarlos). Al no haber grandes obstáculos sólidos contra los que colisionar, quizás el mayor problema sería ser arrastrado a las capas más profundas de la atmósfera, y perecer abrasado. Previsiblemente, formas de vida aéreas deberían disponer de los mecanismos de locomoción necesarios para poder evitar remolinos demasiado fuertes.

Obviamente, en la superficie de un planeta rocoso la situación puede ser muy distinta. Imaginemos por ejemplo un planeta con un periodo de rotación bastante más pequeño que la Tierra, en el que la propia inercia de las masas de aire cause enormes huracanes. O un planeta con una rotación muy lenta, en el que los gradientes de temperatura sean tan altos que la propia convección origine gigantescas ventiscas. Una hipotética forma de vida en este ambiente debería habitar el subsuelo o, de poblar en la superficie, disponer de extremidades que le permitan una fuerte sujección al suelo. Precisamente, es así como Robert Sheckley imaginó la situación en A Wind is Rising, un minirelato estupendo en el que se muestra lo que un frágil ser humano siente en un planeta de esas características. Es una lectura que recomiendo sin duda.