Titán (luna)
Titán es la luna más grande de Saturno y el segundo satélite natural más grande del Sistema Solar. Es la única luna que se sabe que tiene una atmósfera densa, y es el único objeto conocido en el espacio además de la Tierra en el que se ha encontrado evidencia clara de cuerpos estables de líquido superficial.
Titán es una de las siete lunas redondeadas gravitacionalmente en órbita alrededor de Saturno, y la segunda más distante de Saturno de esas siete. Con frecuencia descrito como una luna similar a un planeta, Titán es un 50 % más grande (en diámetro) que la Luna de la Tierra y un 80 % más masivo. Es la segunda luna más grande del Sistema Solar después de Ganímedes, la luna de Júpiter, y es más grande que el planeta Mercurio, pero tiene solo un 40% de su masa.
Descubierto en 1655 por el astrónomo holandés Christiaan Huygens, Titán fue la primera luna conocida de Saturno y el sexto satélite planetario conocido (después de la luna de la Tierra y las cuatro lunas galileanas de Júpiter). Titán orbita Saturno a 20 radios de Saturno. Desde la superficie de Titán, Saturno subtiende un arco de 5,09 grados, y si fuera visible a través de la espesa atmósfera de la luna, parecería 11,4 veces más grande en el cielo, en diámetro, que la Luna desde la Tierra. que subtiende 0,48° de arco.
Titán se compone principalmente de hielo y material rocoso, que probablemente se diferencia en un núcleo rocoso rodeado por varias capas de hielo, incluida una corteza de hielo Ih y una capa subterránea de agua líquida rica en amoníaco. Al igual que con Venus antes de la era espacial, la densa atmósfera opaca impidió la comprensión de la superficie de Titán hasta que la misión Cassini–Huygens en 2004 proporcionó nueva información, incluido el descubrimiento de lagos de hidrocarburos líquidos en Titán. #39;s regiones polares. La superficie geológicamente joven es generalmente suave, con pocos cráteres de impacto, aunque se han encontrado montañas y varios posibles criovolcanes.
La atmósfera de Titán es en gran parte nitrógeno; los componentes menores conducen a la formación de nubes de metano y etano y una densa neblina de organonitrógeno. El clima, incluidos el viento y la lluvia, crea características superficiales similares a las de la Tierra, como dunas, ríos, lagos, mares (probablemente de metano y etano líquidos) y deltas, y está dominado por patrones climáticos estacionales como en la Tierra. Con sus líquidos (tanto superficiales como subterráneos) y una sólida atmósfera de nitrógeno, el ciclo del metano de Titán tiene una sorprendente similitud con el ciclo del agua de la Tierra, aunque a una temperatura mucho más baja de aproximadamente 94 K (−179 °C; −290 °F).
Historia
Descubrimiento
Titán fue descubierto el 25 de marzo de 1655 por el astrónomo holandés Christiaan Huygens. Huygens se inspiró en el descubrimiento de Galileo de las cuatro lunas más grandes de Júpiter en 1610 y sus mejoras en la tecnología de telescopios. Christiaan, con la ayuda de su hermano mayor Constantijn Huygens Jr., comenzó a construir telescopios alrededor de 1650 y descubrió la primera luna observada en órbita alrededor de Saturno con uno de los telescopios que construyeron. Fue la sexta luna jamás descubierta, después de la Luna de la Tierra y las lunas galileanas de Júpiter.
Nombramiento
Huygens llamó a su descubrimiento Saturni Luna (o Luna Saturni, en latín "luna de Saturno"), publicando en el tratado de 1655 De Saturni Luna Observatio Nova (Una nueva observación de la luna de Saturno). Después de que Giovanni Domenico Cassini publicara sus descubrimientos de cuatro lunas más de Saturno entre 1673 y 1686, los astrónomos adoptaron la costumbre de referirse a estas y a Titán como Saturno I a V (con Titán entonces en la cuarta posición). Otros epítetos tempranos para Titán incluyen 'satélite ordinario de Saturno'. La Unión Astronómica Internacional numera oficialmente a Titán como Saturno VI.
El nombre Titán, y los nombres de los siete satélites de Saturno conocidos entonces, provienen de John Herschel (hijo de William Herschel, descubridor de otras dos lunas de Saturno, Mimas y Encelado), en su 1847 publicación Resultados de Observaciones Astronómicas Realizadas durante los Años 1834, 5, 6, 7, 8, en el Cabo de Buena Esperanza. Numerosas lunas pequeñas se han descubierto alrededor de Saturno desde entonces. Las lunas de Saturno llevan el nombre de gigantes mitológicos. El nombre Titán proviene de los Titanes, una raza de inmortales en la mitología griega.
Órbita y rotación
Titán orbita Saturno una vez cada 15 días y 22 horas. Al igual que la Luna de la Tierra y muchos de los satélites de los planetas gigantes, su período de rotación (su día) es idéntico a su período orbital; Titán está bloqueado por mareas en rotación síncrona con Saturno y muestra permanentemente una cara del planeta. Las longitudes en Titán se miden hacia el oeste, a partir del meridiano que pasa por este punto. Su excentricidad orbital es de 0,0288, y el plano orbital está inclinado 0,348 grados con respecto al ecuador de Saturno y, por lo tanto, también aproximadamente un tercio de grado fuera del plano del anillo ecuatorial. Visto desde la Tierra, Titán alcanza una distancia angular de unos 20 radios de Saturno (poco más de 1 200 000 kilómetros (750 000 mi)) de Saturno y subtiende un disco de 0,8 segundos de arco de diámetro.
El pequeño satélite de forma irregular Hyperion está bloqueado en una resonancia orbital de 3:4 con Titán. Hiperión probablemente se formó en una isla orbital estable, mientras que el enorme Titán absorbió o expulsó cualquier otro cuerpo que se acercara de cerca.
Características a granel
Titán tiene 5.149,46 kilómetros (3.199,73 mi) de diámetro, 1,06 veces el del planeta Mercurio, 1,48 el de la Luna y 0,40 el de la Tierra. Titán es el décimo objeto más grande del sistema solar, incluido el Sol. Antes de la llegada de la Voyager 1 en 1980, se pensaba que Titán era un poco más grande que Ganímedes (diámetro de 5262 kilómetros (3270 mi)) y, por lo tanto, la luna más grande del Sistema Solar; esta fue una sobreestimación causada por la densa y opaca atmósfera de Titán, con una capa de neblina de 100 a 200 kilómetros sobre su superficie. Esto aumenta su diámetro aparente. El diámetro y la masa de Titán (y por lo tanto su densidad) son similares a los de las lunas jovianas Ganímedes y Calisto. Según su densidad aparente de 1,88 g/cm3, la composición de Titán es mitad hielo y mitad material rocoso. Aunque similar en composición a Dione y Enceladus, es más denso debido a la compresión gravitacional. Tiene una masa de 1/4226 de la de Saturno, lo que la convierte en la luna más grande de los gigantes gaseosos en relación con la masa de su principal. Es el segundo en términos de diámetro relativo de las lunas a un gigante gaseoso; Titán es 1/22,609 del diámetro de Saturno, Tritón tiene un diámetro más grande en relación con Neptuno en 1/18,092.
Es probable que Titán esté parcialmente diferenciado en distintas capas con un centro rocoso de 3400 kilómetros (2100 millas). Este centro rocoso está rodeado por varias capas compuestas por diferentes formas cristalinas de hielo. Su interior aún puede estar lo suficientemente caliente como para que una capa líquida consista en un "magma" compuesto de agua y amoníaco entre la corteza de hielo Ih y capas de hielo más profundas hechas de formas de hielo de alta presión. La presencia de amoníaco permite que el agua permanezca líquida incluso a una temperatura tan baja como 176 K (−97 °C) (para mezcla eutéctica con agua). La sonda Cassini descubrió la evidencia de la estructura en capas en forma de ondas de radio naturales de frecuencia extremadamente baja en la atmósfera de Titán. Se cree que la superficie de Titán es un mal reflector de ondas de radio de frecuencia extremadamente baja, por lo que es posible que se reflejen en el límite de hielo líquido de un océano subterráneo. La nave espacial Cassini observó que las características de la superficie se desplazaban sistemáticamente hasta 30 kilómetros (19 mi) entre octubre de 2005 y mayo de 2007, lo que sugiere que la corteza está desacoplada del interior y proporciona evidencia adicional de una capa líquida interior. Otra evidencia de apoyo para una capa líquida y una capa de hielo desacoplada del núcleo sólido proviene de la forma en que el campo de gravedad varía a medida que Titán orbita alrededor de Saturno. La comparación del campo de gravedad con las observaciones topográficas basadas en RADAR también sugiere que la capa de hielo puede ser sustancialmente rígida.
Formación
Se cree que las lunas de Júpiter y Saturno se formaron por coacreción, un proceso similar al que se cree que formó los planetas del Sistema Solar. A medida que se formaron los jóvenes gigantes gaseosos, fueron rodeados por discos de material que gradualmente se fusionaron en lunas. Mientras que Júpiter posee cuatro grandes satélites en órbitas planetarias muy regulares, Titán domina abrumadoramente el sistema de Saturno y posee una alta excentricidad orbital que no se explica inmediatamente solo por la coacreción. Un modelo propuesto para la formación de Titán es que el sistema de Saturno comenzó con un grupo de lunas similares a los satélites galileanos de Júpiter, pero que fueron interrumpidos por una serie de impactos gigantes, que pasarían a formarse. Titán. Las lunas medianas de Saturno, como Japeto y Rea, se formaron a partir de los escombros de estas colisiones. Un comienzo tan violento también explicaría la excentricidad orbital de Titán.
Un análisis de 2014 del nitrógeno atmosférico de Titán sugirió que posiblemente provino de material similar al encontrado en la nube de Oort y no de fuentes presentes durante la acumulación conjunta de materiales alrededor de Saturno.
Ambiente
Titán es la única luna conocida con una atmósfera significativa, y su atmósfera es la única densa rica en nitrógeno del Sistema Solar, aparte de la de la Tierra. Las observaciones realizadas en 2004 por Cassini sugieren que Titán es un 'súper rotador', como Venus, con una atmósfera que gira mucho más rápido que su superficie. Las observaciones de las sondas espaciales Voyager han demostrado que la atmósfera de Titán es más densa que la de la Tierra, con una presión superficial de aproximadamente 1,45 atm. También es aproximadamente 1,19 veces más masivo que el total de la Tierra, o aproximadamente 7,3 veces más masivo por área de superficie. Las capas de neblina opaca bloquean la luz más visible del Sol y otras fuentes y oscurecen las características de la superficie de Titán. La menor gravedad de Titán significa que su atmósfera es mucho más extensa que la de la Tierra. La atmósfera de Titán es opaca en muchas longitudes de onda y, como resultado, es imposible adquirir desde la órbita un espectro completo de reflectancia de la superficie. No fue hasta la llegada de la nave espacial Cassini–Huygens en 2004 que se obtuvieron las primeras imágenes directas de la superficie de Titán.
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La composición atmosférica de Titán es nitrógeno (97 %), metano (2,7 ± 0,1 %) e hidrógeno (0,1–0,2 %), con trazas de otros gases. Hay trazas de otros hidrocarburos, como etano, diacetileno, metilacetileno, acetileno y propano, y de otros gases, como cianoacetileno, cianuro de hidrógeno, dióxido de carbono, monóxido de carbono, cianógeno, argón y helio. Se cree que los hidrocarburos se forman en la atmósfera superior de Titán en reacciones resultantes de la descomposición del metano por la luz ultravioleta del Sol, produciendo una espesa niebla anaranjada. Titán pasa el 95% de su tiempo dentro de la magnetosfera de Saturno, lo que puede ayudar a protegerlo del viento solar.
La energía del Sol debería haber convertido todos los rastros de metano en la atmósfera de Titán en hidrocarburos más complejos en 50 millones de años, un tiempo breve en comparación con la edad del Sistema Solar. Esto sugiere que el metano debe ser reabastecido por un reservorio en o dentro de Titán. El origen último del metano de su atmósfera puede ser su interior, liberado a través de erupciones de criovolcanes.
El 3 de abril de 2013, la NASA informó que es probable que surjan en Titán sustancias químicas orgánicas complejas, denominadas colectivamente tolinas, según estudios que simulan la atmósfera de Titán. El 6 de junio de 2013, científicos del IAA-CSIC informaron de la detección de hidrocarburos aromáticos policíclicos en la atmósfera superior de Titán.
El 30 de septiembre de 2013, la nave espacial Cassini de la NASA detectó propeno en la atmósfera de Titán utilizando su espectrómetro infrarrojo compuesto (CIRS). Esta es la primera vez que se encuentra propeno en una luna o planeta que no sea la Tierra y es el primer químico encontrado por el CIRS. La detección de propeno llena un vacío misterioso en las observaciones que se remontan al primer sobrevuelo planetario cercano de Titán de la nave espacial Voyager 1 de la NASA en 1980, durante el cual se descubrió que muchos de Los gases que componen la neblina marrón de Titán eran hidrocarburos, teóricamente formados a través de la recombinación de radicales creados por la fotólisis ultravioleta del metano del Sol.
El 24 de octubre de 2014, se encontró metano en las nubes polares de Titán. El 1 de diciembre de 2022, los astrónomos informaron haber visto nubes, probablemente hechas de metano, moviéndose a través de Titán, utilizando el telescopio espacial James Webb.
Clima
La temperatura de la superficie de Titán es de unos 94 K (−179,2 °C). A esta temperatura, el hielo de agua tiene una presión de vapor extremadamente baja, por lo que el poco vapor de agua presente parece estar limitado a la estratosfera. Titán recibe alrededor del 1% de la luz solar que recibe la Tierra. Antes de que la luz solar llegue a la superficie, alrededor del 90 % ha sido absorbido por la espesa atmósfera, dejando solo el 0,1 % de la cantidad de luz que recibe la Tierra.
El metano atmosférico crea un efecto invernadero en la superficie de Titán, sin el cual Titán sería mucho más frío. Por el contrario, la neblina en la atmósfera de Titán contribuye a un efecto antiinvernadero al absorber la luz solar, cancelar una parte del efecto invernadero y hacer que su superficie sea significativamente más fría que su atmósfera superior.
Las nubes de Titán, probablemente compuestas de metano, etano u otras sustancias orgánicas simples, están dispersas y son variables, acentuando la neblina general. Los hallazgos de la sonda Huygens indican que la atmósfera de Titán hace llover periódicamente metano líquido y otros compuestos orgánicos sobre su superficie.
Las nubes suelen cubrir el 1 % del disco de Titán, aunque se han observado eventos de estallido en los que la capa de nubes se expande rápidamente hasta un 8 %. Una hipótesis afirma que las nubes del sur se forman cuando los niveles elevados de luz solar durante el verano austral generan un levantamiento en la atmósfera, lo que resulta en convección. Esta explicación se complica por el hecho de que la formación de nubes se ha observado no solo después del solsticio de verano del sur, sino también a mediados de la primavera. El aumento de la humedad del metano en el polo sur posiblemente contribuya al rápido aumento del tamaño de las nubes. Era verano en el hemisferio sur de Titán hasta 2010, cuando la órbita de Saturno, que gobierna el movimiento de Titán, movió el hemisferio norte de Titán hacia la luz del sol. Cuando cambien las estaciones, se espera que el etano comience a condensarse sobre el polo sur.
Características de la superficie
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Mapa global de Titan – con etiquetas IAU (agosto 2016).
Titan – puntos de vista infrarrojos (2004–2017)
Polo Norte de Titan (2014)
Polo Sur de Titan (2014)
La superficie de Titán se ha descrito como "compleja, procesada por fluidos [y] geológicamente joven". Titán ha existido desde la formación del Sistema Solar, pero su superficie es mucho más joven, entre 100 y 1000 millones de años. Los procesos geológicos pueden haber remodelado la superficie de Titán. La atmósfera de Titán es cuatro veces más gruesa que la de la Tierra, lo que dificulta que los instrumentos astronómicos obtengan imágenes de su superficie en el espectro de luz visible. La nave espacial Cassini utilizó instrumentos infrarrojos, altimetría de radar e imágenes de radar de apertura sintética (SAR) para cartografiar partes de Titán durante sus sobrevuelos cercanos. Las primeras imágenes revelaron una geología diversa, con áreas rugosas y suaves. Hay características que pueden ser de origen volcánico, arrojando agua mezclada con amoníaco en la superficie. También hay evidencia de que la capa de hielo de Titán puede ser sustancialmente rígida, lo que sugeriría poca actividad geológica. También hay rayas, algunas de ellas de cientos de kilómetros de longitud, que parecen ser causadas por partículas arrastradas por el viento. El examen también ha mostrado que la superficie es relativamente suave; los pocos objetos que parecen ser cráteres de impacto parecen haber sido rellenados, tal vez por la lluvia de hidrocarburos o volcanes. La altimetría de radar sugiere que la variación de altura es baja, normalmente no más de 150 metros. Se han descubierto cambios de elevación ocasionales de 500 metros y Titán tiene montañas que a veces alcanzan varios cientos de metros hasta más de 1 kilómetro de altura.
La superficie de Titán está marcada por amplias regiones de terreno brillante y oscuro. Estos incluyen Xanadu, una gran área ecuatorial reflectante del tamaño de Australia. Fue identificado por primera vez en imágenes infrarrojas del Telescopio Espacial Hubble en 1994, y luego visto por la nave espacial Cassini. La enrevesada región está llena de colinas y cortada por valles y simas. Está atravesado en algunos lugares por lineamientos oscuros, características topográficas sinuosas que se asemejan a crestas o grietas. Estos pueden representar actividad tectónica, lo que indicaría que Xanadu es geológicamente joven. Alternativamente, los lineamientos pueden ser canales formados por líquido, lo que sugiere un terreno antiguo que ha sido atravesado por sistemas de arroyos. Hay áreas oscuras de tamaño similar en otras partes de Titán, observadas desde el suelo y por Cassini; al menos uno de ellos, Ligeia Mare, el segundo mar más grande de Titán, es casi un mar de metano puro.
 Titan mosaico de un Cassini flyby. La gran región oscura es Shangri-La. |  Titan en color falso mostrando detalles de la superficie y atmósfera. Xanadu es la región brillante en el centro inferior. |  Imagen compuesta de Titan en infrarrojos. Cuenta con las regiones oscuras y llenas de dunas Fensal (north) y Aztlan (south). |
Lagos
2. Alrededor de la mitad del cuerpo grande a la izquierda baja, Kraken Mare, se muestra. Ligeia Mare está a la derecha baja.
(concepto artístico)
La posibilidad de que haya mares de hidrocarburos en Titán se sugirió por primera vez en base a los datos de Voyager 1 y 2 que mostraban que Titán tenía una atmósfera espesa de aproximadamente la temperatura y composición correctas para los apoyan, pero no se obtuvo evidencia directa hasta 1995 cuando los datos del Hubble y otras observaciones sugirieron la existencia de metano líquido en Titán, ya sea en bolsas desconectadas o en la escala de los océanos de un satélite, similar al agua en la Tierra.
La misión Cassini confirmó la hipótesis anterior. Cuando la sonda llegó al sistema de Saturno en 2004, se esperaba que los lagos de hidrocarburos u océanos fueran detectados por la luz solar reflejada en su superficie, pero inicialmente no se observaron reflejos especulares. Cerca del polo sur de Titán, se identificó una enigmática característica oscura llamada Ontario Lacus (y luego se confirmó que era un lago). También se identificó una posible línea de costa cerca del polo a través de imágenes de radar. Después de un sobrevuelo el 22 de julio de 2006, en el que el radar de la nave espacial Cassini capturó imágenes de las latitudes del norte (que entonces estaban en invierno), varios parches grandes, suaves (y por lo tanto oscuros para el radar) fueron vistos salpicando la superficie cerca del polo. Con base en las observaciones, los científicos anunciaron 'evidencia definitiva de lagos llenos de metano en la luna Titán de Saturno' en enero de 2007. El equipo Cassini–Huygens concluyó que las características fotografiadas son casi con seguridad 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. Las características de la erosión líquida parecen ser una ocurrencia muy reciente: los canales en algunas regiones han creado sorprendentemente poca erosión, lo que sugiere que la erosión en Titán es extremadamente lenta, o algunos otros fenómenos recientes pueden haber eliminado lechos de ríos y accidentes geográficos más antiguos. En general, las observaciones del radar de la Cassini han demostrado que los lagos cubren solo un pequeño porcentaje de la superficie, lo que hace que Titán sea mucho más seco que la Tierra. La mayoría de los lagos se concentran cerca de los polos (donde la relativa falta de luz solar impide la evaporación), pero también se han descubierto varios lagos de hidrocarburos de larga data en las regiones desérticas ecuatoriales, incluido uno cerca del aterrizaje de Huygens. sitio en la región de Shangri-La, que tiene aproximadamente la mitad del tamaño del Gran Lago Salado en Utah, EE. UU. Los lagos ecuatoriales son probablemente "oasis", es decir, el proveedor probable son los acuíferos subterráneos.
En junio de 2008, el espectrómetro de cartografía visual e infrarroja de la Cassini confirmó sin lugar a dudas la presencia de etano líquido en Ontario Lacus. El 21 de diciembre de 2008, Cassini pasó directamente sobre Ontario Lacus y observó un reflejo especular en el radar. La fuerza del reflejo saturó el receptor de la sonda, lo que indica que el nivel del lago no varió más de 3 mm (lo que implica que los vientos superficiales fueron mínimos o que el fluido de hidrocarburo del lago es viscoso).
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El 8 de julio de 2009, el VIMS de Cassini observó un reflejo especular indicativo de una superficie lisa, similar a un espejo, en lo que hoy se llama Jingpo Lacus, un lago en el polo norte. región poco después de que el área emergiera de 15 años de oscuridad invernal. Los reflejos especulares son indicativos de una superficie lisa similar a un espejo, por lo que la observación corroboró la inferencia de la presencia de un gran cuerpo líquido extraído de las imágenes de radar.
Las primeras mediciones de radar realizadas en julio de 2009 y enero de 2010 indicaron que Ontario Lacus era extremadamente poco profundo, con una profundidad promedio de 0,4 a 3 m y una profundidad máxima de 3 a 7 m (9,8 a 23,0 pies). Por el contrario, el Ligeia Mare del hemisferio norte se cartografió inicialmente a profundidades superiores a los 8 m, el máximo perceptible por el instrumento de radar y las técnicas de análisis de la época. Un análisis científico posterior, publicado en 2014, trazó un mapa más completo de las profundidades de los tres mares de metano de Titán y mostró profundidades de más de 200 metros (660 pies). Ligeia Mare tiene un promedio de 20 a 40 m (66 a 131 ft) de profundidad, mientras que otras partes de Ligeia no registraron ningún reflejo de radar, lo que indica una profundidad de más de 200 m (660 ft). Si bien es el segundo más grande de los mares de metano de Titán, Ligeia "contiene suficiente metano líquido para llenar tres lagos Michigans".
En mayo de 2013, el radar altímetro de Cassini observó los canales Vid Flumina de Titán, definidos como una red de drenaje conectada al segundo mar de hidrocarburos más grande de Titán, Ligeia Mare.. El análisis de los ecos del altímetro recibidos mostró que los canales están ubicados en cañones profundos (hasta ~570 m), con laderas empinadas y tienen fuertes reflejos superficiales especulares que indican que actualmente están llenos de líquido. Las elevaciones del líquido en estos canales están al mismo nivel que Ligeia Mare con una precisión vertical de aproximadamente 0,7 m, de acuerdo con la interpretación de valles de ríos sumergidos. También se observan reflejos especulares en afluentes de orden inferior elevados por encima del nivel de Ligeia Mare, en consonancia con el drenaje que alimenta el sistema de canales principal. Esta es probablemente la primera evidencia directa de la presencia de canales de líquido en Titán y la primera observación de cañones de cien metros de profundidad en Titán. Los cañones de Vid Flumina son así sumergidos por el mar, pero hay algunas observaciones aisladas que atestiguan la presencia de líquidos superficiales en elevaciones más altas.
Durante seis sobrevuelos de Titán entre 2006 y 2011, Cassini recopiló datos de seguimiento radiométrico y de navegación óptica a partir de los cuales los investigadores pudieron inferir aproximadamente el cambio de forma de Titán. La densidad de Titán es consistente con un cuerpo que tiene aproximadamente un 60% de roca y un 40% de agua. Los análisis del equipo sugieren que la superficie de Titán puede subir y bajar hasta 10 metros durante cada órbita. Ese grado de deformación sugiere que el interior de Titán es relativamente deformable, y que el modelo más probable de Titán es uno en el que una capa helada de decenas de kilómetros de espesor flota sobre un océano global. Los hallazgos del equipo, junto con los resultados de estudios previos, insinúan que el océano de Titán puede estar a no más de 100 kilómetros (62 millas) por debajo de su superficie. El 2 de julio de 2014, la NASA informó que el océano dentro de Titán podría ser tan salado como el Mar Muerto. El 3 de septiembre de 2014, la NASA informó sobre estudios que sugerían que la lluvia de metano en Titán podría interactuar con una capa de materiales helados subterráneos, llamada "alcanofero", para producir etano y propano que eventualmente podrían alimentar ríos y lagos.
En 2016, Cassini encontró la primera evidencia de canales llenos de líquido en Titán, en una serie de cañones profundos y empinados que desembocan en Ligeia Mare. Esta red de cañones, denominada Vid Flumina, tiene una profundidad de 240 a 570 m y tiene paredes con una pendiente de hasta 40 °. Se cree que se formaron por un levantamiento de la corteza, como el Gran Cañón de la Tierra, o por un descenso del nivel del mar, o tal vez por una combinación de ambos. La profundidad de la erosión sugiere que los flujos de líquido en esta parte de Titán son características a largo plazo que persisten durante miles de años.
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| Foto de reflexión especulativa infrarroja en Jingpo Lacus, un lago en la región polar norte | Perspective radar view of Bolsena Lacus (lower right) and other northern hemisferio hydrocarbon lakes |
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| Al contrario de imágenes del número de lagos en el hemisferio norte (izquierda) y el hemisferio sur (derecha) | Dos imágenes del hemisferio sur de Titán adquirieron un año aparte, mostrando cambios en los lagos polares del sur |
Cráteres de impacto
Los datos de radar, SAR e imágenes de Cassini han revelado pocos cráteres de impacto en la superficie de Titán. Estos impactos parecen ser relativamente jóvenes, en comparación con la edad de Titán. Los pocos cráteres de impacto descubiertos incluyen una cuenca de impacto de dos anillos de 392 kilómetros de ancho llamada Menrva vista por la ISS de Cassini como un patrón concéntrico brillante-oscuro. También se han observado un cráter de piso plano más pequeño, de 80 kilómetros de ancho (50 mi), llamado Sinlap y un cráter de 30 km (19 mi) con un pico central y un piso oscuro llamado Ksa. Las imágenes de radar y Cassini también han revelado 'crateriformes', características circulares en la superficie de Titán que pueden estar relacionadas con el impacto, pero que carecen de ciertas características que harían segura la identificación. Por ejemplo, Cassini ha observado un anillo de 90 kilómetros de ancho (56 millas) de material brillante y áspero conocido como Guabonito. Se cree que esta característica es un cráter de impacto lleno de sedimentos oscuros arrastrados por el viento. Se han observado varias otras características similares en las regiones oscuras de Shangri-La y Aaru. El radar observó varias características circulares que pueden ser cráteres en la región brillante de Xanadu durante el sobrevuelo de Titán de Cassini el 30 de abril de 2006.
Muchos de los cráteres o probables cráteres de Titán muestran evidencia de erosión extensa y todos muestran algún indicio de modificación. La mayoría de los cráteres grandes tienen bordes rotos o incompletos, a pesar de que algunos cráteres en Titán tienen bordes relativamente más masivos que los de cualquier otro lugar del Sistema Solar. Hay poca evidencia de formación de palimpsestos a través de la relajación de la corteza viscoelástica, a diferencia de otras grandes lunas heladas. La mayoría de los cráteres carecen de picos centrales y tienen suelos lisos, posiblemente debido a la generación de impactos o erupción posterior de lava criovolcánica. El relleno de varios procesos geológicos es una de las razones de la relativa deficiencia de cráteres de Titán; el blindaje atmosférico también juega un papel. Se estima que la atmósfera de Titán reduce el número de cráteres en su superficie por un factor de dos.
La limitada cobertura de radar de alta resolución de Titán obtenida hasta 2007 (22 %) sugirió la existencia de irregularidades en la distribución de sus cráteres. Xanadu tiene de 2 a 9 veces más cráteres que en otros lugares. El hemisferio delantero tiene una densidad un 30% más alta que el hemisferio trasero. Hay densidades de cráteres más bajas en áreas de dunas ecuatoriales y en la región del polo norte (donde los lagos y mares de hidrocarburos son más comunes).
Los modelosPre-Cassini de trayectorias y ángulos de impacto sugieren que donde el impactador golpea la corteza de hielo de agua, una pequeña cantidad de material eyectado permanece como agua líquida dentro del cráter. Puede persistir como líquido durante siglos o más, suficiente para "la síntesis de moléculas precursoras simples del origen de la vida".
Criovulcanismo y montañas
Los científicos han especulado durante mucho tiempo que las condiciones en Titán se asemejan a las de la Tierra primitiva, aunque a una temperatura mucho más baja. La detección de argón-40 en la atmósfera en 2004 indicó que los volcanes habían generado columnas de "lava" compuesto de agua y amoníaco. Los mapas globales de la distribución del lago en la superficie de Titán revelaron que no hay suficiente metano en la superficie para explicar su presencia continua en su atmósfera y, por lo tanto, una porción significativa debe agregarse a través de procesos volcánicos.
Aún así, hay una escasez de características superficiales que puedan interpretarse sin ambigüedades como criovolcanes. Una de las primeras características reveladas por las observaciones de radar de Cassini en 2004, llamada Ganesa Macula, se asemeja a las características geográficas llamadas "cúpulas de panqueque" encontrado en Venus y, por lo tanto, inicialmente se pensó que era de origen criovolcánico, hasta que Kirk et al. refutó esta hipótesis en la reunión anual de la Unión Geofísica Estadounidense en diciembre de 2008. Se descubrió que la característica no era un domo en absoluto, sino que parecía ser el resultado de una combinación accidental de parches claros y oscuros. En 2004, Cassini también detectó una característica inusualmente brillante (llamada Tortola Facula), que se interpretó como un domo criovolcánico. No se han identificado características similares a partir de 2010. En diciembre de 2008, los astrónomos anunciaron el descubrimiento de dos "puntos brillantes" transitorios pero inusualmente duraderos; en la atmósfera de Titán, que parecen demasiado persistentes para ser explicados por meros patrones climáticos, lo que sugiere que fueron el resultado de episodios criovolcánicos prolongados.
Una cadena montañosa que mide 150 kilómetros (93 mi) de largo, 30 kilómetros (19 mi) de ancho y 1,5 kilómetros (0,93 mi) de alto también fue descubierta por Cassini en 2006. Esta cordillera se encuentra en el hemisferio sur y se cree que está compuesto de material helado y cubierto de nieve de metano. El movimiento de las placas tectónicas, quizás influenciado por una cuenca de impacto cercana, podría haber abierto una brecha a través de la cual afloró el material de la montaña. Antes de Cassini, los científicos suponían que la mayor parte de la topografía de Titán serían estructuras de impacto, pero estos hallazgos revelan que, al igual que la Tierra, las montañas se formaron a través de procesos geológicos.
En 2008, Jeffrey Moore (geólogo planetario del Centro de Investigación Ames) propuso una visión alternativa de la geología de Titán. Al señalar que hasta ahora no se han identificado características volcánicas inequívocas en Titán, afirmó que Titán es un mundo geológicamente muerto, cuya superficie está formada solo por cráteres de impacto, erosión fluvial y eólica, pérdida de masa y otros procesos exógenos. Según esta hipótesis, los volcanes no emiten metano, sino que se difunde lentamente fuera del interior rígido y frío de Titán. Ganesa Macula puede ser un cráter de impacto erosionado con una duna oscura en el centro. Las crestas montañosas observadas en algunas regiones pueden explicarse como escarpes muy degradados de grandes estructuras de impacto de anillos múltiples o como resultado de la contracción global debido al lento enfriamiento del interior. Incluso en este caso, Titán aún puede tener un océano interno hecho de la mezcla eutéctica de agua y amoníaco con una temperatura de 176 K (−97 °C), que es lo suficientemente baja como para explicarse por la descomposición de los elementos radiactivos en el núcleo. El terreno brillante de Xanadu puede ser un terreno degradado con muchos cráteres similar al observado en la superficie de Calisto. De hecho, si no fuera por su falta de atmósfera, Calisto podría servir como modelo para la geología de Titán en este escenario. Jeffrey Moore incluso llamó a Titán Calisto con el tiempo.
En marzo de 2009, se anunciaron estructuras que se asemejan a flujos de lava en una región de Titán llamada Hotei Arcus, cuyo brillo parece fluctuar durante varios meses. Aunque se sugirieron muchos fenómenos para explicar esta fluctuación, se descubrió que los flujos de lava se elevaban 200 metros (660 pies) por encima de la superficie de Titán, lo que es consistente con su erupción desde debajo de la superficie.
En diciembre de 2010, el equipo de la misión Cassini anunció el criovolcán más convincente que se haya encontrado hasta ahora. Llamada Sotra Patera, es una de una cadena de al menos tres montañas, cada una de entre 1000 y 1500 m de altura, varias de las cuales están coronadas por grandes cráteres. El suelo alrededor de sus bases parece estar cubierto por flujos de lava congelada.
Se han identificado accidentes geográficos similares a cráteres posiblemente formados a través de erupciones criovolcánicas explosivas, similares a maar o formadoras de calderas en las regiones polares de Titán. Estas formaciones a veces están anidadas o superpuestas y tienen características que sugieren explosiones y colapsos, como bordes elevados, halos y colinas o montañas internas. La ubicación polar de estas características y su colocalización con los lagos y mares de Titán sugiere que los volátiles como el metano pueden ayudar a impulsarlos. Algunas de estas características parecen bastante recientes, lo que sugiere que dicha actividad volcánica continúa hasta el presente.
La mayoría de los picos más altos de Titán se encuentran cerca de su ecuador en los llamados 'cinturones de cresta'. Se cree que son análogos a las montañas del pliegue de la Tierra, como las Montañas Rocosas o el Himalaya, formadas por la colisión y el pandeo de las placas tectónicas, o a las zonas de subducción como los Andes, donde surge la lava (o criolava) de un derretimiento. placa descendente sube a la superficie. Un posible mecanismo para su formación son las fuerzas de marea de Saturno. Debido a que el manto helado de Titán es menos viscoso que el manto de magma de la Tierra, y debido a que su lecho rocoso helado es más suave que el lecho rocoso de granito de la Tierra, es poco probable que las montañas alcancen alturas tan grandes como las de la Tierra. En 2016, el equipo de Cassini anunció lo que creen que es la montaña más alta de Titán. Ubicado en la cordillera de los Montes Mithrim, tiene una altura de 3.337 m.
Si el vulcanismo en Titán realmente existe, la hipótesis es que está impulsado por la energía liberada por la descomposición de los elementos radiactivos dentro del manto, como sucede en la Tierra. El magma en la Tierra está hecho de roca líquida, que es menos densa que la corteza rocosa sólida a través de la cual entra en erupción. Debido a que el hielo es menos denso que el agua, el magma acuoso de Titán sería más denso que su sólida corteza helada. Esto significa que el criovulcanismo en Titán requeriría una gran cantidad de energía adicional para operar, posiblemente a través de la flexión de las mareas del cercano Saturno. El hielo de baja presión, que se superpone a una capa líquida de sulfato de amonio, asciende de manera flotante, y el sistema inestable puede producir eventos de penachos dramáticos. Titán vuelve a emerger a través del proceso con hielo del tamaño de un grano y cenizas de sulfato de amonio, lo que ayuda a producir un paisaje en forma de viento y características de dunas de arena. Titán puede haber sido mucho más geológicamente activo en el pasado; Los modelos de la evolución interna de Titán sugieren que la corteza de Titán tenía solo 10 kilómetros de espesor hasta hace unos 500 millones de años, lo que permitió un vigoroso criovulcanismo con magmas de agua de baja viscosidad para borrar todas las características de la superficie formadas antes de ese momento. La geología moderna de Titán se habría formado solo después de que la corteza se espesara a 50 kilómetros y, por lo tanto, impidiera el constante resurgimiento criovolcánico, con cualquier criovulcanismo que ocurriera desde ese momento produciendo magma de agua mucho más viscoso con fracciones más grandes de amoníaco y metanol; esto también sugeriría que el metano de Titán ya no se agrega activamente a su atmósfera y podría agotarse por completo en unas pocas decenas de millones de años.
Muchas de las montañas y colinas más prominentes recibieron nombres oficiales de la Unión Astronómica Internacional. Según el JPL, "Por convención, las montañas de Titán llevan el nombre de montañas de la Tierra Media, el escenario ficticio de las novelas de fantasía de J. R. R. Tolkien". Colles (colecciones de colinas) llevan el nombre de personajes de las mismas obras de Tolkien.
Terreno ecuatorial oscuro
En las primeras imágenes de la superficie de Titán tomadas por telescopios terrestres a principios de la década de 2000, se revelaron grandes regiones de terreno oscuro a ambos lados del ecuador de Titán. Antes de la llegada de Cassini, se pensaba que estas regiones eran mares de hidrocarburos líquidos. En cambio, las imágenes de radar capturadas por la nave espacial Cassini han revelado que algunas de estas regiones son extensas llanuras cubiertas de dunas longitudinales, de hasta 330 pies (100 m) de altura, aproximadamente un kilómetro de ancho, y de decenas a cientos de kilómetros. largo. Las dunas de este tipo siempre están alineadas con la dirección media del viento. En el caso de Titán, los vientos zonales constantes (hacia el este) se combinan con vientos de marea variables (aproximadamente 0,5 metros por segundo). Los vientos de marea son el resultado de las fuerzas de marea de Saturno en la atmósfera de Titán, que son 400 veces más fuertes que las fuerzas de marea de la Luna en la Tierra y tienden a impulsar el viento hacia el ecuador. Se planteó la hipótesis de que este patrón de viento hace que el material granular en la superficie se acumule gradualmente en largas dunas paralelas alineadas de oeste a este. Las dunas se rompen alrededor de las montañas, donde cambia la dirección del viento.
Inicialmente se supuso que las dunas longitudinales (o lineales) estaban formadas por vientos moderadamente variables que siguen una dirección media o alternan entre dos direcciones diferentes. Las observaciones posteriores indican que las dunas apuntan hacia el este, aunque las simulaciones climáticas indican que los vientos de la superficie de Titán soplan hacia el oeste. A menos de 1 metro por segundo, no son lo suficientemente potentes para levantar y transportar material de superficie. Recientes simulaciones por computadora indican que las dunas pueden ser el resultado de vientos tormentosos raros que ocurren solo cada quince años cuando Titán está en equinoccio. Estas tormentas producen fuertes corrientes descendentes que fluyen hacia el este a una velocidad de hasta 10 metros por segundo cuando alcanzan la superficie.
La "arena" en Titán probablemente no esté formado por pequeños granos de silicatos como la arena de la Tierra, sino que podría haberse formado cuando llovió metano líquido y erosionó el lecho rocoso de agua helada, posiblemente en forma de inundaciones repentinas. Alternativamente, la arena también podría provenir de sólidos orgánicos llamados tolinas, producidos por reacciones fotoquímicas en la atmósfera de Titán. Estudios de dunas' La composición en mayo de 2008 reveló que poseían menos agua que el resto de Titán y, por lo tanto, lo más probable es que se deriven del hollín orgánico como polímeros de hidrocarburos que se agrupan después de la lluvia sobre la superficie. Los cálculos indican que la arena de Titán tiene una densidad de un tercio de la arena terrestre. La baja densidad combinada con la sequedad de la atmósfera de Titán podría hacer que los granos se aglutinen debido a la acumulación de electricidad estática. La "pegajosidad" podría dificultar que la brisa generalmente suave cerca de la superficie de Titán mueva las dunas, aunque los vientos más poderosos de las tormentas estacionales aún podrían empujarlas hacia el este.
Alrededor del equinoccio, los fuertes vientos descendentes pueden levantar partículas orgánicas sólidas del tamaño de una micra de las dunas para crear tormentas de polvo titánicas, que se observan como brillos intensos y de corta duración en el infrarrojo.
Observación y exploración
Titán nunca es visible a simple vista, pero se puede observar a través de telescopios pequeños o binoculares potentes. La observación amateur es difícil debido a la proximidad de Titán al brillante globo y sistema de anillos de Saturno; una barra de ocultación, que cubre parte del ocular y se utiliza para bloquear el planeta brillante, mejora enormemente la visualización. Titán tiene una magnitud aparente máxima de +8,2 y una magnitud de oposición media de 8,4. Esto se compara con +4,6 para Ganímedes, de tamaño similar, en el sistema joviano.
Las observaciones de Titán antes de la era espacial eran limitadas. En 1907, el astrónomo español Josep Comas i Solà observó el oscurecimiento de las extremidades de Titán, la primera evidencia de que el cuerpo tiene una atmósfera. En 1944, Gerard P. Kuiper utilizó una técnica espectroscópica para detectar una atmósfera de metano.
Misiones de sobrevuelo: Pioneer y Voyager
La primera sonda que visitó el sistema de Saturno fue la Pioneer 11 en 1979, que reveló que probablemente Titán era demasiado frío para albergar vida. Tomó imágenes de Titán, incluidos Titán y Saturno juntos, a mediados o finales de 1979. La calidad pronto fue superada por las dos Voyagers.
Titán fue examinado por la Voyager 1 y la 2 en 1980 y 1981, respectivamente. La trayectoria de la Voyager 1 se diseñó para proporcionar un sobrevuelo optimizado de Titán, durante el cual la nave espacial pudo determinar la densidad, la composición y la temperatura de la atmósfera, y obtener una medición precisa de Titán. #39;s masa. La neblina atmosférica impidió la obtención de imágenes directas de la superficie, aunque en 2004 un procesamiento digital intensivo de las imágenes tomadas a través del filtro naranja de la Voyager 1 reveló indicios de las características claras y oscuras que ahora se conocen como Xanadu y Shangri. -la, que había sido observada en el infrarrojo por el Telescopio Espacial Hubble. La Voyager 2, que se habría desviado para realizar el sobrevuelo de Titán si la Voyager 1 no hubiera podido, no pasó cerca de Titán y continuó hacia Urano y Neptuno.
Cassini-Huygens
Incluso con los datos proporcionados por las Voyagers, Titán seguía siendo un cuerpo misterioso: un gran satélite envuelto en una atmósfera que dificulta la observación detallada.
La nave espacial Cassini–Huygens llegó a Saturno el 1 de julio de 2004 y comenzó el proceso de mapeo de la superficie de Titán por radar. Un proyecto conjunto de la Agencia Espacial Europea (ESA) y la NASA, Cassini–Huygens demostró ser una misión muy exitosa. La sonda Cassini sobrevoló Titán el 26 de octubre de 2004 y tomó las imágenes de mayor resolución jamás vistas de la superficie de Titán, a solo 1200 kilómetros (750 mi), distinguiendo parches de luz y oscuridad. que sería invisible al ojo humano.
El 22 de julio de 2006, Cassini realizó su primer sobrevuelo cercano a 950 kilómetros (590 mi) de Titán; el sobrevuelo más cercano fue a 880 kilómetros (550 mi) el 21 de junio de 2010. Se ha encontrado líquido en abundancia en la superficie de la región del polo norte, en forma de muchos lagos y mares descubiertos por Cassini.
Aterrizaje de Huygens
Huygens fue una sonda atmosférica que aterrizó en Titán el 14 de enero de 2005 y descubrió que muchas de sus características superficiales parecen haber sido formadas por fluidos en algún momento del pasado. Titán es el cuerpo más distante de la Tierra en tener una sonda espacial aterrizando en su superficie.
La sonda Huygens aterrizó justo en el extremo oriental de una región brillante que ahora se llama Adiri. La sonda fotografió colinas pálidas con "ríos" oscuros. corriendo hacia una llanura oscura. La comprensión actual es que las colinas (también conocidas como tierras altas) están compuestas principalmente de hielo de agua. Los compuestos orgánicos oscuros, creados en la atmósfera superior por la radiación ultravioleta del Sol, pueden llover desde la atmósfera de Titán. Son arrastrados por las colinas con la lluvia de metano y se depositan en las llanuras en escalas de tiempo geológico.
Después de aterrizar, Huygens fotografió una llanura oscura cubierta de pequeñas rocas y guijarros, que se componen de hielo de agua. Las dos rocas justo debajo del centro de la imagen de la derecha son más pequeñas de lo que parecen: la de la izquierda tiene 15 cm de ancho y la del centro tiene 4 cm de ancho, a una distancia de unos 85 cm de < i>Huygens. Hay evidencia de erosión en la base de las rocas, lo que indica una posible actividad fluvial. La superficie del suelo es más oscura de lo que se esperaba originalmente y consiste en una mezcla de agua y hielo de hidrocarburo.
En marzo de 2007, la NASA, la ESA y COSPAR decidieron nombrar el lugar de aterrizaje de la Huygens como Estación Memorial Hubert Curien en memoria del ex presidente de la ESA.
Libélula
La misión Dragonfly, desarrollada y operada por el Laboratorio de Física Aplicada de Johns Hopkins, se lanzará en junio de 2027. Consiste en un gran dron impulsado por un RTG para volar en la atmósfera de Titán como New Frontiers 4. Sus instrumentos estudiarán hasta dónde puede haber progresado la química prebiótica. Está previsto que la misión llegue a Titán en 2034.
Misiones propuestas o conceptuales
Se han propuesto varias misiones conceptuales en los últimos años para devolver una sonda espacial robótica a Titán. La NASA (y el JPL) y la ESA han completado el trabajo conceptual inicial para tales misiones. En la actualidad, ninguna de estas propuestas se ha convertido en misiones financiadas.
La Misión del Sistema Titán Saturno (TSSM) fue una propuesta conjunta de la NASA y la ESA para la exploración de las lunas de Saturno. Imagina un globo aerostático flotando en la atmósfera de Titán durante seis meses. Competía contra la propuesta de financiación de la Misión del Sistema Europa Júpiter (EJSM). En febrero de 2009 se anunció que la ESA/NASA había dado prioridad a la misión EJSM por delante de la TSSM.
El Titan Mare Explorer (TiME) propuesto era un módulo de aterrizaje de bajo costo que se hundiría en un lago en el hemisferio norte de Titán y flotaría en la superficie del lago durante tres a seis meses. Fue seleccionado para un estudio de diseño de Fase A en 2011 como una misión candidata para la 12ª oportunidad del Programa Discovery de la NASA, pero no fue seleccionado para el vuelo.
Otra misión a Titán propuesta a principios de 2012 por Jason Barnes, científico de la Universidad de Idaho, es el vehículo aéreo para el reconocimiento in situ y aéreo de Titán (AVIATR): un avión no tripulado (o dron) que volaría a través de la atmósfera de Titán y tome imágenes de alta definición de la superficie de Titán. La NASA no aprobó los 715 millones de dólares solicitados y el futuro del proyecto es incierto.
A fines de 2012, la firma de ingeniería privada con sede en España SENER y el Centro de Astrobiología de Madrid propusieron un diseño conceptual para otro módulo de aterrizaje del lago. La sonda conceptual se llama Titan Lake In-situ Sampling Propelled Explorer (TALISE). La principal diferencia en comparación con la sonda TiME sería que TALISE se concibe con su propio sistema de propulsión y, por lo tanto, no se limitaría a simplemente flotar en el lago cuando cae.
Un concursante del Discovery Program para su misión n.° 13 es Journey to Enceladus and Titan (JET), un orbitador astrobiológico de Saturno que evaluaría el potencial de habitabilidad de Encelado y Titán.
En 2015, el programa Conceptos avanzados innovadores (NIAC) de la NASA otorgó una subvención de Fase II a un estudio de diseño de un submarino Titán para explorar los mares de Titán.
Condiciones prebióticas y vida
Se cree que Titán es un entorno prebiótico rico en compuestos orgánicos complejos, pero su superficie está congelada a −179 °C (−290,2 °F; 94,1 K), por lo que la vida tal como la conocemos no puede existir en la Luna& #39;superficie frígida. Sin embargo, Titán parece contener un océano global debajo de su capa de hielo, y dentro de este océano, las condiciones son potencialmente adecuadas para la vida microbiana.
La misión Cassini–Huygens no estaba equipada para proporcionar evidencia de firmas biológicas o compuestos orgánicos complejos; mostró un entorno en Titán que es similar, en algunos aspectos, a los hipotéticos de la Tierra primordial. Los científicos suponen que la atmósfera de la Tierra primitiva era similar en composición a la atmósfera actual de Titán, con la importante excepción de la falta de vapor de agua en Titán.
Formación de moléculas complejas
El experimento de Miller-Urey y varios experimentos posteriores han demostrado que con una atmósfera similar a la de Titán y la adición de radiación ultravioleta, se pueden generar moléculas complejas y sustancias poliméricas como las tolinas. La reacción comienza con la disociación de nitrógeno y metano, formando cianuro de hidrógeno y acetileno. Otras reacciones se han estudiado extensamente.
Se ha informado que cuando se aplicó energía a una combinación de gases como los de la atmósfera de Titán, cinco bases de nucleótidos, los componentes básicos del ADN y el ARN, se encontraban entre los muchos compuestos producidos. Además, se encontraron aminoácidos, los componentes básicos de las proteínas. Era la primera vez que se encontraban bases de nucleótidos y aminoácidos en un experimento de este tipo sin la presencia de agua líquida.
El 3 de abril de 2013, la NASA informó que podrían surgir sustancias químicas orgánicas complejas en Titán según estudios que simulaban la atmósfera de Titán.
El 6 de junio de 2013, científicos del IAA-CSIC informaron de la detección de hidrocarburos aromáticos policíclicos (HAP) en la atmósfera superior de Titán.
El 26 de julio de 2017, los científicos de Cassini identificaron positivamente la presencia de aniones de cadena de carbono en la atmósfera superior de Titán que parecían estar involucrados en la producción de compuestos orgánicos grandes y complejos. Anteriormente se sabía que estas moléculas altamente reactivas contribuían a la construcción de compuestos orgánicos complejos en el medio interestelar, por lo que destacaban un trampolín posiblemente universal para producir material orgánico complejo.
El 28 de julio de 2017, los científicos informaron que el acrilonitrilo o cianuro de vinilo (C2H3CN), posiblemente esencial para la vida al estar relacionado con la membrana celular y la formación de estructuras de vesículas, se habían encontrado en Titán.
En octubre de 2018, los investigadores informaron sobre rutas químicas a baja temperatura desde compuestos orgánicos simples hasta compuestos químicos complejos de hidrocarburos aromáticos policíclicos (HAP). Tales vías químicas pueden ayudar a explicar la presencia de PAH en la atmósfera de baja temperatura de Titán y pueden ser vías significativas, en términos de la hipótesis del mundo PAH, en la producción de precursores de sustancias bioquímicas relacionadas con la vida tal como la conocemos.
Posibles hábitats subterráneos
Las simulaciones de laboratorio han llevado a sugerir que existe suficiente material orgánico en Titán para iniciar una evolución química análoga a la que se cree que inició la vida en la Tierra. La analogía supone la presencia de agua líquida durante períodos más largos de los que se observan actualmente; varias hipótesis postulan que el agua líquida de un impacto podría conservarse bajo una capa de aislamiento congelada. También se ha planteado la hipótesis de que podrían existir océanos de amoníaco líquido muy por debajo de la superficie. Otro modelo sugiere una solución de agua y amoníaco de hasta 200 kilómetros (120 millas) de profundidad debajo de una corteza de hielo de agua con condiciones que, aunque extremas para los estándares terrestres, son tales que la vida podría sobrevivir. La transferencia de calor entre las capas interior y superior sería fundamental para sostener cualquier vida oceánica bajo la superficie. La detección de vida microbiana en Titán dependería de sus efectos biogénicos, con el metano y el nitrógeno atmosféricos examinados.
Metano y vida en la superficie
Se ha especulado que podría existir vida en los lagos de metano líquido de Titán, al igual que los organismos de la Tierra viven en el agua. Dichos organismos inhalarían H2 en lugar de O2, lo metabolizarían con acetileno en lugar de glucosa y exhalarían metano en lugar de dióxido de carbono. Sin embargo, dichos organismos hipotéticos tendrían que metabolizarse a una temperatura de congelación profunda de −179,2 °C (−290,6 °F; 94,0 K).
Todas las formas de vida en la Tierra (incluidos los metanógenos) usan agua líquida como solvente; se especula que la vida en Titán podría usar en su lugar un hidrocarburo líquido, como el metano o el etano, aunque el agua es un solvente más fuerte que el metano. El agua también es químicamente más reactiva y puede descomponer moléculas orgánicas grandes a través de la hidrólisis. Una forma de vida cuyo disolvente fuera un hidrocarburo no correría el riesgo de que sus biomoléculas fueran destruidas de esta forma.
En 2005, el astrobiólogo Chris McKay argumentó que si existiera vida metanogénica en la superficie de Titán, probablemente tendría un efecto medible en la relación de mezcla en la troposfera de Titán: los niveles de hidrógeno y acetileno serían considerablemente más bajos de lo esperado.. Suponiendo tasas metabólicas similares a las de los organismos metanogénicos en la Tierra, la concentración de hidrógeno molecular se reduciría en un factor de 1000 en la superficie de Titanio únicamente debido a un sumidero biológico hipotético. McKay señaló que, si la vida está realmente presente, las bajas temperaturas en Titán darían como resultado procesos metabólicos muy lentos, que posiblemente podrían acelerarse mediante el uso de catalizadores similares a las enzimas. También señaló que la baja solubilidad de los compuestos orgánicos en el metano presenta un desafío más importante para cualquier forma de vida posible. Las formas de transporte activo y los organismos con grandes proporciones de superficie a volumen teóricamente podrían disminuir las desventajas que plantea este hecho.
En 2010, Darrell Strobel, de la Universidad Johns Hopkins, identificó una mayor abundancia de hidrógeno molecular en las capas superiores de la atmósfera de Titán en comparación con las capas inferiores, lo que sugiere un flujo descendente a una velocidad de aproximadamente 1028< /sup>moléculas por segundo y desaparición de hidrógeno cerca de la superficie de Titán; como señaló Strobel, sus hallazgos estaban en línea con los efectos que McKay había predicho si las formas de vida metanogénicas estuvieran presentes. El mismo año, otro estudio mostró bajos niveles de acetileno en la superficie de Titán, que McKay interpretó como consistentes con la hipótesis de organismos que consumen hidrocarburos. Aunque reafirmó la hipótesis biológica, advirtió que otras explicaciones para los hallazgos de hidrógeno y acetileno son más probables: las posibilidades de procesos físicos o químicos aún no identificados (por ejemplo, un catalizador de superficie que acepta hidrocarburos o hidrógeno), o fallas en los modelos actuales de flujo de materiales.. Es necesario corroborar los datos de composición y los modelos de transporte, etc. Aun así, a pesar de decir que una explicación catalítica no biológica sería menos sorprendente que una biológica, McKay señaló que el descubrimiento de un catalizador eficaz a 95 K (−180 °C) seguiría siendo significativo. Con respecto a los hallazgos de acetileno, Mark Allen, el investigador principal del equipo Titán del Instituto de Astrobiología de la NASA, proporcionó una explicación especulativa, no biológica: la luz solar o los rayos cósmicos podrían transformar el acetileno en aerosoles helados en la atmósfera en moléculas más complejas que caer al suelo sin firma de acetileno.
Como señala la NASA en su artículo de noticias sobre los hallazgos de junio de 2010: "Hasta la fecha, las formas de vida basadas en el metano son solo hipotéticas". Los científicos aún no han detectado esta forma de vida en ninguna parte." Como también dice la declaración de la NASA: "algunos científicos creen que estas firmas químicas refuerzan el argumento de una forma de vida primitiva y exótica o precursora de la vida en la superficie de Titán".
En febrero de 2015, se modeló una membrana celular hipotética capaz de funcionar en metano líquido en condiciones de temperaturas criogénicas (congelación profunda). Compuesto por pequeñas moléculas que contienen carbono, hidrógeno y nitrógeno, tendría la misma estabilidad y flexibilidad que las membranas celulares de la Tierra, que están compuestas por fosfolípidos, compuestos de carbono, hidrógeno, oxígeno y fósforo. Esta membrana celular hipotética se denominó "azotosoma", una combinación de "azote", nitrógeno en francés, y "liposoma".
Obstáculos
A pesar de estas posibilidades biológicas, existen obstáculos formidables para la vida en Titán, y cualquier analogía con la Tierra es inexacta. A una gran distancia del Sol, Titán es gélido y su atmósfera carece de CO2. En la superficie de Titán, el agua solo existe en forma sólida. Debido a estas dificultades, científicos como Jonathan Lunine han visto a Titán menos como un hábitat probable para la vida que como un experimento para examinar hipótesis sobre las condiciones que prevalecían antes de la aparición de la vida en la Tierra. Aunque la vida en sí puede no existir, las condiciones prebióticas en Titán y la química orgánica asociada siguen siendo de gran interés para comprender la historia temprana de la biosfera terrestre. El uso de Titán como experimento prebiótico implica no solo la observación a través de naves espaciales, sino también experimentos de laboratorio y modelos químicos y fotoquímicos en la Tierra.
Hipótesis de la panspermia
Se plantea la hipótesis de que los impactos de grandes asteroides y cometas en la superficie de la Tierra pueden haber causado que fragmentos de roca cargados de microbios escaparan de la gravedad de la Tierra, lo que sugiere la posibilidad de panspermia. Los cálculos indican que estos se encontrarían con muchos de los cuerpos del Sistema Solar, incluido Titán. Por otro lado, Jonathan Lunine ha argumentado que cualquier ser vivo en los lagos de hidrocarburos criogénicos de Titán tendría que ser tan diferente químicamente de la vida terrestre que no sería posible que uno fuera el antepasado del otro.
Condiciones futuras
Las condiciones en Titán podrían volverse mucho más habitables en un futuro lejano. Dentro de cinco mil millones de años, cuando el Sol se convierta en una gigante roja, la temperatura de su superficie podría aumentar lo suficiente como para que Titán mantenga agua líquida en su superficie, haciéndola habitable. A medida que disminuya la emisión ultravioleta del Sol, la neblina en la atmósfera superior de Titán se agotará, lo que disminuirá el efecto antiinvernadero en la superficie y permitirá que el efecto invernadero creado por el metano atmosférico desempeñe un papel mucho más importante. Estas condiciones juntas podrían crear un entorno habitable y podrían persistir durante varios cientos de millones de años. Se propone que este fue el tiempo suficiente para que la vida simple se generara en la Tierra, aunque la mayor viscosidad de las soluciones de agua y amoníaco junto con las bajas temperaturas harían que las reacciones químicas fueran más lentas en Titán.
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