Hoy en la Fábrica de la Ciencia hemos realizado un viaje a las lunas del Sistema Solar y lo hemos hecho de la mano de nuestro amigo y colaborador experto en cuerpos celestes del Sistema solar Alberto Martos, ENCÉLADO: Es el sexto satélite de Saturno por tamaño. Como todos los satélites de planetas trasjovianos, tiene la superficie recubierta por hielo, pero en su caso se trata de un hielo limpio (libre de fragmentos rocosos) y joven, que le convierte en el cuerpo más reflectante del Sistema Solar (90%) y, por la misma causa, el más frío de los satélites de Saturno (temperatura a mediodía, -198º C). Este hielo tan brillante parece ser el origen del anillo E de Saturno. Podría haber salido de Encélado mediante impactos, o más interesantemente, mediante “volcanes de agua”, o críovolcanes (volcanes que vomitan vapor de agua y algunos gases, debido a diferencias de temperaturas y a la energía que aportan las mareas). La mayor diferencia con los volcanes de magma es que la críomagma sale de la cámara por una fractura en el hielo de la superficie formando géiseres (fotografiados por la sonda Cassini). Parte de este vapor de agua vuelve a caer en forma de nieve y parte del mismo pasa a constituir el anillo E. esta evidencia indica también la existencia de un océano subsuperficial de agua. Extrañamente, Encélado es un satélite muy distinto de Mimas, pues su suelo, compuesto de zonas viejas que muestran cráteres de impacto de hasta 35 Km de diámetro y zonas jóvenes deformadas tectónicamente hace menos de 100 millones de años, acusa gran actividad geológica incluso actual (géiseres). En efecto, las fotos de las sondas Voyager 1 y 2 y Cassini muestran surcos que cruzan la tersa superficie, junto con elevaciones orográficas y largos cañones de hasta 200 Km de longitud por entre 5 y 10 Km de anchura y 1000 m de profundidad. Sin embargo, la densidad de la craterificación no es tan alta como en Mimas. TETIS: Es otro de los satélites de menor densidad en el Sistema Solar, indicio de que el agua es su mayor constituyente. Es el segundo más brillante de los saturnianos, después de Encélado. Tetis presenta grandes cráteres de impacto, de hasta 400 Km de diámetro (Odiseo) y grandes fosas tectónicas de hasta 100 Km de longitud, Itaca Chasma. Una parte de su superficie está cubierta por críovolcanes. DIONE: Por su tamaño, Dione es gemela de Tetis, pero no por su masa ni por su densidad. Presumiblemente contiene una mayor contribución rocosa y, con ella, una fuente de calor más intensa. Pero también un océano de agua, lo mismo que Encélado, con el que su período orbital guarda resonancia. Este océano explica la curvatura de la superficie asociada a un repliegue denominado Dorsa Janiculum, que a su vez, limita el espesor de la capa de hielo a 100 Km y la profundidad del agua a 65 Km. Como el resto de los satélites, Dione no se encuentra en equilibrio hidrostático, sino que se mantiene por isostasia y ello hace que el espesor de la capa de hielo sea mínimo en los polos, donde el calentamiento de la corteza por marea es máximo. Por otra parte, Dione posee dos hemisferios grandemente diferentes. El de “proa” (el que choca con los meteoritos) está muy craterificado y posee un brillo uniforme, mientras que el de “popa” posee un tipo infrecuente de estructuras, una red de abismos brillantes de hielo, muy distintos de depósitos de hielo No menos interesante es el hecho de que Dione presente los mayores cráteres de impacto (35 Km de diámetro) en el hemisferio “de popa”, cuando lo esperable es que ocurriera al contrario. Se ha dado explicación a este enigma aduciendo que un impacto capaz de excavar una cráter de 35 Km sobre un cuerpo sólo 30 veces mayor, podría haberle introducido cierta rotación y esto habría ocurrido varias veces, terminando en la configuración actual, ya que el albedo brillante y el patrón de craterización prueban que la orientación de Dione ha permanecido inalterada durante los último miles de millones de años. REA: Éste es el mayor de los satélites interiores de Saturno y, sin embargo, presenta menor actividad geológica que los menores Tetis y Dione y, sobre todo, que Encélado. Ello demuestra que el tamaño no es lo más influyente para activar el tectonismo en los cuerpos rocosos. A los “ojos” de las sondas Voyager 1 y 2 Rea parecía un cuerpo compuesto principalmente por agua, con dos hemisferios diferenciados, anterior y posterior, con cráteres y abismos, respectivamente. Por otra parte, el examen de la sonda Cassini en 2005 demostró que su momento de inercia correspondía al de un cuerpo de interior homogéneo en equilibrio hidrostático. La superficie de Rea contiene dos cuencas de impacto de 400 y 500 Km de diámetro en el hemisferio anti-crónida (opuesto a Saturno), así como cráteres de hasta 50 Km, uno de los cuales muestra radiaciones reveladoras de su juventud. Pero no se ha detectado actividad endógena ...
