Poco a poco Encélado se va perfilando como uno de los mundos más atractivos para la búsqueda de vida fuera de la Tierra. Esta pequeña luna de Saturno es famosa por sus géiseres de partículas y hielo de agua que salen de su hemisferio sur y que fueron descubiertos por la sonda Cassini en 2005. Debido al minúsculo tamaño de este satélite —504 kilómetros— nadie se esperaba semejante actividad geológica, así que durante una década la comunidad científica discutió si estos chorros procedían de pequeñas reservas de agua líquida o de un océano bajo la corteza de hielo.

Recreación de la sonda Cassini atravesando los géiseres del polo sur de Encélado (NASA).

En 2015 se confirmó que el océano era global y, por tanto, no estaba limitado al hemisferio sur. Ese mismo año se descubrieron evidencias de fuentes hidrotermales en el fondo de dicho océano. La noticia fue todo un bombazo. La supuesta actividad hidrotermal catapultó a Encélado a la selecta liga de los mundos del sistema solar con mayor potencial de habitabilidad, ya que en la Tierra estas fuentes constituyen un conjunto de oasis para vida. Hoy disponemos al fin de más pruebas de que las fuentes hidrotermales de Encélado existen de verdad.

Modelo del interior de Encélado. Se aprecian las fuentes hidrotermales en el hemisferio sur y el océano global (NASA).

Ahora bien, ¿cómo sabemos que existen fuentes hidrotermales en el océano de una remota luna de Saturno? Obviamente, la sonda Cassini es incapaz de perforar el hielo de la gruesa corteza exterior y no puede estudiar el océano directamente. Lo que sí puede es analizar las partículas expulsadas por los chorros, que nos ofrecen una ventana única al interior de Encélado sin necesidad de aterrizar en su superficie. En 2015 el instrumento CDA (Cosmic Dust Analyser) de Cassini descubrió que algunas de las partículas de los chorros son de dióxido de silicio y que su tamaño es de 6 a 9 nanómetros. En la Tierra estas partículas se forman en fuentes hidrotermales de los océanos con temperaturas superiores a 90 ºC en medio alcalino sobresaturado de sílice y con abundancia de sales, así que la conclusión era que en Encélado también existen fuentes hidrotermales.
Podemos decir que la evidencia no era precisamente aplastante, de ahí la importancia del anuncio de hoy. Y es que Cassini ha detectado hidrógeno molecular en los chorros de Encélado. El instrumento INMS (Ion Neutral Mass Spectrometer) de Cassini ha descubierto que los géiseres emiten hasta 200 kg por segundo de este gas. ¿Y por qué esto es importante? Pues porque en los sistemas hidrotermales de la Tierra el agua a alta temperatura reacciona con rocas ricas en minerales ferrosos produciendo hidrógeno molecular. Es decir, estamos ante otra prueba a favor de las fuentes hidrotermales en Encélado. La detección de hidrógeno con el INMS no ha sido tarea fácil y el equipo de la misión ha tenido que trabajar muy duro para obtener datos relevantes a partir del ruido del propio instrumento.

Fuentes hidrotermales en Encélado (NASA).

Es una gran noticia porque se trata de una prueba completamente independiente a la aportada por el instrumento CDA en 2015, pero sobre todo porque tiene enormes implicaciones de cara a la habitabilidad del océano de Encélado. En la Tierra existen microoganismos —denominados quimiolitótrofos— que sobreviven en las fuentes hidrotermales alimentándose del hidrógeno y creando metano a partir del dióxido de carbono en el proceso. Y —redoble de tambores— previamente Cassini ya había detectado metano y dióxido de carbono en los chorros.
Pero antes de que nadie se atreva de hablar de pequeños enceladianos hay que subrayar que el metano puede proceder tanto de clatratos (hielo de agua con otras sustancias atrapadas en su interior) como, precisamente, de las fuentes termales gracias a reacciones entre minerales como el olivino y el agua a altas temperaturas. De hecho, la existencia de metano, junto con los granos de dióxido de silicio, se presentó en 2015 como una de las pruebas a favor de las fuentes hidrotermales. Otro punto a destacar es que los datos confirman que el océano de Encélado es muy alcalino, con un pH de entre 9 y 11, tal y como se había propuesto hace varios años (como nota aparte, personalmente me parece casi milagroso que seamos capaces de determinar las características químicas de un océano ubicado en el interior de una luna de Saturno a 1500 millones de kilómetros del Sol).

Estimación del pH del océano de Encélado (J. Hunter Waite et al.).

Es verdad que existen otros procesos capaces de generar hidrógeno en Encélado, pero todos ellos se quedan cortos a la hora de explicar los datos del INMS. Por ejemplo, si el hidrógeno fuese primordial —procedente, de algún modo, de Saturno— también debería haberse detectado helio, cosa que no ha sucedido. Igualmente, si viniese de algún otro fenómeno relacionado con la disociación de moléculas de agua también debería haberse detectado oxígeno y no ha sucedido así.
Resumiendo, Cassini no ha descubierto vida en Encélado —y no podría aunque le saltase un calamar alienígena encima porque no ha sido diseñada para ello—, pero sí ha descubierto que en el océano de Encélado se dan las condiciones para que sobrevivan microorganismos similares a los terrestres. Al menos comida —o, mejor dicho, energía— no les faltaría. Lo ideal sería estudiar la distribución isotópica del carbono de ese metano para saber si hay alguna contribución biológica, pero desgraciadamente Cassini carece de esa instrumentación (y eso sin tener en cuenta que no volverá a pasar por Encélado).

Encélado visto por Cassini (NASA/JPL-Caltech).

Una de las candidatas a la próxima misión New Frontiers de la NASA es una sonda para el estudio de Encélado y Titán (que podría ser parecida a algo así). No cabe duda de que hoy esta misión está un paso más cerca de ser aprobada, pero también hay que ser cautos. Los modelos actuales no logran explicar la elevada actividad geológica de Encélado ni siquiera teniendo en cuenta el calentamiento de marea, por lo que ciertas teorías apuntan a que la actividad de esta luna —y por tanto, su océano— podría ser intermitente. Es decir, estaríamos ante un mundo que durante la mayor parte de la historia del sistema solar ha estado congelado y que solo despierta durante breves —geológicamente hablando— intervalos de tiempo. Otras teorías apuntan a que Encélado, como otras lunas de Saturno, tendría menos de sesenta millones de años. Sea como sea, ya estamos tardando en comprobar si es verdad o no.

El gran punto débil del programa espacial ruso es sin duda la exploración del sistema solar. Después de años de continuos retrasos y revisiones, Rusia solo ha lanzado dos sondas desde 1991. Y las dos —Mars 96 y Fobos-Grunt— terminaron en fracaso. Incluso una potencia espacial modesta y con un programa planetario muy joven como es la India ha superado a Rusia en este campo al lanzar con éxito sondas a la Luna (Chandrayaan) y a Marte (Mangalyaan). Bien es cierto que no todo está perdido: Rusia juega un papel fundamental en las misiones ExoMars 2016 y, sobre todo, ExoMars 2020, ambas sondas construidas conjuntamente con la ESA, además de participar con varios instrumentos científicos en otras misiones. Pese a todo Rusia sigue manteniendo planes para lanzar sus propias sondas y el próximo objetivo es la Luna. La próxima sonda lunar rusa debe ser la Luna 25, una nave que Roscosmos planea lanzar en 2019 y que incluirá un pequeño generador de radioisótopos (RTG) con plutonio-238.

Modelo de la sonda Luna 25 (NPO Lávochkin).

Como el tema de las sondas lunares rusas es algo confuso, hagamos algo de memoria. Tras muchos cambios de planes —y de nombres—, Roscosmos decidió aprobar en 2014 tres sondas para el estudio de nuestro satélite: las Luna 25, Luna 26 y Luna 27. La Luna 25, también conocida como Luna-Glob, debía despegar en 2019 y aterrizar en la superficie lunar para poner a prueba las tecnologías asociadas con el descenso sobre la Luna. En 2021 despegaría la sonda Luna 26 o Luna-Resurs OA, un orbitador para estudiar la composición del regolito lunar. Por último, en 2023 despegaría la Luna 27 o Luna-Resurs PA, otra sonda de aterrizaje basada en la Luna 25 con un taladro desarrollado conjuntamente de la ESA para explorar el hielo de los polos lunares.

Planes actuales de Roscosmos para explorar la Luna (NPO Lávochkin).

Plan de exploración lunar de 2014 (NPO Lávochkin).

Pero recientemente Roscosmos ha vuelto a cambiar los planes y, contra todo pronóstico, ha acelerado los plazos del programa. Las sondas Luna 25, 26 y 27 se lanzarán ahora en 2019, 2020 y 2021 respectivamente y se llamarán Luna-Glob, Luna-Resurs 1 y Luna-Resurs 2. La empresa fabricante, NPO Lávochkin, también ha concretado más detalles de cada misión, especialmente de Luna 25, la primera de la serie, y la sonda Luna 28 de retorno de muestras, que ahora está planeada para no antes de 2024.

Sonda Luna 25 (NPO Lávochkin).

Luna 25 o Luna-Glob tendrá una masa de 1540 kg, de los cuales 30 kg corresponderán a los instrumentos científicos. Despegará mediante un lanzador Soyuz-2-1b/Fregat desde Baikonur. Tras realizar un viaje de cinco días que incluirán dos maniobras de corrección, la sonda se colocará en una órbita polar y circular de cien kilómetros de altura alrededor de la Luna. Tras otro encendido se situará en una órbita de 18 x 100 kilómetros. El tiempo total en órbita lunar será de entre 4 y 7 días. Posteriormente la sonda encenderá su motor principal a 18 kilómetros de altura para comenzar la fase de aterrizaje. El motor será capaz de generar un empuje de entre 400 y 480 kgf. A 2100 metros de altura la sonda habrá eliminado su velocidad horizontal y descenderá verticalmente con el motor apagado para dar tiempo al rdar Doppler a adquirir la altura y velocidad precisas. A 700 metros el motor se volverá a encender a la máxima potencia para frenar la velocidad del vehículo y a unos 20 metros se apagará y se usarán dos pequeños motores de 60 kg de empuje cada uno de cara a garantizar un aterrizaje suave —con una velocidad entre 1,5 y 3 m/s— sobre el polo sur de la Luna.

Fases de la misión Luna 25 a la Luna (NPO Lávochkin).

Fase de descenso de la Luna25 (NPO Lávochkin).

Configuración de lanzamiento (NPO Lávochkin).

La zona de aterrizaje no puede tener una inclinación superior a 7º, pero el alunizaje no será de alta precisión, como por ejemplo el de la sonda china Chang’e 3, por lo que las tres zonas de descenso elegidas son bastante planas. Además, al alunizar cerca del polo sur el Sol no se elevará sobre el horizonte más de 16,3º, motivo por el cual los cinco paneles solares —de 740 x 1220 mm cada uno, con una superficie total de 4,5 metros cuadrados— están situados en los laterales del vehículo. Estos paneles generarán una potencia de unos 530 vatios.

Partes de Luna 25 (NPO Lávochkin).

Tren de aterrizaje de Luna 25 (NPO Lávochkin).

Durante el primer día lunar la Luna 25 debe recoger muestras del regolito con un pequeño brazo manipulador y, por supuesto, tomará fotografías de la superficie. Pero para sobrevivir a la noche lunar, de dos semanas de duración, Luna 25 incorporará un pequeño generador de radioisótopos (RTG en inglés o RITEG en ruso) de plutonio 238 para garantizar que las temperaturas no desciendan demasiado. Este RTG tendrá una potencia térmica de 125-145 vatios y 6,5 vatios de potencia eléctrica, por lo que podrá generar un voltaje de unos 3 voltios, suficiente para mantener la aviónica a la temperatura adecuada. Este RTG está basado en los empleados en la malograda misión Mars 96.

RTG de Luna 25 (NPO Lávochkin).

Los instrumentos principales de la sonda son STS-L (la cámara principal, con capacidad estereoscópica), ADRON-LR (un detector de neutrones para estudiar el regolito), ARIES-L (para estudiar los iones que proceden del regolito debido a la interacción con el viento solar), LAZMA-LR (para el estudio de las muestras lunares recogidas por el brazo), LIS-TV-RPM (una cámara instalada en el brazo para ver el regolito en alta resolución), PmL (para estudiar la composición del polvo lunar y los campos eléctricos alrededor de la sonda), LINA-EKSAN (para el estudio de la exosfera lunar) y TERMO-L (para estudiar las propiedades térmicas del regolito), además de un retrorreflector láser para medir con precisión la distancia a la Luna.

Carga científica de Luna 25 (NPO Lávochkin).

En cuanto al resto de misiones, también han sufrido varias modificaciones estos últimos años. Luna 26 (Luna-Resurs 1) ha cambiado significativamente su diseño, aunque su misión sigue siendo la misma: cartografiar desde la órbita la composición mineral de la Luna y buscar rastros del hielo de los polos. Luna 26 será una sonda de 2200 kg con 160 kg de instrumentos. Por su parte, Luna 27 será similar a Luna 25, pero más pesada (2150 kg) y con más carga científica (130 kg), y además incorporará un sistema de aterrizaje de alta precisión. La estrella de la misión será el taladro capaz de perforar el suelo lunar del polo sur hasta una profundidad de dos metros para analizar su composición, aunque la sonda también estudiará el interior lunar mediante sismógrafos. La misión de retorno de muestras Luna 28, que aún no ha sido aprobada oficialmente, tendrá una masa superior a las tres toneladas y conservará las muestras a muy bajas temperaturas. Curiosamente, la propuesta de misión Luna 28, que debía llevar un Lunojod, a desaparecido del radar.

Nuevo diseño de la sonda Luna 26 (NPO Lávochkin).

Sonda Luna 27 (NPO Lávochkin).

Sonda Luna 28 de retorno de muestras (NPO Lávochkin).

Va a resultar complicado que Rusia saque adelante estas misiones en solitario, especialmente si persiste la actual situación económica y no sale adelante la colaboración con la ESA. Pero en cualquier caso se trata de un plan bastante racional y asequible. Rusia se juega mucho con la misión Luna 25 de cara a recuperar su puesto entre los países que cuentan con un programa de exploración planetaria independiente.

Modelo de la Luna 25 unida a la etapa Fregat (NPO Lávochkin).

Daniel Marín 3 ene 17

Desde que en agosto de 1976 la sonda automática soviética Luna 24 volvió a la Tierra ninguna misión espacial ha vuelto a recoger muestras del suelo lunar. Pero eso está a punto de cambiar a finales de año con la misión china Chang’e 5. Hasta la fecha solo habíamos visto la sonda en animaciones y esquemas, pero por fin hemos podido contemplar el ejemplar de vuelo.

El módulo de descenso y de ascenso de la Chang’e 5 (CCTV).

La sonda Chang’e 5 será la nave automática más compleja jamás lanzada a la Luna. Constará de cuatro módulos distintos que despegarán conjuntamente: un módulo orbital de sección cilíndrica, el módulo de reentrada, el módulo de descenso y el de ascenso. El módulo orbital será usado para frenar el conjunto en órbita lunar. Una vez allí el módulo de descenso y el de ascenso se separarán conjuntamente del resto de forma parecida al módulo lunar de las misiones Apolo. Tras el aterrizaje de alta precisión —de forma similar al de la Chang’e 3—, la Chang’e 5 usará un taladro para excavar hasta los dos metros de profundidad.

Partes de la Chang’e 5.

Aunque en un principio se vieron animaciones donde se veía un taladro montado en un brazo robot, finalmente el taladro usará un sistema fijo cuyo diseño recuerda mucho al de las sondas soviéticas de retorno de muestras Ye-8-5M (Luna 23 y Luna 24). Las muestras se depositarán directamente en el módulo de ascenso. Una vez completada la fase de recogida, el módulo de ascenso partirá hacia la órbita lunar, dejando en la superficie el módulo de descenso. El módulo de ascenso se acoplará entonces con el módulo orbital y el módulo de reentrada. Las muestras pasarán del módulo de ascenso al módulo de reentrada y el módulo de ascenso se separará y quedará abandonado en órbita lunar (como el módulo de ascenso del LM del Apolo). Poco después el módulo orbital encenderá sus motores para abandonar la órbita lunar y dirigirse a la Tierra. En las cercanías de nuestro planeta se separará el módulo de reentrada, una cápsula con una forma similar a la de la nave tripulada Shenzhou, pero de pequeño tamaño, que realizará una maniobra de doble reentrada para aterrizar en la Mongolia interior china.

Sistema de extracción de muestras de la Chang’e 5.

Detalle del módulo de ascenso de la Chang’e 5 y el taladro (CCTV).

Otro detalle del módulo de ascenso (CCTV).

Este esquema es mucho más complejo que el usado por las sondas soviéticas de retorno de muestras Ye-8-5. Estas últimas solo disponían de una etapa de descenso y otra de ascenso. La de ascenso, con la cápsula, despegaba directamente de la superficie lunar rumbo a la Tierra, sin necesidad de tener que pasar otra vez por la órbita lunar y llevar a cabo acoplamientos adicionales. Entonces, ¿por qué los chinos no han optado por un sistema similar? Pues porque el ‘truco’ empleado por las misiones Ye-8-5 solo permitía acceder a una región limitada de la cara visible de la Luna. La técnica de la Chang’e 5 es mucho más flexible y permite teóricamente acceder a toda la superficie lunar, incluida la cara oculta. Obviamente, es una técnica que vale la pena solo si planeas llevar a cabo otras misiones similares. Y, de hecho, China ya ha declaro su intención de lanzar la Chang’e 6, una réplica de la Chang’e 5, a comienzos de la próxima década para traer muestras de la cara oculta.

Maqueta del módulo orbital y la cápsula de reentrada de la Chang’e 5 (CCTV).

Maqueta del módulo de descenso y ascenso.

Módulo de descenso de la Chang’e 5 (CCTV).

Cápsula de retorno de muestras de la Chang’e 5 (CCTV).

Otra vista de la cápsula y el módulo de ascenso al fondo (CCTV).

Diferencias entre una cápsula Shenzhou y la cápsula de la Chang’e 5-T1.

Además, por el mismo precio China puede poner en práctica con la Chang’e 5 la técnica de acoplamiento en órbita lunar (LOR, Lunar Orbit Rendezvous), que, a nadie se le escapa, podría emplearse en una futura misión tripulada. Y la experiencia acumulada con la doble reentrada de la cápsula de muestras también tendría una aplicación clara en un programa tripulado (recordemos que esta técnica ya fue probada con éxito en 2014 durante la misión Chang’e 5-T1).
E incluso si China decide no poner un ser humano en la Luna, esta técnica puede ser aplicada en una misión de retorno de muestras de Marte, un objetivo que China ha declarado se encuentra entre sus prioridades para finales de la próxima década. También hemos podido ver la cápsula de la Chang’e 5, que es prácticamente idéntica a la de la Chang’e 5-T1, aunque se aprecian ligeras diferencias. Esta cápsula es una versión a escala de la Shenzhou, a su vez basada en la Soyuz rusa. La Chang’e 5 despegará a finales de este año desde el centro espacial de Wenchang mediante un cohete Larga Marcha CZ-5, el lanzador chino más potente en servicio. Será la primera sonda china que usará este cohete. Con esta misión China dará un salto de gigante en su programa de exploración del sistema solar.

Daniel Marín 12 ene 17

De los más de 3500 planetas extrasolares descubiertos hasta la fecha apenas sabemos nada sobre ellos más allá de su órbita, su masa aproximada o su tamaño. Solo en unos pocos casos conocemos al mismo tiempo la masa y las dimensiones, un requisito necesario para determinar la densidad. Con este dato ya podemos comenzar comparar los exoplanetas con los planetas de nuestro sistema solar con el fin de encontrar las semejanzas y diferencias con respecto a los mundos ya conocidos. Y uno de los descubrimientos más importantes de estos últimos años es que planetas con la misma densidad pueden ser radicalmente distintos. ¿Por qué? Pues porque aquí entra en juego la composición química.

Izquierda, posible composición interna de un planeta del sistema Kepler 102, con una proporción de silicio similar al Sol. A la derecha, un planeta granate alrededor de Kepler 407 (Robin Dienel, Carnegie DTM).

La proporción de elementos que encontramos en el sistema solar es más o menos universal, pero pequeños cambios en la abundancia relativa de algunos de ellos pueden dar como resultado planetas muy distintos y fascinantes. Quizás el caso más famoso es el de los planetas de carbono, mundos exóticos con mantos de diamante que podrían existir en sistemas donde la proporción entre el carbono y el oxígeno es mayor que la encontrada en el sistema solar. Más recientemente varios astrónomos han sugerido la posibilidad de que existan mundos granate, o lo que es lo mismo, planetas con una mayor proporción de silicio que la solar.

Veamos cómo es esto posible. La mayor parte de los minerales de la corteza y manto de los planetas terrestres del sistema solar son agrupaciones de óxidos de silicio. Pero evidentemente no todos son iguales. En la Tierra los minerales más abundantes que podemos encontrar pertenecen al grupo de la olivina, pero esto no tiene que ser así en todos los planetas de tipo terrestre, independientemente de que su densidad sea similar a la Tierra. En exoplanetas terrestres con una mayor proporción de silicio los minerales más abundantes podrían pertenecer a la familia del granate. ¿Y qué implicaciones tiene esto? Pues muchas. Los minerales como el granate son más rígidos que los relacionados con la olivina, por lo que sería más difícil mantener una tectónica de placas activa durante mucho tiempo. Estos planetas podrían tener un aspecto exterior similar al terrestre, pero sin tectónica de placas resulta más complicado regular el clima durante largos periodos de tiempo, por lo que la habitabilidad de los planetas granate sería significativamente inferior a la de los ‘planetas olivina’ como la Tierra.

Un equipo de científicos liderado por Johanna Teseke ha llegado a esta conclusión después de estudiar múltiples estrellas con el espectrógrafo APOGEE (Apache Point Observatory Galactic Evolution Experiment) en el telescopio SFT (Sloan Foundation Telescope) de 2,5 metros de Nuevo México. Gracias a este instrumento han sido capaces de medir la proporción de elementos pesados en un campo estelar que coincide en buena parte con el campo observado por el telescopio espacial Kepler. Muchas de las estrellas analizadas por APOGEE tienen planetas a su alrededor que fueron descubiertos por Kepler, como por ejemplo Kepler 102 y Kepler 407. Kepler 102 es una estrella un poco más pequeña que el Sol y posee cinco exoplanetas, mientras que Kepler 407 es ligeramente mayor y tiene dos planetas. Sin embargo, Kepler 407 se caracteriza por tener una mayor proporción de silicio que Kepler 102 y que el Sol, así que es de suponer que sus planetas también gozan de esta diferencia.

Y para saber en qué se traduce esa mayor proporción de silicio en un planeta, el grupo de Teske se dirigió al geofísico Cayman Unterborn para que realizase simulaciones numéricas sobre la formación planetaria en este tipo de sistemas. La conclusión es que los planetas terrestres alrededor de estrellas como Kepler 407 podrían ser mundos granate.

Por supuesto, una simulación numérica dista mucho de ser una prueba de la existencia de este tipo de planetas, pero sin más datos a nuestra disposición y teniendo en cuenta la lejanía de estas estrellas no tenemos más remedio que acudir a ellas. Y tendremos que hacerlo durante las próximas décadas o siglos hasta que dispongamos de mejores datos sobre la composición de los exoplanetas de masa terrestre. La lección que podemos sacar es que tener una masa y una densidad similares a las de la Tierra no es garantía de que estemos ante un mundo igual al nuestro.

Una de las ‘no-noticias’ más destacadas del año pasado fue el renovado interés por la búsqueda de un hipotético noveno planeta en el exterior del sistema solar gracias al análisis de las órbitas de varios objetos transneptunianos realizado por Konstantin Batygin y Mike Brown. Los dos investigadores se dieron cuenta de que muchos objetos del cinturón de Kuiper exhibían un perihelio —el punto más cercano al Sol— más o menos situado en la misma región del espacio y un argumento de perihelio similar. Esta acumulación de órbitas se podía explicar por la presencia de una supertierra o un minineptuno de diez masas terrestres situado en una órbita muy elíptica con un semieje mayor de 700 unidades astronómicas (UA), es decir, 105 mil millones de kilómetros. La órbita de este noveno planeta estaría orientada al contrario que la de los objetos que supuestamente perturba.

Simulación de la órbita del noveno planeta teniendo en cuenta las resonancias con varios TNOs (Sarah Millholland y Gregory Laughlin).

Es importante recordar que Batygin y Brown no fueron los primeros en proponer un noveno planeta lejos del Sol que se dedica a fastidiar a los objetos transneptunianos. Unos años antes Scott Sheppard, Chadwick Trujillo y Carlos y Raúl de la Fuente Marcos ya propusieron por separado la existencia de una supertierra con el objetivo de aclarar el misterio de las órbitas tan extrañas de algunos transneptunianos. Pero el modelo de Batygin y Brown ha otorgado más credibilidad a la hipótesis del noveno planeta y, lo más importante, ha permitido acotar las zonas del cielo en las que se podría encontrar. Un año después, ¿cómo va la búsqueda?

Pues sigue vivita y coleando. Durante este año varios investigadores, incluyendo a Brown, han comenzado a buscar el nuevo planeta, aunque por ahora parece que sin resultados. Por otro lado, a lo largo de estos meses se ha propuesto que el planeta nueve sería también el responsable de las extrañas órbitas de Niku (2011 KT19), Drac (2008 KV42) y otros objetos similares, todos ellos con órbitas muy inclinadas con respecto a la eclíptica y, en ocasiones, retrógradas. Eso sí, la sonda Cassini no ha logrado detectar la aceleración gravitatoria que el noveno planeta debería causar sobre Saturno, lo que pone un límite importante a su masa y/o su distancia (si el planeta está situado en dirección a Saturno, el gigante anillado debería sentir una aceleración un 2% superior a la que experimentaría la Tierra). Es decir, Cassini nos está chivando que el planeta nueve, o bien tiene menos de diez masas terrestres, o bien está situado como mínimo a mil unidades astronómicas —150 mil millones de kilómetros (!)—.

Posible aspecto del noveno planeta (Caltech).

En un nuevo paper Sarah Millholland y Gregory Laughlin han intentado acotar un poco más la posición de nuestro planeta misterioso a través de las resonancias que pudiera tener con otros cuerpos transneptunianos. Para que nos hagamos una idea, es lo mismo que ocurre entre muchos objetos del cinturón de Kuiper y Neptuno. Por ejemplo, Plutón está en una resonancia 3:2 con Neptuno, es decir, por cada tres órbitas de Neptuno, Plutón describe dos. Si no pudiésemos ver Neptuno, seríamos capaces de deducir su existencia estudiando las resonancias de los objetos perturbados por el gigante de hielo. Y usando esta novedosa aproximación al problema, los autores han concluido que Sedna estaría en una resonancia 3:2 con el nuevo planeta, mientras otros objetos transneptunianos estarían en resonancias 5:1, 4:1 o 3:1.

Posible composición del planeta suponiendo que sea un minineptuno (University of Bern).

Lo fascinante de esta hipótesis es que estas resonancias cuadran con la presencia de un objeto situado en una órbita con un periodo de 16.725 años (!!) y una distancia de 954 unidades astronómicas, datos que encajan casi como un guante con otras predicciones previas. Los dos investigadores han calculado de que existe un 98% de probabilidades de que estas resonancias sean reales y no un simple objeto del azar. La masa del planeta estaría entre seis y doce veces la de la Tierra. De paso, han calculado la posición en el cielo en la que debería encontrarse: entre 20º y -20º de declinación y 30º y 50º de ascensión recta.

Posible posición en el cielo del noveno planeta: se encontraría donde están la mayor parte de puntos negros (Sarah Millholland y Gregory Laughlin).

Las malas noticias son que se trata de una zona enorme. Si el planeta existe realmente tendría una magnitud de 23 —extremadamente débil— al hallarse cerca de su afelio. Además, la hipótesis de la resonancia solo explica las órbitas de algunos transneptunianos. Habrá qué ver si se ajusta a otros (desgraciadamente, la incertidumbre en la órbita de muchos de estos cuerpos es muy grande), sobre todo a los que se vayan descubriendo. También hay que señalar que otros investigadores siguen pensando que el noveno planeta no es necesario para explicar las distribuciones aparentemente no aleatorias de los elementos orbitales de algunos transneptunianos, así que no cantemos victoria aún.

El el caso de que realmente el noveno planeta esté allá fuera cuesta imaginar cómo podría ser un mundo tan extraño. Más grande que la Tierra, pero menos que Neptuno. Situado en el extrarradio del sistema solar allí donde el Sol es solo una estrella un poco más brillante que el resto, con una temperatura de apenas 40º por encima del cero absoluto. No sabemos qué características tendría, pero los modelos indican que su atmósfera estaría compuesta por hidrógeno y helio. Quizás tendría nubes de metano, por lo que sería más brillante que Neptuno a esa distancia. ¿Realmente hay un nuevo mundo esperando ser descubierto o solo es un constructo matemático? Si es así, puede que pronto salgamos de dudas.

Daniel Marín 2 feb 17

La sonda Cassini todavía no ha comenzado la última fase de su misión, denominada Grand Finale, pero ya se encuentra describiendo una serie de órbitas que la llevan muy cerca de los anillos y, además, le permite verlos en perpendicular con una resolución incluso mayor a la alcanzada durante la fase de inserción orbital en 2004. El resultado son una serie de impactantes imágenes que quitan el hipo. Algunas de las más espectaculares son las correspondientes a la pequeña luna Daphnis —en español Dafne— en medio de la división de Keeler.

La luna Dafne en la división de Keeler vista el 16 de enero a 28.000 km de distancia (NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute).

Daphnis es un satélite de apenas 8 kilómetros de diámetro que se encarga de ‘limpiar’ de restos la división de Keeler, de 42 kilómetros de ancho, situada en el borde exterior del anillo A (la propia luna fue descubierta gracias a la sonda Cassini en 2005). Lo fascinante de las imágenes es que se aprecian los efectos de la gravedad de la pequeña luna en las pequeñas partículas de los anillos, creando ondas y perturbaciones como si fueran olas en el mar. No obstante, la gravedad no explica por si sola muchas de las estructuras que observamos y hay que tener en cuenta otros fenómenos como fuerzas electrostáticas y la viscosidad entre las partículas de los anillos. Una de las estructuras más llamativas es el disco de material que se aprecia en el ecuador de Dafne, formado por la acumulación de partículas procedente de los anillos.

Detalle de Dafne en el que se aprecia el disco de material en el ecuador. Apenas se distinguen cráteres (NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute).

Este disco de material es similar al que se encuentra en otras lunas pastoras de los anillos como Pan y Atlas. Además de las ondas en horizontal en el plano de los anillos, Dafne también causa distorsiones verticales, auténticas montañas de partículas que se aprecian especialmente gracias a la sombra que proyectan durante los equinoccios. A lo largo de los más de diez años que lleva Cassini en órbita de Saturno nunca antes se había podido obtener una foto tan nítida de Dafne y sus efectos en los anillos.

Detalle de la imagen anterior en color (NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute/Ian Regan).

Los anillos de Saturno vistos contra el limbo del planeta el 20 de enero (NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute/Jason Mayor).

El hexágono del polo norte visto el 28 de octubre en filtro violeta (NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute).

Pero no hace falta centrarse en las lunas pastoras para sentirse apabullado por la belleza del sistema de anillos. Los primeros planos del anillo B que Cassini nos ha regalado tienen una resolución de más del doble de lo conseguido hasta la fecha y son simple y llanamente alucinantes.

El anillo B visto por Cassini el 18 de diciembre de 2016 a 52.000 km de distancia. La parte exterior del anillo está a la izquierda(NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute).

El borde del anillo B a 52.000 km de distancia (NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute).

Para entender lo que estamos viendo, el borde externo del anillo B queda a la izquierda de la imagen. El anillo B está separado del A por la famosa división de Cassini, el hueco más grande que existe en los anillos. Este hueco no está provocado por una luna pastora, sino por las perturbaciones gravitatorias de Mimas, que se encuentra fuera de los anillos y que también es la causante de la rica estructura que se puede observar en estas increíbles imágenes. En la siguiente imagen vemos el anillo A repleto de ondas de densidad, a la derecha, causadas por la presencia de las lunas Jano y Epimeteo, mientras que a la izquierda se pueden ver los huecos causados por la influencia gravitatoria de la luna Pan, que recorre el interior de la división de Encke.

Más estructura en el anillo A a 134.500 km de distancia (NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute).

Los anillos de Saturno (NASA).

Llama la atención que incluso a esta resolución no somos capaces de discernir las divisiones más pequeñas dentro de los anillos. Y, además de los puntos blancos debidos a los rayos cósmicos que impactan en la cámara de la sonda (no todas las imágenes están procesadas), se ven zonas alargadas más claras que son en realidad el agrupamiento temporal de partículas dentro de cada anillo. Estas agrupaciones (denominadas propellers y straws) se diluyen con el tiempo por los efectos de marea —los anillos están dentro del límite de Roche— y los choques con otras partículas. Los propellers —’hélices’—se forman alrededor de pequeñas lunas invisibles en las imágenes, mientras que las straws —’pajitas’— son agrupaciones de partículas sin un núcleo más denso.

Y, por supuesto, además de anillos, Cassini sigue fotografiando otras lunas, como vemos a continuación:

Tetis y su gran cráter Odiseo visto el 16 de noviembre de 2016 a una distancia de 367.000 km (NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute).

Mimas con su cráter Herschel visto el 20 de octubre de 2016 a 185.000 km NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute).

Mimas visto el 30 de enero de 2017 (NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute).

Mimas visto el 30 de enero (NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute).

Mimas visto el 30 de enero (NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute).

Vista de Pandora, de 84 km de diámetro, el 18 de diciembre de 2016 a 41.000 km de distancia (NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute).

Epimeteo visto el 30 de enero (NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute).

Epimeteo visto el 30 de enero (NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute).

Primer plano de Epimeteo (NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute/Roman Tkachenko).