¿Cómo se esculpe el paisaje de Titán?

Planeta B

La llegada de la sonda Cassini al sistema de Saturno en julio de 2004 marcó el inicio de una nueva revolución en cuanto a nuestro conocimiento del sistema del gigante gaseoso. Especialmente interesante resultó la geología de los satélites, que en los casos particulares de Encélado y Titán resultaron ser mucho más activos a nivel geológico de lo que se había imaginado hasta el momento.

En esta imagen creada a partir de mediciones en el infrarrojo cercano tomadas por la sonda Cassini se aprecia la luz del sol reflejándose en los mares de metano y etano de Titán. Imagen cortesía de NASA / JPL-Caltech / University of Arizona / University of Idaho.

Pero el pastel tenía una guinda. El aterrizaje de la sonda Huygens sobre Titán y los sucesivos sobrevuelos de la Cassini descubrieron que este satélite, uno de los más grandes de nuestro Sistema Solar, y además con una atmósfera más densa que la de nuestro planeta, no es que tuviese una geología interna activa, sino que además tenía procesos externos relacionados con la atmósfera y las estaciones que esculpían su superficie.

No solo eso. Titán, junto con la Tierra, es el único cuerpo del Sistema Solar del que tengamos pruebas fehacientes de que tenga un ciclo hidrológico. Eso sí, en el sentido laxo de la palabra, ya que la temperatura media en su superficie ronda los -180 ºC, por lo que el ciclo hidrológico en realidad está constituido por compuestos orgánicos, como el metano, que pueden encontrarse en fases líquidas y gaseosas en ese rango de temperaturas, lo que permite la presencia de nubes desde las que llueven estos.

Redes fluviales en Titán desembocando sobre una llanura. Imagen cortesía de ESA/NASA/JPL/University of Arizona.

La lluvia de estos compuestos orgánicos erosiona la superficie, formando redes fluviales como las que vemos en la Tierra o Marte, y acaban acumulándose en lagos y mares, algunos de los cuales vuelven a evaporarse a la atmósfera, dejando un depósito mineral como en las salinas terrestres donde se fabrica la sal común, pero con una química muy distinta.

Pero no solo eso, en Titán también hay desiertos, desiertos de arena que desde la órbita parecen como los terrestres o los marcianos. La sonda Huygens aterrizó en una rambla seca cubierta de guijarros de distintos tamaños, redondeados por el transporte a lo largo del tiempo.

La rambla sobre la que aterrizó la sonda Huygens. Como podemos ver, se aprecian numerosos cantos redondeados fruto de la acción fluvial sobre materiales más finos, con un parecido extraordinario al de las ramblas terrestres. Imagen cortesía de ESA/NASA/JPL/University of Arizona.

La superficie de Titán es de hielo, no de roca

Estos hechos también nos parecerían normales si no fuese porque la superficie de Titán no es rocosa, como la de los planetas interiores, sino que está formada por hielo, un hielo que a simple vista se comporta de una manera similar a como lo haría la roca… pero, ¿qué procesos permiten que el hielo acabe formando un paisaje similar al de nuestro planeta?

Un equipo de investigadores ha publicado recientemente un artículo en Geophysical Research Letters que pretende responder a estas cuestiones usando la arena como un mecanismo formador del relieve que observamos en los polos y en las latitudes medias de Titan. Sorprendente, ¿verdad?.

En nuestro planeta, la formación de dunas viene precedida por la formación, valga la redundancia, de depósitos sedimentarios costeros o fluviales de un material fino que permite que el viento sea capaz de moverlo. En Titán podría haber muchos más mecanismos que sean capaces de generar partículas de ese tamaño: por ejemplo, tenemos la erosión de las capas de hielo superficial a partir de la lluvia o los cauces fluviales, la aglutinación de partículas de compuestos orgánicos desde la atmósfera, la erosión de los depósitos evaporíticos que quedan en el lecho de los mares y lagos cuando estos se evaporan…

Campos de dunas sobre la superficie de Titán… ¿no os recuerdan mucho a las dunas terrestres?. Imagen cortesía de NASA/JPL-Caltech.

Uno de los mayores problemas de los científicos a la hora de entender los procesos relacionados con la arena de Titán es que se pensaba que durante la formación de las distintas partículas que conforman la arena, poco a poco estas irían disminuyendo de tamaño a causa del transporte por el simple hecho de ir desgastándose. En cambio, parece que no es el caso y que, durante su movimiento, son capaces de mantener, al menos parcialmente, su tamaño al ir aglutinándose con otras partículas.

Si no, con el paso del tiempo y sin un gran aporte de nuevos granos de arena, entiéndase en este caso arena formada por pequeños cristales de hielo y no por minerales como en nuestro planeta, estos granos irían menguando tanto que las dunas, probablemente, desaparecerían durante su migración.

En Titán aparecen las dunas de arena en dos lugares muy diferentes: por un lado, en los polos y, por otro, en las llanuras de las latitudes medias. Es muy probable que la mayor parte de esta arena se forme en el ecuador, donde sabemos que hay un régimen de viento suficiente como para erosionar y transportar los granos de estas zonas a las latitudes adyacentes.

A las latitudes medias llegarían estos granos que podrían ir uniéndose por fenómenos de aglutinación de tal forma que las partículas tendrían cada vez un tamaño más y más grande, siendo finalmente incapaces de moverse con el viento y pudiendo, con el paso del tiempo, dar lugar a la topografía que vemos, como si fuésemos uniendo cubitos de hielo hasta formar un iceberg, pero a gran escala.

En cambio, en los polos, la situación parece más compleja, y el transporte de la arena desde latitudes ecuatoriales no parece una posibilidad. En estas zonas polares aparece un relieve muy característico denominado “terreno laberíntico” cuyo origen se discute, y que podría ser debido a zonas elevadas que han sido erosionadas por ríos de metano, que han sufrido procesos de disolución como en las zonas kársticas de la Tierra o que, por procesos tectónicos, han quedado zonas elevadas y hundidas unas con respecto a las otras.

Terreno laberíntico en Titán (izquierda) y en la Tierra (derecha). Imagen cortesía de NASA JPL-Caltech ASI.

Los autores de este estudio se inclinan a pensar que este relieve en realidad se parece más a las zonas kársticas y que lo que vemos es el resultado del colapso del terreno fruto de la disolución de unas areniscas, también en sentido laxo, formadas por compuestos orgánicos.

¿Cómo se formarían estas areniscas que a su vez forman el terreno laberíntico tras su disolución?. En nuestro planeta, las areniscas son rocas formadas principalmente por granos de roca de tamaño arena (entre 0.0625 a 2 mm de diámetro), pero si no hay una fuente de arena que alimente esta zona, ya hemos dicho antes que desde el ecuador no podían transportarse, ¿de dónde vienen?

Es cierto que en los polos el régimen de vientos es mucho más débil que en el ecuador, pero a cambio tienen una mayor formación de tormentas y, por lo tanto, de escorrentía, por lo que la erosión y el transporte pueden llevarse a cabo mediante los compuestos orgánicos en estado líquido. Estas arenas transportadas por los ríos irían acumulándose con el tiempo, formando extensos depósitos que con el tiempo sufrirían los procesos de disolución y que darán lugar al terreno laberíntico.

Dicho todo esto, y como concluyen los propios autores del estudio, mediante este modelo se puede explicar muy bien la distribución de los distintos tipos de terreno a ambos lados del ecuador de Titán usando únicamente un modelo sedimentario en el que la abrasión de las partículas, lo que permite generar la arena, por un lado y, por otro, los fenómenos de aglutinación que permiten generar los paisajes uniendo los granos, son los fenómenos fundamentales.

Sin duda, este mecanismo activo de depósito de sedimentos y formación de relieves en Titán pone de manifiesto que la geología del Sistema Solar todavía tiene muchas sorpresas y procesos que, aunque den relieves y formas que nos resultan muy habituales y cotidianas, en el fondo son muy diferentes.

Referencias

Lapôtre, M. G. A., Malaska, M. J., & Cable, M. L. (2022). The role of seasonal sediment transport and sintering in shaping Titan’s landscapes: A hypothesis. Geophysical Research Letters, 49, e2021GL097605 doi: 10.1029/2021GL097605

Sobre el autor: Nahúm Méndez Chazarra es geólogo planetario y divulgador científico.

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