Disco de residuos en torno a GJ 581

En otro estudio realizado con Herschel, se había descubierto que el disco de polvo que rodea a la estrella Fomalhaut se mantenía gracias a una tasa vertiginosa de colisiones entre cometas.
Recientemente, se ha confirmado que los sistemas planetarios GJ 581 y 61 Vir también albergan una gran cantidad de residuos cometarios.

Herschel detectó polvo frío, a unos -200°C, en tal cantidad que se piensa que estos sistemas podrían tener al menos 10 veces más cometas que el Cinturón de Kuiper, en nuestro Sistema Solar.

GJ 581, o Gliese 581, es una estrella enana de tipo M, el más común de la Galaxia. Estudios previos desvelaron que tiene al menos cuatro planetas, y uno de ellos en la ‘Zona Goldilocks’ – la distancia a la estrella central a la que podría existir agua líquida en la superficie del planeta.

También se ha confirmado la presencia de dos planetas en órbita a 61 Vir, una estrella de tipo G un poco menos masiva que nuestro Sol.

Los planetas descubiertos en estos dos sistemas son de la clase conocida como ‘Súper Tierras’, cubriendo un rango de entre 2 y 18 veces la masa de nuestro planeta.

Curiosamente, no se han encontrado pruebas que indiquen la existencia de planetas del tamaño de Júpiter o de Saturno en ninguno de los dos sistemas.
Se piensa que la interacción gravitatoria entre Júpiter y Saturno causó una perturbación sobre el Cinturón de Kuiper, antaño densamente poblado, que desencadenó un diluvio de cometas hacia los planetas interiores, un cataclismo que duró varios millones de años.

“Estas nuevas observaciones nos dan una pista: en nuestro Sistema Solar tenemos planetas gigantes y un Cinturón de Kuiper relativamente despoblado, pero los sistemas en los que sólo hay planetas pequeños suelen estar rodeados por cinturones de Kuiper mucho más densos”, explica Mark Wyatt, de la Universidad de Cambridge, y autor principal del artículo que estudia el disco que rodea a 61 Vir.

“Pensamos que la carencia de un planeta del tamaño de Júpiter libró a estos sistemas de un dramático bombardeo. No obstante, podrían estar sometidos a una lluvia de cometas gradual, activa a lo largo de miles de millones de años”.

“Para una estrella antigua como GJ 581, que tiene al menos dos mil millones de años, ya ha pasado el tiempo suficiente como para que esta lluvia de cometas haya aportado una cantidad de agua considerable a los planetas interiores. Esto es especialmente importante en el caso del planeta que se encuentra en la zona habitable de la estrella”, añade Jean-François Lestrade, del Observatorio de París, quien ha dirigido el trabajo sobre GJ 581.

Disco de residuos en torno a 61 Vir

Sin embargo, para generar la inmensa cantidad de polvo detectada por Herschel, es necesario que se produzcan colisiones entre los cometas, que podrían estar desencadenadas por la perturbación gravitatoria de un planeta del tamaño de Neptuno en las inmediaciones del disco.

“Las simulaciones indican que los planetas que conocemos en cada uno de estos sistemas no serían capaces de generar tal perturbación. Sin embargo, un planeta similar situado mucho más lejos de la estrella – de hecho, más allá del rango de nuestras observaciones – podría alterar el disco y hacerlo polvoriento, y por lo tanto observable”, aclara Lestrade.

“Herschel está descubriendo una correlación entre la presencia de inmensos discos de residuos y los sistemas que carecen de planetas del tamaño de Júpiter, lo que ofrece una nueva pista para comprender la formación y la evolución de los sistemas planetarios”, concluye Göran Pilbratt, Científico del Proyecto Herschel para la ESA.

Fuente: ESA

Valles Marineris cuenta con una extensión de más de 4000 km de largo por 200 de ancho, y alcanza una vertiginosa profundidad de 10 km, 10 veces más largo y cinco veces más profundo que el Gran Cañón del Colorado, lo que le convierte en el mayor cañón de nuestro Sistema Solar.
Esta inédita vista de pájaro de Valles Marineris fue confeccionada a partir de los datos recogidos por la sonda Mars Express de la ESA a lo largo de 20 órbitas. La imagen se muestra en falso color y con la escala vertical realzada cuatro veces.

Valles Marineris

En esta imagen se puede apreciar una gran variedad de características geológicas, resultado de la compleja historia de la región.

Es probable que la formación de este cañón esté directamente relacionada con la del abultamiento de Tharsis, que se encuentra fuera de plano, a la izquierda de esta imagen. En esa región es donde se encuentra Olympus Mons, el mayor volcán del Sistema Solar.

La actividad volcánica queda patente en la naturaleza de las rocas que componen las paredes del cañón y en las llanuras adyacentes, fruto de sucesivas coladas de lava.

A medida que la región de Tharsis se iba hinchando por la acumulación de lava durante los primeros miles de millones de años del planeta, la corteza circundante se fue estirando, resquebrajándose y colapsando, dando lugar al impresionante sistema de fosas de Valles Marineris.

Los complejos patrones de fallas también son resultado de las imponentes fuerzas de extensión a las que estuvo sometida la región. El más reciente se puede observar claramente en la parte central de la imagen y a lo largo de su borde inferior.

Los corrimientos de tierra también son responsables de que el cañón tenga su aspecto actual, especialmente en las fosas situadas más al norte, donde se pueden observar los derrumbes más recientes. La parte superior de las laderas se erosionó a través del proceso de remoción de masa.

Las sondas en órbita al Planeta Rojo, Mars Express entre ellas, han recogido información mineralógica que indica que la región fue remodelada por fuertes corrientes de agua hace cientos de millones de años, aumentando la profundidad del cañón.

Fuente: ESA

Venus es famoso por su densa atmósfera de dióxido de carbono y por las altas temperaturas que ésta provoca sobre la superficie del planeta. Por ello, con frecuencia se le presenta como el hermano inhóspito de la Tierra.
En un nuevo estudio basado en los datos recogidos por la sonda europea Venus Express a lo largo de cinco años de observaciones, un grupo de científicos ha descubierto una capa muy fría en la atmósfera del planeta, a unos 125 kilómetros sobre su superficie, en la que se alcanzan temperaturas de -175°C.

Terminador de Venus

Esta inusual capa es mucho más fría que cualquier región de la atmósfera terrestre, por poner un ejemplo, y eso a pesar de que Venus se encuentra mucho más cerca del Sol que nuestro planeta.

Este descubrimiento se realizó mientras se medía cómo se filtraba la luz del Sol a través de la atmósfera de Venus, para así determinar la concentración de moléculas de dióxido de carbono a distintas altitudes a lo largo del terminador – la línea de separación entre la parte iluminada y la parte en sombra del planeta.

Al combinar las medidas de la concentración de dióxido de carbono con los datos de la presión atmosférica, los científicos fueron capaces de derivar el perfil de temperaturas de la atmósfera de Venus.

“Como a una determinada altitud la temperatura cae por debajo del punto de fusión del dióxido de carbono, sospechamos que se podría llegar a formar nieve carbónica en esta región de la atmósfera venusiana”, explica Arnaud Mahieux, del Instituto Belga de Aeronomía Espacial y autor principal del artículo que presenta estos resultados en el Journal of Geophysical Research.

Las nubes de partículas de nieve o hielo de dióxido de carbono tendrían que ser muy reflectantes, y podrían llegar a crear capas más brillantes que la propia luz solar.

“No obstante, aunque Venus Express haya observado regiones muy brillantes en la atmósfera de Venus que podrían indicar la presencia de hielo, también podrían ser el resultado de otras perturbaciones atmosféricas, por lo que de momento tenemos que ser prudentes”, puntualiza Mahieux.

Este estudio también descubrió que esta capa fría a lo largo del terminador se encuentra emparedada entre dos capas relativamente más cálidas.

Perfil de temperaturas a lo largo del terminador

“Los perfiles de temperaturas en la cálida cara iluminada del planeta y en la fría cara que se encuentra a la sombra son extremadamente diferentes a partir de los 120 kilómetros de altitud. El terminador es una región de transición, afectada por las condiciones a ambos lados”.

“A lo largo del terminador, la cara en sombra podría jugar un papel importante a una determinada altitud, y la cara iluminada un papel incluso mayor a otras altitudes”.

Los perfiles de temperaturas obtenidos a partir de otros conjuntos de datos de Venus Express, entre los que se encuentran los recogidos durante el tránsito de Venus del pasado mes de junio, concuerdan con estos resultados.

Los modelos matemáticos están de acuerdo con los perfiles observados, pero para confirmar esta hipótesis será necesario examinar el papel que juegan los otros compuestos químicos presentes en la atmósfera de Venus, tales como el monóxido de carbono, el oxígeno o el nitrógeno. En las capas más altas de la atmósfera de Venus estos compuestos son incluso más abundantes que el dióxido de carbono.

“Este descubrimiento todavía es muy reciente, y aún tenemos que pensar y comprender cuáles podrían ser sus repercusiones”, explica Håkan Svedhem, científico del proyecto Venus Express para la ESA.

“Pero sin duda es algo muy especial, ya que no tenemos este tipo de perfiles de temperaturas a lo largo del terminador de la Tierra o de Marte, cuyas atmósferas presentan unas composiciones químicas y condiciones térmicas muy diferentes”.

Fuente: ESA

Este espectacular anaglifo es muy diferente del punto apenas perceptible que el astrónomo Asaph Hall fue capaz de vislumbrar en 1877, cuando estudiaba el Planeta Rojo a través del telescopio de 66 cm del Observatorio Naval de los Estados Unidos. Hall descubrió la luna más pequeña y más alejada de Marte, Deimos, el 12 de agosto de aquel año, y la de mayor tamaño, Fobos, seis días más tarde.
Poco más de un siglo después, un satélite en órbita a Marte nos permite estudiar la superficie de Fobos con un nivel de detalle sin precedentes.

Fobos (ESA)

A la derecha de la imagen, parece como si le hubiesen dado un mordisco a Fobos – se trata del gran cráter de impacto Stickney, visto de lado. Este cráter fue bautizado con el nombre de soltera de la mujer de Hall.

Sobre la superficie de Fobos se puede distinguir una serie de surcos que parece emanar del cráter Stickney, extendiéndose a lo largo de los casi 27 kilómetros de diámetro de esta luna. Al principio se pensaba que estaban relacionados con el cráter de impacto, pero una teoría más reciente sugiere que se podrían haber formado cuando Fobos atravesó una nube de escombros arrancados de la superficie de Marte por el impacto de asteroides contra la superficie del planeta.

De todas las lunas de nuestro Sistema Solar, Fobos es la que se encuentra más cerca de su planeta, orbitando a tan sólo 6000 km de la superficie de Marte. Este hecho hace que complete una vuelta alrededor del Planeta Rojo más rápido de lo que tarda éste en dar una vuelta sobre sí mismo. Vista desde la superficie de Marte, Fobos sale y se pone sobre el horizonte dos veces al día.

La órbita de Fobos está decayendo, y en unos 50 millones de años podría llegar a desintegrarse, dando lugar a una nube de escombros que terminaría precipitándose sobre la superficie de Marte.

Fuente: ESA

Representación artística del futuro observatorio.

Los planes para el mega telescopio, denominado European Extremely Large Telescope (E-ELT), fueron aprobados por el consejo de gobierno del Observatorio Europeo Austral (ESO), según anunciaron las autoridades este lunes.

“Este es un resultado excelente y un gran día para el observatorio”, dijo el Director General del ESO Tim de Zeeuw en un comunicado. “Ahora podemos avanzar en la fecha prevista con este gran proyecto.”

El telescopio E-ELT tendrá un espejo segmentado de 39 metros localizado en la cima de una montaña llamada Cerro Armazones en el norte de Chile, cerca de Observatorio Paranal de ESO. Va a ser varias veces más sensible que cualquier otro instrumento de su clase, apuntaron los investigadores.

Este gigantesco telescopio recogerá al menos 12 veces más luz que telescopios ópticos más grandes actuales, permitiendo a los astrónomos investigar una variedad de teorías y realizar nuevos descubrimientos. Los científicos lo usaran para ayudar en la búsqueda de exoplanetas habitables o para estudiar la naturaleza y la distribución de la materia y energía oscura, sustancia misteriosa que se cree que forma la mayor parte de nuestro universo, pero que los astrónomos aún no han sido capaces de detectarla directamente.

“El telescopio está destinado a revolucionar la astronomía óptica e infrarroja”, dijo Isobel Hook de la Universidad de Oxford, E-ELT en el Reino Unido, científico del proyecto, en un comunicado. “Su combinación única de imágenes nítidas y de gran área colectora de luz nos va a permitir observar algunos de los fenómenos más emocionantes en el universo con un detalle mucho mayor”.

El proyecto E-ELT no está listo parase a construir hasta que los votos provisionales de cuatro más de los estados miembros de ESO de 15 han sido confirmados y 90 por ciento de la financiación necesaria este disponible, afirmaron las autoridades.

La construcción del E-ELT tendrá un costo de 1.083 millones de euros. Los funcionarios de ESO han dicho que la construcción se espera que comience en algún momento de este año y que el telescopio funcione a pleno rendimiento en la década de 2020.

Fuente: Space

Propagación de una ráfaga de viento solar

Esta alineación de la Tierra y Marte tuvo lugar el 6 de enero de 2008. Las misiones europeas Clúster y Mars Express midieron cuánto oxígeno perdían las atmósferas terrestre y marciana, respectivamente, al paso de una ráfaga de viento solar. Al comparar los resultados, se pudo comprobar hasta qué punto el campo magnético protege a nuestra atmósfera.
Los científicos observaron que si bien la presión de radiación solar aumentaba una cantidad similar en ambos planetas, la atmósfera de Marte perdía diez veces más oxígeno que la terrestre.

Esta diferencia tendría consecuencias catastróficas a lo largo de miles de millones de años, y podría explicar, al menos en parte, porqué Marte presenta una atmósfera tan tenue hoy en día.

Este estudio demuestra la eficacia del campo magnético terrestre para desviar al viento solar y proteger a nuestra atmósfera.

“El efecto protector del campo magnético es fácil de comprender y de simular matemáticamente, por lo que se ha convertido en una teoría ampliamente aceptada”, explica Yong Wei, del Instituto Max-Planck para la Investigación del Sistema Solar, en Alemania, y director de este estudio.

Representación de la magnetosfera de Marte

Al poder estudiar la atmósfera de estos dos planetas mientras estaban siendo azotados por la misma ráfaga de viento solar, han podido comprobar que la hipótesis era cierta.

El equipo de investigadores espera ampliar su estudio con los datos recogidos por la sonda Venus Express de la ESA, que también está equipada con un sensor capaz de medir las pérdidas de la atmósfera de Venus.

El estudio de Venus será fundamental para aportar un nuevo punto de vista a su investigación ya que, al igual que Marte, no cuenta con un campo magnético significativo, tiene un tamaño comparable al de la Tierra y sin embargo, presenta la atmósfera más densa de los tres planetas.

Estos datos ayudarán a poner en contexto los resultados obtenidos en la Tierra y en Marte.

Se acerca una serie de alineaciones planetarias que serán muy propicias para continuar con estos estudios.

“Durante los próximos meses tendrá lugar una buena alineación entre el Sol, la Tierra, Venus y Marte, que aprovecharemos para coordinar una campaña de observaciones utilizando los satélites Mars Express y Venus Express de la ESA y el observatorio solar STEREO de la NASA”, explica Olivier Witasse, Científico del Proyecto Mars Express para la ESA.

Representación de la interacción del viento solar con Venus, la Tierra y Marte

Clúster seguirá jugando un papel fundamental en estos estudios, ya que es la única misión capaz de realizar este tipo de análisis en el entorno de la Tierra.

Por otra parte, los científicos están muy interesados en ver cómo afectará el incremento de la actividad solar, asociado al ciclo solar actual, a la pérdida de partículas atmosféricas en los tres planetas.

“La familia europea de misiones en el Sistema Solar, con su capacidad única de observación, jugará un papel fundamental en el estudio de estos fenómenos a medida que se aproxima el máximo de actividad solar”, concluye Matt Taylor, Científico del Proyecto Clúster para la ESA.

Fuente: ESA

Imágen de la Luna. NASA

Según ha explicado la Agencia Espacial Europea (ESA), la prueba a la que se ha realizado al rover es reproducir el vacío y temperaturas a las que se enfrentará en su camino hacia la superficie del satélite. Así, la nave se ha enfrentado a una serie de ráfagas cortas que han alcanzado los 1100°C.

El experto de la ESA Houdou Berenguela ha señalado que los resultados son positivos. “Los propulsores se mostraron estables, con un gran rendimiento, incluso bajo la presión de las condiciones de funcionamiento del módulo lunar”, ha indicado.

La nave que se enviará a la Luna tiene como objetivo evaluar posibles peligros y poner a prueba nuevas técnicas para enviar humanos en un futuro. Antes de aterrizar, la nave orbitará la Luna, a unos 100 kilómetros sobre la superficie.

Fuente: Europa Press

Imagen de Marte por la sonda Phoenix. Credit: NASA/JPL-Calech/University de Arizona.

Los resultados provienen de un análisis continuo de los datos de la misión Phoenix Lander, que aterrizó cerca del polo norte de marciano en 2008. Los científicos sugieren que Marte ha experimentado una prolongada sequía durante al menos los últimos 600 millones de años.

Según el doctor Tom Pike del Imperial College de Londres, “encontramos que a pesar de que hay una abundancia de hielo, Marte ha estado experimentando una sequía que bien pudo haber durado cientos de millones de años. Creemos que el Marte que conocemos hoy contrasta fuertemente con su historia anterior, que tuvieron períodos más cálidos y húmedos, y que pudo haber sido más adecuado para la vida. Las futuras misiones de la NASA y la ESA que se planean para Marte tendrá que cavar más profundo para buscar evidencia de vida, que todavía prodría perdurar bajo tierra”.

El equipo llegó a sus conclusiones mediante el estudio de pequeñas partículas microscópicas de las muestras de suelo extraídas por el Phoenix, que habían sido fotografiadas por el microscopio atómico de la. Las imágenes 3D fueron producidas por partículas tan pequeñas como 100 micras de diámetro. Los científicos estaban buscando en concreto partículas de materiales arcillosos, que se forman en agua líquida. La cantidad que se encuentra en el suelo sería una idea de cuánto tiempo el suelo había estado en contacto con el agua. Se determinó que menos del 0,1 por ciento de las muestras de suelo contenía partículas de arcilla, que apunta a una larga historia acuática, en esta zona árida de Marte.

Dado que el tipo de suelo sobre Marte parece ser bastante uniforme en todo el planeta, el estudio sugiere que estas condiciones se han generalizado en el planeta, y no sólo cuando aterrizó Phoenix. Hay que tener en cuenta que las partículas del suelo y el polvo en Marte puede ser distribuidas ampliamente por las tormentas de arena y remolinos de polvo (y algunas tormentas de arena en Marte puede afectar a todo el planeta). El estudio también indica que el suelo de Marte pudo haber sido expuesto al agua líquida durante unos 5.000 años, aunque algunos otros estudios tienden a estar en desacuerdo con esa evaluación.

También hay que señalar que los depósitos de arcilla más importantes se han encontrado en otras partes de Marte, incluyendo el lugar exacto donde el rover Opportunity está ahora; estos depósitos más ricos parecen sugerir una historia diferente en distintas regiones. Debido a esto, y por las razones mencionadas en párrafos anteriores, puede ser prematuro extrapolar los resultados de Phoenix a todo el planeta. Si bien este estudio es importante, los resultados más clarificadores podrían obtenerse cuando las muestras físicas de diferentes lugares del suelo puedan ser traídas a la Tierra para su análisis. Los rovers y los módulos más sofisticados, como el Curiosity actualmente en camino a Marte, también serán capaces de llevar a cabo más análisis en profundidad in situ.

Las muestras de suelo de la sonda Phoenix también se compararon con muestras de suelo de la Luna. La distribución de tamaños de partículas fue similar entre los dos, lo que indica que se formaron en una manera similar. Las rocas en Marte están erosionadas por el viento y los meteoritos, mientras que en la Luna sin aire, sólo los impactos de meteoritos son los responsables. En la Tierra, por supuesto, por ejemplo, la erosión es causada principalmente por agua y viento.

En cuanto a la cuestión de la vida, cualquier tipo de organismos que pudiera habitar en la superficie tendría que ser extremadamente resistente, al igual que los extremófilos en la Tierra. Sin embargo se debe tener en cuenta que estos resultados se aplican a las condiciones de superficie, ademas, todavía se cree posible que cualquier rastro de vida primitiva podría haber continuado prosperando bajo tierra, protegida de la luz ultravioleta intensa del sol, y donde un poco de agua liquida aún podría existir en la actualidad.

Dada la húmeda historia de Marte en sus inicios, la búsqueda de evidencias de vida pasada o presente continuará, pero tal vez tengamos que cavar a más profundidad para encontrarlas.

Fuente: Universe Today

El equipo está formado por más de 80 estudiantes, que cuentan con el apoyo y la supervisión de profesores de la Universidad de Vigo y de expertos del Instituto Nacional de Técnica Aeroespacial (INTA).

El proyecto ha sido supervisado por un Jefe de Proyecto de la Universidad de Vigo, mientras que el INTA ha contribuido en la gestión y la ingeniería. El grupo se ha organizado en cuatro equipos, que se ocupan de la gestión; la ingeniería; el diseño; y la ciencia.

El principal objetivo de Xatcobeo es educacional, puesto que permite a los estudiantes participar en un proyecto espacial que sigue una metodología de trabajo acorde con los estándares de la ESA.

Otro objetivo es el desarrollo y la operación de los tres innovadores experimentos a bordo del satélite:
SRAD (Software Defined Radio) es una nueva radio reconfigurable. Los miembros del equipo quieren contactar con el satélite una vez en órbita, cambiar las modulaciones ‘de serie’ y restablecer de nuevo la conexión con las modulaciones actualizadas. Esta tecnología podría tener un papel importante en las futuras misiones espaciales, puesto que proporciona la capacidad de redefinir completamente un sistema de comunicaciones tras el lanzamiento.

El sensor RDST (Radiation Displacement Damage Sensor) es un dosímetro de radiación no ionizante, basado en diodos de silicio de larga base desarrollados para medir la energía cinética de la partículas pesadas, en particular los neutrones rápidos. Xatcobeo será colocado en una órbita baja terrestre no típica, lo que permitirá a RDS mapear la radiación en esa región del espacio.

El mecanismo de desplegado de paneles PDM: probará y validará un nuevo mecanismo de apertura para los paneles. Si el PDM se despliega correctamente proporcionará energía eléctrica adicional, prolongando la vida media de Xatcobeo y mejorando su funcionamiento. Esto permitirá lanzar cargas más sofisticadas y de más consumo eléctrico en el futuro.

La experiencia CubeSat

¿Cómo han vivido los miembros del equipo la experiencia de la selección de los cubesats, el diseño, la construcción, las pruebas y la integración?
“Al principio la mayoría de los estudiantes encontraba dificultades en adaptar su metodología de trabajo a las recomendaciones de los estándares ECSS. Pero al final quedaron muy satisfechos, con la sensación de haber aprendido mucho”.

“También les resultó interesante la posibilidad de aprender aspectos relacionados con la gestión de los proyectos y la organización, así como los conceptos técnicos asociados al desarrollo de una de las partes del satélite”.

“Es más, el trabajo en equipo estructurado fomentó las buenas relaciones personales. Muchos de los estudiantes que participaron en el proyecto aún son amigos, y han seguido trabajando juntos en otros proyectos. Eso demuestra que no sólo el trabajo académico sino también la experiencia personal del proyecto XaTcobeo ha sido muy satisfactoria”.

Fuente: ESA

En Titán los campos de dunas son un paisaje casi tan habitual como las llanuras aparentemente uniformes que definen la mayor parte de la superficie.
Las dunas cubren alrededor del 13% de Titán, extendiéndose a lo largo de 10 millones de kilómetros cuadrados –equivalente al área de Canadá-. Son por tanto un factor importante en las condiciones ambientales de esta luna.

Foto: Dunas en Titán y en la Tierra

Aunque su forma es similar a las de las dunas del desierto de Namibia, las dunas de Titán son gigantes para los estándares terrestres. Tienen entre uno y dos kilómetros de anchura, cientos de kilómetros de largo y unos 100 metros de altura.

Sin embargo, su tamaño y distribución varían a lo largo de la superficie de Titán.

Otra diferencia es que la arena de Titán no está hecha de silicatos, como la de la Tierra, sino de hidrocarburos sólidos que precipitan de la atmósfera. Estos compuestos se unen formando granos de dimensiones de milímetros, mediante un proceso aún poco conocido.

La investigadora Alice Le Gall, de LATMOS-UVSQ (París) y NASA–JPL (California), y otros colaboradores han descubierto que el tamaño de las dunas de Titán está controlado por al menos dos factores, la altitud y la latitud. Su hallazgo se basa en observaciones obtenidas con el radar de la nave Cassini, de la NASA, la ESA y la agencia espacial italiana (ASI).

Los mayores campos de dunas en Titán se encuentran en las regiones bajas. En las zonas más elevadas las dunas tienden a ser más estrechas y a disponerse más espaciadamente; en el radar de Cassini la separación entre ellas se ve con más brillo, lo que indica que la cubierta de arena es más delgada.

Esto sugiere que hay relativamente poca arena disponible para construir dunas en las regiones altas.

En términos de latitud, las dunas de Titán están confinadas a la región ecuatorial de la luna, en una franja entre los 30°S y los 30°N.

En las latitudes más al norte las dunas se vuelven más estrechas, y aumenta la separación entre ellas. Le Gall y sus colegas creen que la razón está en la órbita elíptica de Saturno.

Titán orbita en torno a Saturno, y por tanto sus estaciones están controladas por la trayectoria del planeta en su recorrido alrededor del Sol. Como Saturno tarda unos 30 años en completar una órbita, cada una de las estaciones de Titán dura apenas algo más de siete años. La naturaleza ligeramente elíptica de la órbita de Saturno hace que el hemisferio Sur de Titán tenga veranos más cortos pero más intensos.

Como resultado, en las regiones australes se reduce la humedad del suelo debida al vapor de etano y metano. Cuanto más secos son los granos de arena, más fácilmente son transportados por el viento para formar las dunas.

“La humedad del suelo probablemente aumenta cuanto más hacia el Norte, haciendo que los granos de arena sean más difíciles de mover y las dunas, por tanto, más difíciles de construir”, afirma Le Gall. Respalda esta hipótesis el hecho de que los lagos y mares de Titán –constituidos por etano líquido y metano-, están sobre todo en el hemisferio Norte. Esto sugiere que en el norte, donde la humedad es mayor, es más difícil que el viento transporte los granos de arena. “Entender cómo se forman las dunas, y explicar su forma, tamaño y distribución, es muy importante para entender el clima y la geología de Titán”, dice Nicolas Altobelli, jefe científico de la misión Cassini-Huygens, de la ESA.

“Como están hechas de hidrocarburos atmosféricos congelados, las dunas podrían proporcionarnos importantes pistas sobre el ciclo de metano y etano de Titán, que aún no comprendemos bien y que es comparable, en muchos aspectos, con el ciclo del agua en la Tierra”.

Fuente: ESA