viernes, 4 de abril de 2014

Habitabilidad de las lunas cubiertas de hielo




Es mi traducción de un informe de la Universidad de Viena (http://www.univie.ac.at/EPH/exolife/icymoons.html) sobre sus investigaciones relacionadas con la posibilidad de que haya microorganismos, parecidos a nuestras bacterias llamadas "extremófilas", en hipotéticos océanos bajo la superficie de hielo de ciertas lunas. 



 

 

Los satélites cubiertos de hielo como Encelado están entre los objetos más interesantes en el Sistema Solar en lo que concierne a la posibilidad de albergar formas de vida.  Aunque no están ubicados en la zona habitable alrededor del Sol (Kasting et al., 1.993) podrían tener vida en los océanos que pueden estar bajo la superficie. Por eso una de las principales tareas es aumentar nuestros conocimientos sobre la posible composición de tales depósitos de agua o hielo y sobre los microbios que dicho ambiente puede hospedar.

Encelado es una luna bastante pequeña con un diámetro de apenas unos 500 quilómetros (Thomas, 2.010) pero es uno de los miembros más interesantes del Sistema Solar, por sus penachos (parecidos a los chorros verticales de las fuentes termales intermitentes en la Tierra) descubiertos por la sonda espacial Cassini de la NASA.  Estos chorros que son principalmente de agua pura (90 % de agua, 5 % de CO2 y cantidades insignificantes de CO, H2, N2 y demás material orgánico [Waite et al., 2.009]) se encuentran en la región extremadamente caliente del Polo Sur.  En esta zona sobresalen las cuatro así llamadas "franjas de tigre", que son grietas alargadas de unos 130 quilómetros de longitud y unos 2 de ancho (Porco et al., 2.006).

La primera parte de la tesis es la elaboración de modelos de la estructura interna de Encelado según la densidad de su núcleo rocoso.  En el primer modelo (M1) suponemos que la densidad promedio del núcleo rocoso de Titán debe ser similar a la del de Encelado porque estas lunas se formaron en la misma región del  Sistema Solar.  El segundo modelo (M2) incorpora una densidad del núcleo parecida a la de la parte superior del manto de la Tierra, que está compuesta principalmente de rocas con abundantes olivinos tales como la peridotita.  El próximo modelo (M3) se fundamenta en el concepto de Schubert et al. (2.007) de que la densidad del núcleo de Encelado es comparable a la densidad de la masa de Io tomada como un todo.  Según Schubert et al. (2.007) esta cifra indica el máximo valor posible de un núcleo de roca metálica porque es probable que el núcleo de Encelado sea menos denso que Io en su totalidad debido a las inclusiones, por ejemplo, de los silicatos hidratados de baja densidad.  El último modelo (M4) propone la hipótesis de una densidad parecida a la densidad granular de los condritos hidratados carbonosos de cloro característicos, que podrían ser los componentes estructurales básicos de las lunas de cobertura de hielo como Encelado.

El grado de diferenciación de Encelado podría determinarse mediante nuevas mediciones del campo gravitatorio hechas por la nave Cassini y mediante observaciones del período de cada satélite (Hussmann et al., 2.010).

Ese primer paso es muy importante porque nos suministra sugerencias sobre las capas fronterizas del océano, y por eso calcularemos los efectos de las interacciones  (desgaste por  la intemperie, erosión, derretimiento, etc.) en la composición del océano entre el depósito de agua y las capas circundantes (tanto rocosas como de hielo), así que podremos estimar cuales compuestos pueden estar disueltos en la capa líquida.  En esta cuestión Zolotov et al. (2.007) pueden dar el punto de partida.  Los autores describen una posible composición oceánica.  Además debemos desarrollar modelos para las varias circunstancias externas, como la presión, la densidad, la temperatura, etc., en distintos sitios en el interior de la luna, tal como se hizo para Europa en Marion et al. (2.003).

Los estudios posteriores se ocuparán del análisis de la habitabilidad del océano con respecto a los microbios.  Inicialmente seleccionaremos dichos microbios, los cuales podrían (teóricamente) sobrevivir/reproducirse en tales ambientes.  Nos proponemos cultivar esos microorganismos en un medio que corresponda a la composición del océano.  Actualmente preferimos metanógenos y/o bacterias reductoras de azufre para nuestros estudios, con base en McKay et al. (2.008).  Esta aproximación al asunto sería revolucionaria porque la investigación combinará unas suposiciones sobre la estructura de un satélite cubierto de hielo y sobre la composición de su posible océano bajo la superficie con un estudio de laboratorio en que podríamos someter a prueba  los resultados teóricos.

 

Estructura interna y dinámica del océano en la luna Europa de Júpiter: Estimaciones de las condiciones físicas en el fondo de su posible océano ubicado bajo la superficie    

Europa y las otras lunas descubiertas por G. Galilei --Io, Ganímedes y Calisto--,  representan una serie muy interesante de cuerpos planetarios.  Europa ocupa una posición intermedia entre Io, que carece de agua, y y los satélites recubiertos de hielo Ganímedes y Calisto.  Con base en los datos sobre la gravedad, el electromagnetismo y la forma obtenidos por la sonda espacial Galileo se dedujo la masa y el tamaño de Europa y la posible existencia de un océano líquido bajo la superficie.  La analogía con el Lago Vostok bajo el hielo de la Antártida hace que el océano líquido bajo la superficie de Europa sea del mayor interés para la astrobiología y un tema muy prometedor para los investigadores de la astrobiología.

 Se obtiene el tamaño y la forma de Europa de las fotografías de la luna conseguidas con el sistema de registro de imágenes de la sonda Galileo.  Los cálculos del momento de inercia rotatorio corresponden a una luna muy diferenciada y una concentración de la masa hacia el centro.  Se puede estimar la densidad y elaborar modelos estructurales sencillos de su interior.  Europa tiene un núcleo metálico rodeado de un manto de silicatos  y una capa externa de agua líquida y hielo.  Siguen siendo inciertos el grosor de las varias capas y la composición del océano bajo la superficie. 

La primera parte de éste estudio se refiere a las estimaciones relacionadas con la posible estructura interna de Europa.  Con base en un modelo de tres capas se calculará varias posibles situaciones para  un núcleo metálico, un manto de silicatos y una corteza de agua líquida y hielo.  Los modelos se fundamentarán en diversas suposiciones sobre la composición del núcleo rocoso y el manto de silicatos.  Además se hará variar el grosor de la capa externa de hielo.  Se tomará como una constante la densidad de cada capa, lo cual resulta válido por el tamaño reducido de esta luna.  Los modelos calculados deberán permitir estimaciones del grosor de cada una de las capas y de los gradientes radiales de la presión, la masa y la aceleración gravitacional. 

La segunda parte del estudio se ocupa de los cálculos sobre el océano bajo la superficie.  Deberá postularse una variedad de situaciones para acomodar distintas suposiciones sobre la composición del océano de Europa y la persistencia del estado líquido.  Además se hará cálculos relacionados con los procesos y la dinámica hidrotérmicos.  Para el caso de Europa se someterá a prueba distintas corrientes oceánicas y fenómenos como las fumarolas hidrotérmicas que existen en la Tierra.  Deberá darse estimaciones sobre las condiciones fronterizas para esos procesos. 

En la tercera parte se hará reflexiones sobre las posibles formas de vida y las condiciones de vida en Europa.  Hay un buen conocimiento sobre diversos tipos de bacterias que viven en condiciones extremas en la Tierra.  Además los asombrosos experimentos en el Lago Vostok han llevado a deliberaciones acerca de las posibles formas de vida y las condiciones de vida.  Deberá compararse el Lago Vostok con Europa.

 

Tectónica de placas en Europa

La luna Europa de Júpiter se caracteriza por una profusión de peculiaridades geológicas, como crestas, bandas y fallas que recorren su superficie.  También puede verse la mayoría de estos accidentes geográficos en la Tierra, donde son generados por la tectónica de placas.  Por eso es razonable suponer que también la superficie de Europa la moldea la tectónica de placas, pero en éste caso, según la opinión predominante actual, las placas son láminas gruesas de hielo que flotan sobre un océano bajo la superficie que abarca toda la luna, de agua salada mezclada con amoníaco. 

La variedad de estructuras de la superficie y su abundancia sugieren que hubo en Europa mucha actividad teutónica.  Las láminas de hielo que funcionan como placas tectónicas son muy importantes para éste proceso.  Sus dimensiones son particularmente importantes para determinar las proporciones de la actividad tectónica.  También es de mucho interés distinguir las estructuras concretas que existen en la superficie --las crestas y las bandas--, y sus diversas peculiaridades, así como las características y la ocurrencia de las fuerzas moldeadoras.  Muchas de las estructuras indican que las fuerzas principales son las fuerzas de marea de Júpiter y la rotación de la superficie congelada.  El movimiento orbital y el espesor creciente de la superficie congelada son fuerzas adicionales, más débiles.  De hecho, parece que ya terminó la época de la mayor actividad tectónica en la luna.  Éste declive en la actividad tectónica parece ir acompañado de un aumento de la actividad criovolcánica.

El hecho de que el momento de la mayor actividad tectónica haya concluido plantea la pregunta de si existe actualmente actividad tectónica que pueda observarse.  No hay pruebas de esto por ahora porque es difícil determinar si la superficie de hielo es demasiado gruesa como para permitir la tectónica de placas.  El problema ahí está en que el espesamiento de la capa de hielo es causada por una disminución de las fuerzas de marea de Júpiter, pero existe la posibilidad de que las fuerzas de marea activas, conjuntamente con la dilatación del hielo, sean lo suficientemente vigorosas como para permitir la actividad tectónica.    

 

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