Titan, la luna más grande de Saturno, se presenta como un mundo fascinante y único en el contexto del sistema solar exterior. Su atmósfera densa y brumosa, rica en nitrógeno y metano, la distingue como la única luna con una atmósfera significativa, además de ser el único lugar fuera de la Tierra que se conoce que alberga cuerpos estables de líquido en su superficie.
Sin embargo, estos no son lagos y mares de agua, sino colecciones de hidrocarburos líquidos, principalmente metano y etano, que forman un ciclo complejo similar al ciclo del agua en nuestro planeta. Bajo este paisaje alienígena se esconde un interior misterioso: se estima que Titan posee una corteza de hielo de agua que flota sobre un océano subsuperficial de agua líquida mezclada con amoníaco.
Investigación sobre la estructura del hielo en Titan
Un nuevo estudio llevado a cabo por un equipo de investigadores del Imperial College London ha comparado los cráteres reales en Titan con simulaciones por ordenador para determinar el grosor de su corteza helada. Esta información es crucial para entender la estructura interna de Titan, su evolución térmica y su potencial para generar moléculas orgánicas, lo cual es de gran interés para la investigación astrobiológica.
Las simulaciones de impacto en Titan utilizaron un código hidrodinámico especial que simula los procesos de impacto de cráteres en superficies planetarias. Se llevaron a cabo simulaciones con velocidades de impacto vertical de 10.5 km/s, probando tres tamaños de impactadores (2, 5 y 10 km). Los modelos incorporaron parámetros de resistencia y daño para los clatratos de metano (donde el gas metano queda atrapado dentro del agua) y el hielo de agua, basándose en estudios previos y utilizando un modelo que simula cómo la roca y los escombros se comportan como un fluido durante eventos de impacto de alta energía.
Asimismo, se empleó una ecuación de estado ANEOS para describir cómo se comporta el hielo de agua bajo condiciones extremas. Esta misma ecuación se aplicó a los clatratos de metano, dado que existe información limitada sobre este estado. Las simulaciones usaron una resolución adaptativa (comenzando con 40 celdas por radio de proyectil) y continuaron hasta que las dimensiones del cráter se estabilizaron, con márgenes de error de aproximadamente el 15% para las dimensiones y de dos celdas de cuadrícula para las mediciones de profundidad.
Los cráteres simulados resultaron ser más profundos que aquellos realmente observados en Titan. Entre los modelos probados, el escenario de clatrato de metano de 10 km produjo cráteres que se asemejan más a la realidad, aunque aún cientos de metros más profundos. Los modelos de hielo puro fueron menos efectivos, generando cráteres más de un kilómetro más profundos que los observados, aunque los resultados mejoraron a medida que se redujo el grosor de la capa de hielo.
Al comparar los cráteres reales de Titan con las simulaciones por ordenador, los investigadores descubrieron que el modelo de clatrato de metano de 10 km se ajustaba mejor a la realidad. Este modelo generó cráteres con picos centrales y bordes afilados, similares al cráter Selk observado, aunque algo más profundos, probablemente debido al relleno de arena en los cráteres con el tiempo. Los modelos de hielo puro crearon cráteres significativamente más simples y profundos que no podían explicarse mediante erosión o relleno. El modelo más preciso parece ser uno con una capa de clatrato de metano de 10 km sobre 5 km de hielo conductivo, con hielo convectivo cálido debajo a 256.5 K.
