El Sistema Solar – Tetis

Nuestro recorrido por los satélites de Saturno nos ha llevado primero a conocer Mimas, la “estrella de la muerte”, y luego Encélado, el bellísimo satélite de rayas de tigre y criovolcanes. Hoy sobrevolaremos la tercera de las principales lunas saturnianas, Tetis, además de conocer a sus dos minúsculas lunas “vasallas”, Calipso y Telesto. Os aviso de que Tetis no es un satélite tan fascinante como otros y, aunque siempre hago lo posible por hacer interesantes los artículos, éste no será muy largo comparado con otros de la misma serie.

Si no conoces esta serie, El Sistema Solar explora los planetas y satélites de nuestro sistema estelar. A diferencia de otras series de El Tamiz, aquí solemos profundizar un poco más, ya que lo básico ya lo aprendimos todos en la escuela: por eso hablamos de puntos lagrangianos, resonancias orbitales o calentamientos de marea (y los lectores viejos a veces no se dan cuenta de lo mucho que saben ya). Además tratamos de mostrar la belleza inmensa de los objetos celestes que nos rodean, de modo que al menos salgas de cada artículo con un fondo de pantalla inolvidable. Hablando de lo cual… ¡zasca!:

Los dos satélites saturnianos que hemos conocido hasta ahora, como tal vez recuerdes, fueron descubiertos en 1789 por William Herschel. Sin embargo, por entonces hacía ya alrededor de un siglo que conocíamos otras lunas de Saturno que eran más grandes que Mimas y Encélado, estaban más lejos del planeta –lo cual hace más fácil verlas– o ambas cosas. Nuestra protagonista de hoy, Tetis, cumple ambas condiciones, de modo que es muchísimo más fácil vislumbrarla con un telescopio que cualquiera de las dos anteriores. Desde luego no es posible verla a simple vista, pero no hace falta un telescopio moderno para detectarla.

El primero en verla fue el italiano Giovanni Domenico Cassini, que ha aparecido varias veces en esta serie y volverá a hacerlo de nuevo por sus múltiples descubrimientos en las regiones medias y exteriores del Sistema Solar. No en vano la sonda Cassini –parte de la misión Cassini-Huygens– lleva su nombre y estás ya harto de ver fotografías impresionantes tomadas por ella: un honor muy merecido por el genial italiano.

En 1671 Cassini se convirtió en director del Observatorio de París, y desde ese momento promovió la construcción de varios telescopios aéreos, es decir, sin tubo, de gran distancia focal y más potentes que los anteriores. Si llevas tiempo con nosotros ya has visto imágenes de este tipo de telescopios de la segunda mitad del siglo XVII, puesto que Christiaan Huygens –otro héroe de la serie y el segundo nombre de la misión Cassini-Huygens– fue de los primeros en fabricarlo y lo empleó para observar precisamente Saturno.

La calidad de los telescopios instalados por Cassini en París lo llevó a descubrir, en tan sólo una década, cuatrolunas saturnianas: Rea y Jápeto en 1671-1672, Tetis y Dione en 1684. Cassini hizo exactamente lo mismo que Galileo cuando el otro italiano descubrió las cuatro lunas galileanas: Galileo las denominó sidera medicea, en honor a los Médici, y Cassini nombró sus cuatro satélites sidera lodoicea en honor a Luis XIV. Tanto el uno como el otro sabían muy bien quién les daba de comer.

Ya dijimos al hablar de Mimas que durante mucho tiempo ninguna luna de Saturno tuvo nombre oficial, y que fue el hijo de William Herschel, John, quien propuso darles nombres de titanes. El tercer satélite de Saturno, por tanto, recibió el nombre de una titánide, Tetis, hija de Urano y Gaia y, además, hermana y a la vez esposa de Océano (los griegos eran así). Desde luego, el nombre no significaba nada concreto sobre la luna, entre otras cosas porque con los telescopios del XVII sólo era posible ver Tetis como un disco blanco.

Lo que sí era posible era determinar las características básicas de su órbita, magnitudes con las que ya estás familiarizado a estas alturas de la serie: radio orbital, inclinación, excentricidad, período orbital, etc. Como dijimos al principio, Tetis se encuentra algo más lejos de Saturno que sus dos hermanas anteriores: su radio orbital es de unos 294 000 km frente a los 238 000 km de Encélado. Sin embargo, como ves, la diferencia no es demasiado grande y Tetis sigue formando parte de este grupo de lunas cercanas al gigante – todas están más cerca de Saturno que nuestra propia Luna de la Tierra. Creo que esta cercanía se hace evidente al ver fotografías como la que abre este artículo.

Si añadimos la gigantesca masa del planeta al hecho de que está tan cerca de Saturno, la conclusión es inevitable: lo mismo que Mimas y Encélado, el ritmo al que gira Tetis alrededor de Saturno es enfurecido comparado con el de nuestra Selene. Tetis tarda menos de dos días en completar una vuelta al monstruo y viaja nada más y nada menos que a 40 000 km/h alrededor de Saturno.

Algo que en ocasiones hace interesantes a las lunas que orbitan cerca de gigantes como Saturno es la excentricidad orbital: cuando la órbita de un satélite como Tetis es alargada, la atracción gravitatoria es considerablemente más intensa en el perigeo que en el apogeo y las fuerzas de marea tienden a calentar el interior de la luna. No voy a repetir aquí el razonamiento porque hemos hablado de ello en varias ocasiones, puesto que este fenómeno es el responsable del vulcanismo de Encélado o Ío.

Pero ¡ay! ni siquiera eso le da un poco de gracia a Tetis. Su órbita tiene una excentricidad prácticamente inapreciable; dicho de otro modo, traza una circunferencia más perfecta que la que podrías tú mismo dibujar con un compás. Esto significa, claro, que la atracción gravitatoria de Saturno es exactamente la misma en todos los puntos de la órbita de Tetis y que el interior de esta luna no está sometido a tensiones que puedan calentarlo: Tetis está fría, muy fría, tanto por dentro como por fuera.

También la inclinación orbital –el ángulo que forma el plano de la órbita de Tetis con el del ecuador de Saturno– es minúscula: tan sólo un grado. Esto nos hace estar muy seguros de que Tetis se formó al mismo tiempo que Saturno y de la misma masa colapsada por su propia gravedad que la que creó el gigante. Cuando una luna proviene de alguna otra parte y ha sido capturada posteriormente por la gravedad de un planeta su órbita no suele coincidir con tal exactitud con el plano de rotación de aquél.

Como en el caso de casi todas las otras lunas saturnianas, hizo falta esperar hasta finales de los 70 y principios de los 80 para saber más sobre Tetis. En tan sólo dos años, entre 1979 y 1981, Tetis fue visitada por tres de nuestras sondas: Pioneer 11 primero y las dos hermanas Voyager después. Sin embargo, tan sólo Voyager 2 se acercó a menos de 100 000 km de la luna, de modo que fue ella quien nos reveló las características superficiales de Tetis y sus accidentes geográficos más notables.

Se trata de una luna más grande que Encélado y mucho más que Mimas: tiene un radio de unos 500 km, el doble que Encélado, y una masa de 6,2·1020 kg, unas seis veces mayor que él. Sin ser tan grande como el monstruoso Titán, es una luna considerable.

Como dijimos antes, Tetis es un satélite gélido: no sólo por su enorme distancia al Sol, sino también por su gran albedo. Si recuerdas el artículo sobre Encélado, se trataba de la luna más blanca de todas. Tetis, sin llegar a la blancura prístina de Encélado, es casi totalmente blanca, de modo que alcanza una temperatura superficial casi tan fría como la de aquél. Las zonas más gélidas de la superficie de Tetis llegan a estar a -190 °C.

La razón de esta blancura casi absoluta es, como es típico en estas regiones del Sistema Solar, el hielo de H2O. Las pruebas espectroscópicas revelaron que la superficie de Tetis está cubierta de hielo de agua prácticamente puro, con algunas impurezas minúsculas debidas a los impactos con objetos externos a lo largo de los miles de millones de años que lleva existiendo (los mismos que Saturno). Hablaremos de estas impurezas más adelante porque tienen cierto interés, sobre todo por su distribución sobre la luna.

Este hielo no sólo está en la superficie: la densidad de Tetis, obtenida a partir de los datos de masa y volumen, resultó ser de unos 918 kg/m3, es decir, casi la misma que la del hielo. Esto significa que, si existe un núcleo rocoso diferenciado y rodeado de hielo, debe necesariamente ser muy pequeño comparado con la masa de H2O, menos del 6%. Dicho de otro modo, Tetis muy probablemente está formada por hielo en un 94%, algo no demasiado sorprendente.

Tampoco lo es el hecho de que Tetis tarda exactamente lo mismo en rotar sobre su eje que en dar una vuelta a Saturno (como dijimos antes, menos de dos días terrestres). Esta sincronía es algo a lo que ya estamos acostumbrados en la serie, puesto que es casi inevitable cuando un objeto pequeño orbita uno mucho más masivo – les pasaba exactamente lo mismo a Mimas y Encélado, como también a nuestra propia Luna.

Aunque la resolución de las imágenes enviadas por Voyager 2 no fuese extraordinaria, bastó de sobra para darnos una idea muy buena de cómo era la superficie de Tetis. Está cubierta de cráteres grandes y pequeños, antiguos y modernos, además de tener fracturas que tampoco resultan sorprendentes en una luna helada, aunque no sean tan espectaculares como las de Encélado. Como sucedía en aquella luna –y en el resto de las lunas heladas–, algunas regiones son demasiado lisas para ser muy antiguas, lo cual sugiere un movimiento del hielo hasta cierto punto, pero nada comparable a Ío o Encélado.

La razón de este movimiento más lento del hielo es que Ío y Encélado sufren fuerzas de marea terribles debido a sus órbitas, pero Tetis tiene una trayectoria circular, como hemos dicho antes, de modo que su interior no sufre deformaciones que lo calienten; cuanto más frío el hielo, menos movimiento es posible, con lo que la superficie tetiana –que nadie haga bromas con lo de tetiana– es más vieja que las otras.

El cráter más espectacular de Tetis, ya visible por Voyager 2 en la fotografía de más arriba, es el de Ulises –nombrado en honor al héroe de la Ilíada y la Odisea–. Estoy seguro de que, al mirarlo, tienes en mente a Mimas, ya que el de Ulises en Tetis se parece bastante al de Herschel en Mimas, aunque no llega a ser tan tremendo como aquél. Dijimos antes que el radio de Tetis es de unos 500 km; bien, el radio de Ulises es de unos 225 km, ¡casi la mitad del radio de la luna!

Sin embargo, el momento en el que Ulises se revelaría en todo su esplendor a nuestros ojos llegó en 2004. Fue entonces cuando se cerró el círculo: la luna descubierta por Giovanni Domenico Cassini fue visitada por la sonda que lleva su nombre. ¡Justicia poética! Los ojos electrónicos de Cassini nos proporcionaron imágenes con una resolución diez veces superior a los de Voyager y nos permitieron trazar un mapa completo de la superficie de Tetis, Ulises incluido, por supuesto.

Como otros cráteres de gran tamaño, Ulises muestra en su centro una elevación muy fácil de ver y una “cresta” alrededor del cráter que también es muy típica de estos grandes impactos. Además, la superficie de Ulises sigue la curvatura de la propia Tetis por todo el fondo del cráter, lo cual confirma el carácter más o menos fluido del interior de la luna. También lo confirma la escasa profundidad de Ulises, unos 3 km por debajo del radio medio de la Luna (la cresta alcanza unos 5 km sobre el radio medio). Todo esto indica que originalmente el cráter era más profundo, pero el hielo fue aposentándose y deslizándose hasta suavizar los desniveles, algo que no hubiera sucedido en una luna con el interior rocoso –al menos cerca de la superficie–.

El otro accidente geográfico impresionante de la superficie de Tetis es uno de los valles más largos de todo el Sistema Solar. Se trata del valle de Ítaca –un nombre muy adecuado para combinar con Ulises, ¿no?–, y sus dimensiones son absolutamente tremendas. No hablo en comparación con la propia Tetis, que también, sino incluso en comparación con nuestra propia Tierra. Imagina, paciente y estimado lector, que te encuentras un cañón como el de Ítaca en algún lugar de nuestro planeta:

Ítaca tiene unos 5 km de profundidad, más de 100 km de anchura y 2 000 km de longitud. La longitud de la circunferencia entera de Tetis es de algo más de 3 000 km, de modo que el sistema de cañones de Ítaca recorre unas dos terceras partes de la circunferencia del satélite completo. ¡Ahí queda eso!

Las posiciones relativas de Ulises e Ítaca nos han hecho plantearnos si ambos no se habrán formado como consecuencia del mismo impacto, que hizo un cráter y fracturó además la superficie de la luna. Sin embargo, las dataciones hechas contando cráteres pequeños –que no funcionan demasiado mal para estimar la edad relativa de la superficie de este tipo de lunas sin atmósfera apreciable– hacen pensar que Ítaca es más antiguo que Ulises. Por lo tanto, la hipótesis más aceptada ahora mismo es que no tienen una relación causal.

El origen de Ítaca, por el contrario, puede tener que ver con el pasado lejano de Tetis. Originalmente la luna estuvo probablemente más caliente que ahora. Aunque todo el satélite se fue enfriando poco a poco hasta convertirse en la bola de nieve que es ahora, la superficie se enfrió antes que el interior. Dicho de otro modo, durante un período de tiempo corto en términos astronómicos Tetis tuvo un interior bastante líquido cubierto por una corteza ya helada. Pero claro, según se fue enfriando el interior y el agua líquida se convirtió en hielo, aumentó de volumen. Y como la cáscara ya estaba helada, se quebró para acomodar el volumen interior más grande – Ítaca es la fractura producida, desde dentro, por la expansión del agua al congelarse. No estamos seguros de ello, pero es una explicación bastante convincente.

El resto de la superficie tetiana es poco impresionante. Como dijimos antes, está cubierta de cráteres más o menos pequeños y abundantes –más abundantes en regiones más antiguas, menos en las más modernas–, pero dado que Tetis ha estado muy fría desde hace mucho tiempo, ha habido poco movimiento de “reciclaje” del hielo superficial, de manera que incluso las regiones más modernas no lo son tanto.

Tras varias pasadas de Cassini tuvimos un mapa bastante bueno de la superficie de Tetis. Aquí puedes ver las distintas regiones de la luna y, sobre todo, Ulises a la izquierda e Ítaca más o menos en el centro, un poco a la izquierda y recorriendo la luna aproximadamente de nordeste y sudoeste:

Aunque en el mapa no se vea demasiado bien, existe una levísima diferencia de color entre la parte “delantera” y “trasera” de Tetis. Dado que la rotación de la luna es síncrona con su traslación alrededor de Saturno, como hemos dicho antes, Tetis muestra siempre la misma cara hacia el planeta, pero esto también significa que en su movimiento alrededor de Saturno hay una parte frontal y otra trasera –si tienes curiosidad, en el mapa de antes la parte delantera es la de la izquierda y la trasera la de la derecha–.

Cuando exageramos las diferencias de color en las imágenes enviadas por Cassini nos dimos cuenta de algo que puede parecer contraintuitivo: la cara delantera está más limpia que la trasera. Esto es raro porque en otras lunas pasa justo lo contrario: como en un coche que viaja por una carretera sucia, la parte delantera va barriendo lo que se encuentra por el camino y se ensucia más que la trasera. Sin embargo, en Tetis pasa justo lo contrario: está sucia la parte trasera en vez de la delantera.

Insisto en algo importante: se trata de una diferencia levísima. Como dijimos al principio, la superficie de Tetis es casi completamente hielo de agua, y estas impurezas existen en cantidades minúsculas. De hecho, si Tetis viajase por una región particularmente sucia del subsistema saturniano, estas diferencias serían mucho más agudas de lo que son, como veremos en otros satélites de Saturno. No, esta zona está bastante limpia, pero las impurezas existen en la “cola” de Tetis, aunque sean muy ligeras, y hay una razón para ello.

La razón tiene que ver con la cercanía de Tetis a Saturno: la luna está todavía en el interior de la magnetosfera saturniana. Como hemos visto varias veces al hablar de magnetosferas planetarias, se deben a movimientos de cargas en el interior de los planetas. La magnetosfera de Saturno, como dijimos al hablar de ella, tarda unas diez horas y media en completar una vuelta, una cuarta parte del tiempo que tarda Tetis en dar una vuelta al planeta.

Pero la magnetosfera, a su vez, atrapa partículas cargadas que viajan por el espacio interplanetario, creando un plasma que gira al mismo ritmo que la propia magnetosfera,** mucho más rápido que Tetis**. Esto significa que las partículas cargadas que comparten órbita con Tetis no lo hacen por mucho tiempo: es como si dos coches compartieran carril en una autopista pero uno de ellos viajase más rápido que el otro… el impacto sería inevitable. Así, Tetis es golpeada constantemente por partículas cargadas más rápidas que ella, que dejan una finísima película más oscura sobre su trasero blanquísimo. En vez de limpiar su órbita por delante, esta luna lo hace por detrás.

No hay mucho más que sea interesante acerca de Tetis, pero esto no es necesariamente malo –aunque sí lo sea para quien intenta escribir un artículo sobre ella–: una órbita casi exactamente circular, ausencia de fuerzas de marea, un interior geológicamente muerto con la consecuente ausencia de vulcanismo… todo muy aburrido y muy estable, pero aburrimiento y estabilidad es seguramente lo que querríamos si planeásemos establecer una base de cualquier tipo en esta región del Sistema Solar.

Si lo piensas, aunque desde luego Tetis no sería el lugar más agradable para colonizar, sí constituye un punto de abastecimiento ideal en esta región del sistema. Entre otras cosas contiene una cantidad ingente de hielo de H2O: casi el 10% de toda el agua que existe en la Tierra, lo cual puede sonar a poco pero es una barbaridad descomunal. Tanta agua supone una gran cantidad de hidrógeno, y tanto hidrógeno supone, en un porcentaje no muy grande pero una cantidad absoluta enorme, isótopos como el deuterio y el tritio que pueden convertirse algún día en esenciales para los motores de fusión.

Por lo tanto, como ha sucedido con otros lugares igualmente aburridos –perdón, seguros– de la serie, Tetis puede ser una “gasolinera” ideal si algún día establecemos rutas de suministro y exploración permanentes en el Sistema. Yo no querría quedarme allí mucho tiempo, pero ¡ay!, poder ver Saturno desde Ítaca, inmóvil en el cielo de terciopelo… ya me estoy poniendo cursi.

Antes de abandonar a esta titánide, hablemos de sus minúsculas hermanas: Tetis comparte órbita con dos objetos muchísimo más pequeños que ella que se encuentran en los puntos lagrangianos L4 y L5 del sistema Saturno-Tetis. Si estás arqueando las cejas ante estos palabros debo recordarte que le dedicamos una explicación larga y tendida a los puntos de Lagrange en el artículo sobre los asteroides troyanos de Júpiter, de modo que no voy a repetirla aquí. El caso es que Tetis tiene sus propios “asteroides troyanos”, uno 60º adelantado a la luna y otro 60º retrasado, que tardan exactamente lo mismo que ella en dar una vuelta a Saturno.

La minúscula luna situada en L4, es decir, adelantada 60º a Tetis, es Telesto, que fue descubierta en 1980 utilizando un telescopio terrestre. Su nombre es el de una de las hijas de Océano y Tetis, lo cual supongo que también la convertiría en sobrina de ambos… ¡estos griegos!

Telesto es, como digo, minúscula: es una especie de huevo de 33 km de largo y 20 de ancho. Se trata de poco más que un asteroide, ni de lejos lo suficientemente grande como para compactarse hasta formar una esfera, y seguramente formado casi completamente de hielo.

Su hermana, situada en L5 y 60º por detrás de Tetis, es Calipso. En la mitología griega parece haber varias Calipsos, pero una de ellas es la hermana de Telesto e hija-sobrina de Océano y Tetis, y es por ella por la que recibió su nombre esta minúscula luna, descubierta el mismo año que Telesto.

Calipso tiene una forma similar a la de su hermana y un tamaño casi exactamente igual. Pensamos que ambas presentan superficies así de suaves por dos razones: por un lado, al ser pequeñas ofrecen un área muy pequeña a posibles impactos. Por otro, creemos que son muy poco densas, de modo que los impactos de objetos pequeños deshacen la superficie, que vuelve a compactarse luego poco a poco. Dicho de otra manera, una superficie con cierta consistencia puede sostener cráteres bien formados, pero algo tan poroso como Telesto y Calipso se desmorona incluso con la poca gravedad propia de estas bolas de nieve.

En el próximo artículo de la serie exploraremos la penúltima gran luna que aún se encuentra en el interior del anillo E de Saturno, la cuarta de estas hermanas: Dione. Hasta entonces.

___

Pedro Gómez-Esteban González. (2009). El Tamiz. Recuperado de: https://eltamiz.com/el-sistema-solar/