La química orgánica de Titán

Un laboratorio a escala planetaria para estudiar la Tierra primitiva

Múltiples observaciones espaciales y terrestres, así como la reciente misión de la sonda Cassini-Huygens, han revelado información de Titán, el mayor satélite de Saturno. La atmósfera de Titán esconde una de las químicas orgánicas más complejas del sistema solar, empezando con el nitrógeno y el metano que permite la formación de hidrocarburos y nitrilos e incluso de moléculas prebióticas. Su atmósfera también contiene rastros de compuestos de oxígeno. Este sistema está sujeto a variaciones estacionales y a diferentes procesos físicos, dinámicos y fotoquímicos. Las interacciones entre la atmósfera, la superficie y el interior también cumplen un papel importante en el potencial astrobiológico del satélite.

Palabras clave: Titán, satélites naturales, atmósfera, química orgánica.

La atmósfera de Titán: un componente enigmático y excepcional

Se sabe desde hace más de un siglo que Titán, el mayor satélite de Saturno, posee una atmósfera notable, la más similar a la de nuestro propio planeta que podemos encontrar en nuestro sistema solar, puesto que se compone básicamente de nitrógeno molecular (N2), con rastros de metano e hidrógeno que configuran una de las químicas orgánicas más complejas de entre todos los objetos de nuestro sistema solar. De hecho, ya en 1944, Gerard Kuiper y algunos otros científicos descubrieron metano y otros hidrocarburos en la atmósfera de Titán: etano (C2H6), metano monodeuterado (CH3D), etileno (C2H4) y acetileno (C2H2).

Las misiones Voyager en los años 1980 consiguieron mucha información sobre las características de Titán y su atmósfera, en términos de temperatura y estructura, pero también descubrieron la densa cobertura de nubes bajo la cual se ocultaba al rango óptico la superficie del satélite.

Tabla 1. Características de Titán, el mayor satélite de Saturno. [FUENTE: Coustenis, A. (2014). «Titan». En The Encyclopedia of the Solar System, tercera edición.]

La llegada de la misión Cassini-Huygens en 2004 y su extensa exploración del sistema saturniano y de Titán en particular proporcionaron a la comunidad científica una imagen más nueva y detallada de la química atmosférica, que está estrechamente ligada a las complejas variaciones estacionales, así como a los efectos dinámicos y al clima del satélite en los últimos diez años.

Estructura térmica de Titàn

Además de los datos de radioocultación de la Voyager 1, las mediciones del espectrómetro compuesto infrarrojo compuesto (CIRS) del orbitador y del instrumento de estructura atmosférica de la Huygens (HASI) en el lugar de aterrizaje de la sonda (10 °S, 192 °W), desde 1400 km de altitud hasta la superficie, nos han permitido reconstruir la estructura térmica de Titán. Se midió una temperatura superficial de 93,65 ± 0,25 K para una presión de 1467 ± 1 mbar (Fulchignoni et al., 2005). Como ya había mostrado anteriormente la Voyager, los datos indicaban que la atmósfera de Titán se componía (de mayor a menor altitud) de una termosfera, una mesosfera, una estratosfera y una troposfera, con dos grandes inversiones térmicas a los 40 y a los 250 km que corresponden a la tropopausa y la estratopausa, asociadas con temperaturas de 70,43 K (mínimo) y 186 K (máximo). También se encontró una mesopausa a 490 km (con 152 K) en los primeros años de la misión Cassini, pero esta ha desaparecido gradualmente en los últimos años, lo que da un perfil más homogéneo.

No se detectaron cambios significativos de temperatura en el lapso interanual, pero sí se encontraron cambios extremos entre estaciones, especialmente en los polos, con un polo sur que en la actualidad es extremadamente frío; un estado que ha alcanzado en tan solo un par de años (Coustenis et al., 2013; 2015).

«En las  misiones voyager en los años 1980 llegó mucha información sobre las características de Titán y de su atmosféra»

El noventa por ciento de la energía de la superficie de Titán se mantiene gracias a un efecto invernadero causado por el nitrógeno, el metano y el hidrógeno, moléculas simétricas que normalmente no causan un efecto invernadero en la Tierra pero sí en Titán, debido a la densa atmósfera. Esta opacidad bloquea la emisión térmica reflejada por la superficie, lo que crea un calentamiento en la parte baja de la atmósfera, como ocurre en la Tierra, donde el agua es el principal agente. Todavía más interesante resulta el hecho de que Titán es el único mundo del sistema solar con un efecto antiinvernadero que permite pasar la luz pero bloquea los infrarrojos, causado por las capas de bruma de la atmósfera. El efecto antiinvernadero en Titán tiene la mitad de potencia que su efecto invernadero. La temperatura de la emisión troposférica (cerca de la tropopausa) está determinada por el efecto antiinvernadero y es 9 K más fría que la temperatura efectiva (McKay, 2005). El aumento en la temperatura desde la tropopausa hasta la superficie se debe a un efecto invernadero de 21 K, consecuencia de la radiación térmica IR (113 %) emitida desde la baja atmósfera y que calienta la superficie.

Figura 2. Esquema de la compleja química orgánica de Titán. / Cortesía del H. Waite/Southwest Research Institute

Composición química de Titán

La atmósfera de Titán es como una fábrica de productos químicos en la que la formación de iones positivos y negativos complejos en la alta termosfera es una consecuencia de las interacciones entre magnetosfera, ionosfera y atmósfera, que implican radiación solar ultravioleta extrema (EUV), radiación UV, iones energéticos y electrones (Waite et al., 2007).

En la atmósfera neutral, la química del metano (CH4) se empareja con el nitrógeno molecular (N2) para producir muchos compuestos orgánicos en fase de gas y de condensación: hidrocarburos, nitrilos y compuestos orgánicos refractarios complejos que producen tolinas, objeto de hipótesis y de simulaciones en laboratorio (Waite et al., 2007; Coll, Guillemin, Gazeau y Raulin, 1999). El nitrógeno molecular (detectado en el UV) es, con mucho, el componente mayoritario de la atmósfera (más del 95 % de media). La presencia de metano (la segunda molécula más abundante, con una ratio de mezcla de cerca de 1,5 % en la estratosfera y 5 % en la superficie) y de rastros de hidrógeno dan lugar a una multitud de gases orgánicos y brumas cuya presencia en la estratosfera se estableció ya en el siglo xx.

Tabla 2. Composición química de la atmósfera de Titán de acuerdo con Cassini-Huygens. FUENTE: Coustenis, A., (2014). «Titan». En The Encyclopedia of the Solar System, tercera edición, y sus referencias. Las cifras son resultados de Cassini-Huygens a menos que se indique lo contrario.

La química ionosférica

Se descubrió que Titán tenía una ionosfera bastante extensa, principalmente debido a la falta de un campo magnético global propio. Los fotones de alta energía (EUV y rayos X) y las partículas energéticas de la magnetosfera de Saturno son las principales fuentes de energía en la atmósfera superior de Titán, que crean una ionosfera extensa entre 700 y 2700 km. A altitudes bajas, la radiación cosmica galáctica (GCR) es la responsable de otra capa de iones en la atmósfera (entre 40 y 140 km), mientras que la fotoquímica atmosférica neutral se ve impulsada principalmente por los fotones solares FUV.

«El noventa por ciento de la energía de la superficie de Titán se mantiene gracias a a un efecto invernadero causado por el nitrógeno, el metano y el hidrógeno»

El análisis directo de la ionosfera por parte del instrumento INMS durante los vuelos a baja altitud de la sonda Cassini sobre Titán muestra la presencia de muchas especies orgánicas a niveles detectables, a pesar de la alta altitud (Waite et al., 2007; figura 2).

Estas observaciones abren nuevos caminos para nuestra percepción de los procesos orgánicos de la atmósfera de Titán, con una estrecha implicación de la química ionosférica en la formación de compuestos orgánicos de alto nivel en el entorno de Titán que no se imaginaba anteriormente. Según caen y aumentan las partículas en suspensión en la atmósfera, se vuelven detectables con sistemas de imagen como el subsistema de imagen de Cassini (ISS) desde unos ~500 km de altitud, y se detecta que están presentes por toda la estratosfera (Porco et al., 2005). Absorben mucha radiación UV y radiación visible y cumplen un papel fundamental al calentar la estratosfera de Titán y conducir los sistemas eólicos en la atmósfera media, de forma similar a como lo hace el ozono en la atmósfera media de la Tierra.

La química neutral

Recientemente, Cassini ha proporcionado distribuciones espaciales precisas (latitudinales y verticales) de los gases traza (figura 3). Las distribuciones verticales generalmente aumentan con la altitud, lo que confirma la predicción de los modelos fotoquímicos según la cual estas especies se forman en la alta atmósfera y más adelante se dispersan hacia abajo en la estratosfera. Por debajo del nivel de condensación de cada gas, se cree que las distribuciones disminuyen siguiendo la correspondiente ley de saturación del vapor. Entre los tipos de gases detectados hasta la fecha encontramos hidrocarburos y nitrilos, pero Cassini/CIRS y el INMS también detectaron trazas de vapor de agua en la atmósfera de Titán (Coustenis et al., 1998), así como benceno (Flasar et al., 2005).

Figura 3. Variaciones en la abundancia de gases en la estratosfera de Titán durante la misión Cassini a 50 °S (círculos y líneas verdes), en el ecuador (triángulos y líneas rojos) y a 50 °N (cuadrados y líneas azules), inferidos de datos de alta resolución en el nadir para: a) C2H2, b) HCN, c) C4H2, d) C3H4, e) C2H6 y f) CO2. Los símbolos abiertos corresponden a las inferencias del ratio de mezcla a partir de datos de resolución media (2,5 cm-1) que teníamos en 2010. Los símbolos negros y las líneas verticales corresponden a las abundancias y barras de error recalculadas del Voyager 1/IRIS. FUENTE: Coustenis et al., 2013.

Las observaciones heterodinas milimétricas terrestres de alta resolución ofrecieron la oportunidad de determinar, en algunos casos, los perfiles verticales y el mapeado parcial de HCN, CO, HC3N y CH3CN, que mostraba que la abundancia de nitrilo se incrementaba con la altitud. Las cantidades de estas especies disminuyen en la baja atmósfera.

Más cerca de la superficie, la sonda Cassini–Huygens al fin permitió determinar los principales componentes con seguridad: al igual que las mediciones de CIRS en la estratosfera, el instrumento de cromatografía de gas y espectrometría de masas de Huygens (GCMS) descubrió una fracción molar de metano de (1,48 ± 0,1) × 10–2 en la estratosfera, que se incrementaba por debajo de la tropopausa y alcanzaba 5,65 × 10–2 cerca de la superficie, como indicaban los valores estratosféricos de CIRS y el estimado de la superficie de la cámara de descenso y radiómetro espectral (DISR) de Huygens, también cercano al 5 % (Tomasko et al., 2005). El GCMS también registró un incremento rápido del metano tras aterrizar, lo que sugiere que existe metano líquido en la superficie, junto con otras especies orgánicas como el cianógeno, el benceno, el etano y el dióxido de carbono (Niemann et al., 2010).

«El análisis directo de la ionosfera efectuado por el instrumento INMS durante los vuelos a baja altitud de la sonda Cassini sobre Titán muestra la presencia de muchas especies orgánicas»

Variaciones espaciales y temporales de la química y la circulación

Se establecieron las variaciones meridionales de los gases en la estratosfera de Titán, y se vio que estaban estrechamente relacionados con la circulación. La abundancia de moléculas descubierta por Cassini en esta era (un año de Titán después del encuentro V1) indica un aumento de la mayoría de las especies de la estratosfera en latitudes altas, con valores similares a los observados hace treinta años, con algunas excepciones (figura 4).

Tales contrastes latitudinales observados en las especies químicas traza se podrían explicar por causas fotoquímicas y dinámicas. La radiación UV del Sol actúa en el metano y el nitrógeno y crea radicales que se combinan para formar nitrilos e hidrocarburos de orden superior. Esta producción ocurre en la mesosfera a altitudes considerables (por encima de los 300 km o 0,1 mbar). Los remolinos mezclan y transportan estas moléculas hasta la baja estratosfera y la troposfera, donde se condensan la mayoría de ellos. La fotodisociación por radiación UV ocurre en plazos que van desde varios días hasta miles de años.

Figura 4. La meteorolog.a de Tit.n observada con la c.mara ISS de Cassini. De a) a d), secuencia de cuatro im.genes continuas de metano
que muestran la evoluci.n temporal de la zona con nubes del polo sur el 2 de julio de 2004. De e) a g), tres ejemplos de nubes discretas en
latitudes medias (flechas).
Fuente: De Porco et al., 2005, Nature 434, 159–168.

Sabemos que existe un ciclo estacional fuerte, debido a la oblicuidad de Titán del 26,7 %: durante la mayor parte del año de Titán, el movimiento meridional está dominado por una gran célula de Hadley que se extiende desde el polo de invierno al polo de verano, con la configuración de dos células simétricas típica de los equinoccios que ocurren únicamente en un periodo de transición limitado. En los modelos, el chorro se encuentra cerca de 60º en el hemisferio norte, mientras que la circulación zonal en verano está cerca de la rotación del cuerpo sólido.

Bruma y nubes en Titán

Muy pronto se vio que otro aspecto importante de la atmósfera de Titán era la presencia de aerosoles. Empezando por la alta atmósfera, la rica composición química observada en la termosfera, junto con la detección de iones de gran masa, apuntaba a la formación de los aerosoles en la ionosfera, apoyándose en las observaciones del espectrómetro de imagen ultravioleta (UVIS) que detectó aerosoles hasta a ~900 km de altitud y en la detección de iones negativos de gran masa en la ionosfera por parte del espectrómetro de plasma de Cassini (CAPS).

En la mesosfera, la cámara ISS de Cassini mostraba una fina y tenue capa de bruma alrededor de la bruma estratosférica, más densa. Las imágenes de Cassini también muestran una estructura multicapa en la región del casquete polar norte y, en algunos casos, en latitudes más bajas. Estas características se podrían deber a las olas de gravedad que se han detectado en Titán en latitudes bajas.

«A  pesar de la baja temperatura, y al contrario de lo que se decía a menudo, Titán no es una tierra solidificada: el sistema químico no está congelado»

La naturaleza de las brumas de aerosoles medidas por la DISR de Huygens en su descenso a través de la atmósfera baja de Titán indica que el tamaño de las partículas agregadas es varias veces mayor que lo esperado (Tomasko et al., 2005). Los datos de la DISR son compatibles con una capa fina de bruma a una altitud de 21 km, que podría haberse formado por condensación de metano.

La Cassini–Huygens ha proporcionado nueva información sobre el papel del metano y su ciclo en la atmósfera de Titán. La humedad relativa del metano (cerca del 50 %) descubierto en la superficie por la DISR y la evaporación presenciada por el GCMS muestran que han existido flujos de fluido en la superficie y, probablemente, volverán a existir, por lo cual se deben dar precipitaciones de metano en la atmósfera.

La fracción molar de 1,4–1,6 % del metano, medida por el CIRS y el GCMS en la estratosfera, es consistente con las mediciones espectrales de la DISR. A altitudes muy bajas (20 m), la DISR y el GCMS midieron 5 ± 1 % para la fracción molar del metano.

Sorprendentemente, el GCMS de Huygens no ha detectado una gran variedad de compuestos orgánicos en la baja atmósfera. Los espectros de masa recopilados durante el descenso muestran que la estratosfera media y baja y la troposfera son pobres en especies orgánicas volátiles, con la excepción del metano (Niemann et al., 2005). El GCMS detectó no solo metano en la superficie, sino también una multitud de materiales condensados diferentes, entre los cuales destacan C2H6, CO2, C2N2 y C6H6 (figura 5).

Figura 5. Composición de la atmósfera y superfi cie de Titán a partir de los espectros de masa a diferentes altitudes realizados por el GCMS de la sonda Huygens. Estos espectros promedio muestran la tasa de recuento de iones por segundo como una función de carga unitaria (m/z), ya sea a 120-130 km (a) o a 75-77 en la célula de gas noble (b) o en la superfi cie (c). FUENTE: Niemann et al., 2005.

Se han analizado los aerosoles, sobre cuya composición química no existían datos directos previos, con el instrumento colector y pirolizador de aerosoles (ACP). Los resultados del ACP muestran que las partículas de aerosol están hechas de compuestos orgánicos refractarios que liberan HCN y NH3 durante la pirólisis (Israël et al., 2005), que apoyan la hipótesis de la tolina.

Implicaciones astrobiológicas

Todos los ingredientes que se suponen necesarios para que la vida aparezca y medre –agua líquida, materia orgánica y energía– parecen estar presentes en Titán (Coustenis y Encrenaz, 2013).

De acuerdo con la información que tenemos hoy en día sobre la química orgánica de Titán, la evolución química de los principales constituyentes de la atmósfera –dinitrógeno y metano– produce principalmente etano, que se acumula en la superficie o en las primeras capas subterráneas y que acaba disuelto en lagos y mares de metano y etano (Raulin, 2008; figura 6), y elementos orgánicos refractarios que se acumulan en la superficie, junto con compuestos orgánicos volátiles condensados como el HCN o el benceno. A pesar de la baja temperatura, y al contrario de lo que se decía a menudo, Titán no es una Tierra solidificada: el sistema químico no está congelado. Titán, al igual que su química, es un cuerpo planetario en evolución. Una vez que los aerosoles y su contenido orgánico complejo se sedimentan en la superficie de Titán pueden seguir una evolución química muy interesante desde el punto de vista astrobiológico.

«Titán es el único cuerpo de nuestro sistema solar además de la Tierra que presenta una química orgániza compleja y está expuesto a cuerpos líquidos en la superficie»

Las mediciones de gravedad y de rotación que realizó la Cassini indican la presencia de un océano subterráneo de agua líquida en Titán. Los modelos de evolución térmica sugieren que Titán podría tener una corteza de hielo de entre 50 y 150 km de espesor sobre un océano de agua líquida de unos doscientos kilómetros de profundidad, con una cantidad considerable (hasta un 30 %, aunque lo más probable es que se encuentre cerca del ~10 %) de amoníaco disuelto que actúa como anticongelante (Iess et al., 2012). Debajo existe una capa de hielo a alta presión.

Figura 6. Los lagos orgánicos de Titán y su interacción con el interior y la atmósfera. Aquí se representan el ciclo del metano en Titán y los procesos resultantes. / François Raulin

Titán es el único cuerpo de nuestro sistema solar además de la Tierra que presenta una química orgánica tan compleja y está expuesto a cuerpos líquidos en la superficie. Junto con la posibilidad adicional de un océano subterráneo de agua líquida, Titán parece el candidato ideal a mundo habitable en nuestro sistema solar.

REFERENCIAS

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