Océano helado de luna de Jupiter es rico en oxígeno

Miércoles, 02 de junio de 2010

Océano helado de luna de Jupiter es rico en oxígeno

Según un nuevo estudio, es posible que haya suficiente oxígeno en las aguas de Europa, la luna de Júpiter, para mantener millones de toneladas de peces. Y aunque nadie está diciendo que realmente haya peces en Europa, este estudio sugiere que el satélite joviano es capaz de mantener el mismo tipo de vida que conocemos en la Tierra, aunque sea en su forma microbiana

Europa, que tiene aproximadamente el mismo tamaño que nuestra Luna, se encuentra envuelta por un océano global de unos 160 km. de profundidad, con una corteza de hielo que podría tener unos pocos kilómetros de espesor. Por lo que sabemos de la Tierra, donde hay agua hay posibilidades de vida, así que durante muchos años los científicos han especulado con la idea de que esta luna joviana puede albergar extraterrestres.

Cuanto más aprendemos sobre los efectos que ejerce Júpiter sobre sus lunas, más verosímil se hace la posibilidad de que haya vida en Europa. Los estudios demostraron que esta luna podría tener suficiente oxígeno como para mantener el tipo de vida con el que estamos familiarizados en la Tierra.

El hielo de la superficie, igual que toda el agua, está hecho de hidrógeno y oxígeno, y el flujo constante de radiación que emite Júpiter reacciona con este hielo para formar oxígeno libre y otros oxidantes como el peróxido de hidrógeno. La reactividad del oxígeno es clave para generar la energía que promovió el florecimiento de la vida multicelular en nuestro planeta.

Aún así, los investigadores creían que no había un método eficaz que condujera esta materia rica en oxígeno al océano de Europa. Los científicos asumían que la forma principal de migración de los materiales de la superficie hacia abajo se producía como consecuencia de los impactos de los desechos cósmicos que regularmente bombardean nuestro Sistema Solar. Los cálculos previos sugerían que, incluso después de transcurridos algunos millones de años, tales impactos no podían originar una capa oxigenada de más de 10 metros por debajo de la corteza de hielo, capa que no tenía la profundidad necesaria como para alcanzar el océano subyacente.

Sin embargo, el nuevo estudio sugiere que esta capa rica en oxígeno puede ser mucho más gruesa, y que abarca potencialmente toda la corteza. “La clave está en encontrar otras formas de mover la corteza”, explica el investigador Richard Greenberg, un científico planetario del University of Arizona’s Lunar and Planetary Laboratory de Tucson.

La atracción gravitacional que Júpiter ejerce sobre Europa produce mareas 1.000 veces más fuertes que las que experimenta la Tierra con nuestra Luna, flexionando y calentando la superficie de Europa y volviéndola muy activa geológicamente. Esto podría explicar por qué su superficie no parece tener más de 50 millones de años de antigüedad: sufrió un completo recambio en ese lapso.

Un proceso importante para la renovación de la superficie de Europa parece ser la formación de las crestas dobles que cubren al menos la mitad de su superficie. Las mareas pueden empujar el hielo nuevo -probablemente agua oceánica recientemente congelada- hacia la superficie, donde comenzaría a oxigenarse lentamente. A medida que las crestas van creciendo en altura, el material más antiguo queda enterrado, empujando hacia abajo esta materia rica en oxígeno. Greenberg calculó que, transcurridos uno o dos mil millones de años, este proceso podría haber transportado a los oxidantes a través de la corteza de hielo, alcanzando así el océano.

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Axxon

Los secretos de la gran mancha roja de Júpiter

Miércoles, 17 de marzo de 2010

Los secretos de la gran mancha roja de Júpiter

¿Qué es la Gran Mancha Roja?

La Gran Mancha Roja es el mayor vórtice anticiclónico de Júpiter y el detalle de su atmósfera más conocido a nivel popular. Comparable a una enorme tormenta, se trata de un enorme remolino que podría existir desde hace más de 300 años y caracterizado por vientos en su periferia de hasta 400 km/h. Su tamaño es lo bastante grande como para englobar 2 veces y media el diámetro de la Tierra. El remolino gira en sentido antihorario.

La Gran Mancha Roja fue observada por primera vez por el científico inglés Robert Hooke en el siglo XVII. No obstante no parecen existir informes posteriores de la observación de tal fenómeno hasta el siglo XIX. En todo caso, varía mucho tanto de color como de tamaño habiendo decrecido de manera importante desde comienzos del siglo XX.

Se han publicado nuevas imágenes que revelan una visión sin precedentes de los vientos que giran en la famosa Gran Mancha Roja de Júpiter y permiten a los científicos construir el primer mapa climático detallado del interior de la tormenta gigante.

“Esta es nuestra primera visión detallada del interior de la mayor tormenta del Sistema Solar”, dice Glenn Orton del Laboratorio de Propulsión a Chorro de la NASA en Pasadena, California, y líder del equipo que estudió la mancha roja de Júpiter.

Orton y su equipo observaron imágenes térmicas de la Gran Mancha Roja tomadas por el Telescopio Muy Grande (VLT) del Observatorio Europeo del Sur en Chile. Las imágenes revelaron que los colores más rojos de la Gran Mancha corresponden a un núcleo caliente dentro de un sistema de tormenta fría, y las imágenes muestran carriles oscuros en los bordes de la tormenta donde los gases descienden a regiones más profundas del planeta.

Las observaciones se detallarán en la revista Icarus y dan a los científicos una idea sobre los patrones de circulación dentro del sistema de tormentas más conocido del Sistema Solar.

“Durante un tiempo pensamos que la Gran Mancha Roja era un viejo óvalo plano sin demasiada estructura, pero estos nuevos resultados demuestran que es, de hecho, extremadamente complejo”, dice Orton.

La Gran Mancha Roja de Júpiter tiene al menos cientos de años de antigüedad y ha sido observada por los astrónomos desde el siglo XIX. La tormenta es masiva, y lo bastante grande para alojar tres Tierras en su interior.

Las imágenes del VLT permiten a los astrónomos cartografiar la temperatura, aerosoles y amoniaco de la Gran Mancha Roja dentro y alrededor de la tormenta y hacer mapas de cómo cambia con el tiempo. Los años de observaciones del VLT, junto con las de otros observaciones, revelan cómo la tormenta es increíblemente estable a pesar de las turbulencias, agitaciones y encuentros cercanos con otros anticiclones que afectan al borde del sistema de tormentas.

Júpiter también tiene una Pequeña Mancha Roja que se formó en 2000. En 2008, una tercera mancha roja que había sido anteriormente una tormenta blanca de forma oval, apareció en la superficie de Júpiter. Pero es la Gran Mancha Roja la que centra la atención del nuevo estudio.

La Gran Mancha Roja es una zona fría en Júpiter que tiene temperaturas medias de menos 160 grados Celsius.

“Uno de los hallazgos más intrigantes muestra que la parte central más naranja-rojiza de la mancha está a 3-4 grados más que el entorno que la rodea”, dijo el miembro del equipo Leigh Fletcher de la Universidad de Oxford en Inglaterra.

Este diferencia de temperatura podría no parecer mucho, pero es suficiente para permitir la circulación de la tormenta, normalmente en sentido anti-horario, para desplazar una débil circulación horaria en el mismo centro de la tormenta. No sólo eso, sino que en otras partes de Júpiter, el cambio de temperatura es suficiente para alterar la velocidad de los vientos y afectar a los patrones de nubes en los cinturones y zonas.

“Esta es la primera vez que podemos decir que hay un vínculo estrecho entre las condiciones ambientales — temperatura, viento, presión y composición – y el color real de la Gran Mancha Roja”, dice Fletcher. “Aunque podemos especular, aún no sabemos con seguridad qué elementos químicos o procesos están provocando ese color rojo oscuro, pero sabemos que está relacionado con cambios en las condiciones ambientales en el corazón de la tormenta”.

Fuente:

Ciencia Kanija

¿Por qué Titán tien una atmósfera mucho más densa que Marte o Ganímedes?

Sábado, 27 de febrero de 2010

¿Por qué Titán tien una atmósfera mucho más densa que Marte o Ganímedes?

Titán

Titán es el satélite más grande de Saturno y el segundo satélite más grande del Sistema Solar. Fue descubierto el 25 de marzo de 1655 por el astrónomo holandés Christiaan Huygens y fue el primer satélite del Sistema Solar en ser descubierto tras los satélites galileanos de Júpiter. Titán posee un diámetro de 5150 km y es la única luna del Sistema Solar que cuenta con una atmósfera significativa. La presencia de esta atmósfera fue propuesta por el astrónomo español Josep Comas y Solà en 1908 basándose en sus observaciones del oscurecimiento hacia el borde del disco del satélite. La atmósfera de Titán, densa y anaranjada se compone principalmente de nitrógeno y es rica en metano y otros hidrocarburos superiores. Precisamente su composición química se supone muy similar a la atmósfera primitiva de la Tierra en tiempos prebióticos.

Titán tiene una densa atmósfera cuya presión en de unas 1,6 veces la presión superficial de la atmósfera terrestre a nivel del mar, es casi 1000 veces más densa que la marciana, e infinitamente más densa que la de Ganímedes que es casi inexistente. Puede resultar un tanto extraño como un mundo de poco más de 5000 km de diámetro, con una gravedad, densidad y masa bajas tenga una atmósfera más densa que la Tierra y sin embargo cuerpos similares o mayores hasta carecen por completo de ella.

Pero no siempre fueron las cosas así, en el pasado Marte tuvo una atmósfera bastante más densa que permitió la existencia de agua líquida. Por razones que todavía deben investigarse más Marte ha ido perdiendo su manto gaseoso con el tiempo, la misión MAVEN estudiará detenidamente este asunto dentro de unos años. Pero lo que parece claro es que la ausencia de campo magnético en Marte o la pérdida de éste ha expuesto a su atmósfera a la erosión por el viento solar, hasta llegar al momento actual en que la atmósfera marciana ha quedado reducida casi hasta la nada.

La razón por la que Titán ha conservado una atmósfera tan densa continúa siendo un misterio

Pero Titán tampoco tiene un campo magnético detectable ¿cómo es entonces que Titán no ha pasado por un proceso similar?

En primer lugar se encuentra mucho más lejos que Marte, sufriendo una intensidad del viento solar decenas inferior a la de Marte por unidad de área esto es lo suficiente como para que los elementos y compuestos volátiles de los mundos terrestres tiendan a acumularse en las 3 fases (sólido, líquido y gas). Además la superficie de Titán está a una temperatura muy baja (-179º C). Por lo tanto la fracción de masa de estas sustancias que pueden ser constituyentes de su atmósfera son mucho mayores en la Titán que en la Tierra.

De hecho los actuales modelos sugieren que sólo el 70% de la masa de Titán son silicatos mientras que el resto son varios tipos de hielos: agua (H2O), hidratos de amoníaco (NH3-H2O). El amoníaco (NH-3), que puede ser la fuente original del actual componente gas nitrógeno (N2) de la atmósfera de Titán, puede constituir hasta un 8% de la masa combinada del amoníaco y el agua.

Diagrama que describe la erosión de la atmósfera marciana por acción del viento solar

Gran parte de su atmósfera original parece haberse perdido en las eras geológicas. Pero puesto que Titán comenzó su historia con una reserva mayor de volátiles que la Tierra o Marte, la presión atmosférica puede mantenerse alta. Es posible que la mayoría de la pérdida atmosférica de Titán se perdió durante los primeros momentos de acreción, mediante el escape altamente energético de los átomos ligeros que transportaban una gran parte de la atmósfera (escape hidrodinámico). Este proceso podría haberse producido por el calor y los efectos de fotólisis del Sol primitivo debido a su mayor producción de rayos-X y fotones del ultravioleta extremo.

Realmente no sabemos por qué sólo Titán tiene una atmósfera densa, mientras que los satélites Ganímedes y Calixto no la tienen. Las temperaturas pueden haber sido demasiado altas mucho más de 40 Kelvin en la subnebulosa joviana debido a la mayor liberación de energía potencial gravitacional, una mayor masa y una mayor proximidad al Sol, reduciendo grandemente la reserva de hidratos de amoníaco acretada por Calixto o Ganímedes. Las atmósferas resultantes de nitrógeno molecular (N2) pueden haber sido demasiado tenues para sobrevivir los efectos de erosión atmosférica que Titán ha soportado.

Igualmente los impactos de cometas han podido liberar más energía en Calixto y Ganímedes que en Titán debido al mayor campo gravitatorio de Júpiter. Las superiores energías pudieron erosionar las atmósferas de Calixto y Ganímedes, mientras que el aporte de material cometario formaría la atmósfera de Titán. Sin embargo las proporciones deuterio/hidrógeno observadas sugieren que los cometas han sido probablemente un aporte minoritario de la atmósfera de Titán.

Como en Marte, el campo magnético generado por Titán es despreciable y quizá inexistente. Además, la velocidad relativa de Titán en el campo magnético de Saturno en realidad aceleraría las reacciones dentro de la atmósfera de Titán, en lugar de preservar a la atmósfera de la erosión del viento solar.

Resumiento existen tres factores claros que han podido ayudar a preservar la atmósfera de Titán con respecto a la de Ganímedes o Marte.

1. La mayor lejanía del Sol implica una menor temperatura, temperaturas bajas significan velocidades de los gases bajas que se mantienen por encima de un valor crítico llamado velocidad de fuga, a partir del cual escapan libremente al espacio.
2. La Mayor lejanía del Sol de Titán (2 veces más que Ganímedes y 6 más que Marte) implican una actividad del viento solar mucho menor con lo que su capacidad de erosión está fuertemente disminuida aunque continúa existiendo.
3. El tercer factor es que una menor radiación solar que reduce reacciones de fotólisis que provocan que la molécula se rompa en radicales más ligeros y que éstos puedan escapar al ser más ligeros (y por tanto más rápidos).

Es razonable pensar que algún proceso geológico en el interior de Titán haya podido reponer la atmósfera perdida. El nitrógeno y el metano ha podido ser liberado de los clatratos, un tipo de hielo que encierra gases como en una trampa.

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Fuente original

Tomado de:

Odisea Cósmica

Triple eclipse joviano

Lunes, 22 de febrero de 2010

Triple eclipse joviano

Hubble Spots Rare Triple Eclipse on Jupiter (YouTube, 0:40 min), un espectacular triple eclipse joviano sobre la superficie de Júpiter capturado por el Telescopio Espacial Hubble que muestra las sombras de las lunas Calisto, Io y Ganímedes.

Tomado de:

CGR