*Por: Miguel Angel Pinilla Ferro
No hemos olvidado a Plutón porque desde que la sonda espacial New Horizons (NH) llego a sus confines, ha enviado terabytes de información con todas las impresionantes geoformas que caracterizan este planeta enano y que estuvieron ocultas a los ojos de la ciencia. Y a partir de esto, hemos comprobado que toda su superficie esta conformada por distintos tipos de hielo principalmente de nitrógeno, metano y monoxido de carbono. El equipo NH encabezado por Alan Stern, ya ha comenzado a realizar ciencia con toda la información registrada y enviada por los instrumentos que lleva a bordo la nave, queremos aprovechar la oportunidad de llevarlos a ustedes, con el fin de brindar un panorama de los principales descubrimientos realizados.
No hemos olvidado a Plutón porque desde que la sonda espacial New Horizons (NH) llego a sus confines, ha enviado terabytes de información con todas las impresionantes geoformas que caracterizan este planeta enano y que estuvieron ocultas a los ojos de la ciencia. Y a partir de esto, hemos comprobado que toda su superficie esta conformada por distintos tipos de hielo principalmente de nitrógeno, metano y monoxido de carbono. El equipo NH encabezado por Alan Stern, ya ha comenzado a realizar ciencia con toda la información registrada y enviada por los instrumentos que lleva a bordo la nave, queremos aprovechar la oportunidad de llevarlos a ustedes, con el fin de brindar un panorama de los principales descubrimientos realizados.
1. La atmósfera de Plutón
Antes que NH realizará el sobrevuelo a Plutón, desde 1988 ya se habían realizado perfiles atmosféricos a través de astronomía observacional. Hoy con los datos enviados por los instrumentos REX que midió la presión y temperatura de los perfiles atmosféricos, ALICE que determinó la composición y estructura de la atmósfera extendida, LORRI y MVIC que permitieron visualizar la propiedades en longitud visible de la atmósfera, se ha logrado determinar su densidad, composición y extensión que permite comprender la dinámica atmosférica de Plutón a lo largo de su año solar.
Los resultados revelaron una composición atmosférica de nitrógeno molecular N2, CH4(metano), C2H2 (acetileno), C2H4 (etileno), C2H6 (etano) y la presencia de Acido Cianhidrico (HCN) en superficie. Todo este grupo de elementos y moleculas hacen de la atmosfera de Plutón todo ambiente exótico que lo hace único.
La fotoquimica de Plutón es muy similar a la que se evidencia en Triton (luna de Neptuno) y Titan (luna de Saturno), con composiciones regulares de CH4, C2H6, C2H2, el origen principal de estas formas moleculares y su abundancia se da particularmente por las bajas temperaturas que permiten su presencia en estado solido. El mecanismo de produccion se cuando Plutón esta en su maximo acercamiento Solar, la influencia de radiación ionizante hace que estos alcanos asciendan a la alta atmosfera (que se esta creando y ampliando su espesor) y por fotolisis, rompen las cadenas moleculares y se crean hidrocarburos complejos como las tolinas, que luego van cayendo a la superficie cuando Plutón inicia su apogeo.
2. Composición superficial
La composición más abundante en la superficie de Plutón corresponde a hielos de nitrogeno, especialmente en al zona denominada Spunik Planum. Hielos de metano y de dióxido de carbono, tambien son un componente regular en la estructura superficial. Las formas moleculares que en la tierra vemos en forma gaseosa, a mas de 30 unidades astronómicas están en estado sólido. Altas y largas cadenas montañosas de hielos de agua. surcan amplios perímetros, diferentes estructuras creadas a partir de la interacción de los diferentes hielos ambientan la imagen que ahora tenemos de la superficie de Plutón.
La figura muestra a partir de la información registrada por el instrumento LEISA, la geoquimica de superficie en Plutón. En el imagen A el morado indica la presencia de metano, en la imagen B la abundancia de Nitrogeno molecular y la imagen C a la presencia de hielos de monoxido de carbono.
Cosa distinta se ve en la Figura dos, donde se puede observar en color azul fluorecente la presencia de hielos de agua en superficie ¿ a que se debe que al region de Sputnik Planum favorezca la presencia de hielos de Nitrógeno?
3. Pluton y su dinamica de superficie
Para analizar el comportamiento reologico de la superficie de Pluton y Caronte debemos partir, de la interacción que tiene los diferentes hielos que se evidencian en sus superficies. Para empezar debemos pensar como se acumulan y a que regimenes de influencia se ven sometidos. Hablamos en este caso, de las diferentes posiciones que tiene el sistema Plutón-Caronte con respecto al Sol. La radiación Solar que recibirá en su perigeo es distinta a la que recibe cuando esta mas lejos del Sol. Lo anterior implica que dado su influencia en superficie, los diferentes hielos interaccionan de manera distinta. El concepto termodinamico clave aquí son los regímenes de temperatura. Que al estar tan lejos siempre hablamos de congelamiento, y de un comportamiento superficial criogenico. Esto quiere decir que los distintos suelos que se evidencian en Pluton como en Caronte, actúan de acuerdo al régimen de congelamiento del nitrógeno, el metano y el agua. Así que cuando Plutón se acerca al Sol el aumento en el gradiente de temperatura resulta lo suficientemente imperceptible, como para que haya cambios sustanciales en los niveles de congelamiento superficial. Pero sí permite la interacción y evolución de sus características superficiales.
El primer rasgo característico y por el cual hoy se identifica a Plutón es la Zona de Sputnik Planum o el Corazón. Con 870.000 kilometros cuadrados, es el Glacial de hielos de nitrógeno más grande de la superficie. Es una región muy joven geologicamente hablando tal vez menor a 10 millones de años, ya que la presencia de cráteres de impacto es casi nula, lo cual implica que tiene patrones de renovación de superficie de congelamiento y descongelamiento. Una característica interesante de la región es su composición en forma de células que constituyen toda la región.
La superficie de Plutón resalta por su sorprendente contraste en cuanto a composición y edades geologicas. Mientras que hay zonas relativamente jovenes, geologicamente hablando, como la zona Spunik Planum, hay tambien zonas donde la densidad de crateres es tan grande que sus edades pueden rondar los miles de millones de años.
Según su origen, los distintos aspectos geomorfologicos de pluton pueden ser caracterizados. Así desde los cráteres de impacto hasta las grandes cadenas montañosas, de acuerdo a su densidad los distintos hielos en la Superficie de Plutón se van acumulando, estos hielos van formando estructuras que modelan los paisajes de este planeta enano. La distribución de estos hielos puede estar condicionada, en principio por la presencia de criovolcanes como el Wright Mons, una gigantesca estructura de unos 150 km de diametro y 4 km de altura. Aunque todavía no podemos confirmar la existencia de Criovolcanes, todo apunta a que las condiciones y las observaciones posibilitan el desarrollo de estos exóticos eventos. Lo cierto es que los distintos tipos de terreno que se ven en superficie, tienen su origen y evolución a la baja temperatura y según como Plutón se acerque o aleje del Sol. En realidad modelar los ciclos de acumulación de hielos en Plutón es tremendamente complejo porque cada uno tiene diferentes temperaturas de sublimación. En realidad desconocemos cuales son las propiedades que adquieren la interacción de los distintos hielos que predominan en Plutón.
4. Caronte
Para el mayor satélite de Plutón, Caronte se ha confirmado la ausencia de una atmósfera permanente, con una composición superficial en su mayoría de hielos de agua. En el aspecto característico de Caronte salta a la vista la mancha rojiza hacia su polo norte, de lo que parece ser trazas de sustancias orgánicas complejas. Según el aspecto geomorfologico, Caronte se encuentra divido por amplios y grandes cañones, de cuyos grandes representantes están Serenity Chasma y Mandjet Chasma.
Fuentes:
http://science.sciencemag.org/content/351/6279/aad8866.full
http://science.sciencemag.org/content/351/6279/aad9189.full
http://science.sciencemag.org/content/351/6279/1284.full
Los resultados revelaron una composición atmosférica de nitrógeno molecular N2, CH4(metano), C2H2 (acetileno), C2H4 (etileno), C2H6 (etano) y la presencia de Acido Cianhidrico (HCN) en superficie. Todo este grupo de elementos y moleculas hacen de la atmosfera de Plutón todo ambiente exótico que lo hace único.
La fotoquimica de Plutón es muy similar a la que se evidencia en Triton (luna de Neptuno) y Titan (luna de Saturno), con composiciones regulares de CH4, C2H6, C2H2, el origen principal de estas formas moleculares y su abundancia se da particularmente por las bajas temperaturas que permiten su presencia en estado solido. El mecanismo de produccion se cuando Plutón esta en su maximo acercamiento Solar, la influencia de radiación ionizante hace que estos alcanos asciendan a la alta atmosfera (que se esta creando y ampliando su espesor) y por fotolisis, rompen las cadenas moleculares y se crean hidrocarburos complejos como las tolinas, que luego van cayendo a la superficie cuando Plutón inicia su apogeo.
2. Composición superficial
La composición más abundante en la superficie de Plutón corresponde a hielos de nitrogeno, especialmente en al zona denominada Spunik Planum. Hielos de metano y de dióxido de carbono, tambien son un componente regular en la estructura superficial. Las formas moleculares que en la tierra vemos en forma gaseosa, a mas de 30 unidades astronómicas están en estado sólido. Altas y largas cadenas montañosas de hielos de agua. surcan amplios perímetros, diferentes estructuras creadas a partir de la interacción de los diferentes hielos ambientan la imagen que ahora tenemos de la superficie de Plutón.
La figura muestra a partir de la información registrada por el instrumento LEISA, la geoquimica de superficie en Plutón. En el imagen A el morado indica la presencia de metano, en la imagen B la abundancia de Nitrogeno molecular y la imagen C a la presencia de hielos de monoxido de carbono.
Cosa distinta se ve en la Figura dos, donde se puede observar en color azul fluorecente la presencia de hielos de agua en superficie ¿ a que se debe que al region de Sputnik Planum favorezca la presencia de hielos de Nitrógeno?
3. Pluton y su dinamica de superficie
Para analizar el comportamiento reologico de la superficie de Pluton y Caronte debemos partir, de la interacción que tiene los diferentes hielos que se evidencian en sus superficies. Para empezar debemos pensar como se acumulan y a que regimenes de influencia se ven sometidos. Hablamos en este caso, de las diferentes posiciones que tiene el sistema Plutón-Caronte con respecto al Sol. La radiación Solar que recibirá en su perigeo es distinta a la que recibe cuando esta mas lejos del Sol. Lo anterior implica que dado su influencia en superficie, los diferentes hielos interaccionan de manera distinta. El concepto termodinamico clave aquí son los regímenes de temperatura. Que al estar tan lejos siempre hablamos de congelamiento, y de un comportamiento superficial criogenico. Esto quiere decir que los distintos suelos que se evidencian en Pluton como en Caronte, actúan de acuerdo al régimen de congelamiento del nitrógeno, el metano y el agua. Así que cuando Plutón se acerca al Sol el aumento en el gradiente de temperatura resulta lo suficientemente imperceptible, como para que haya cambios sustanciales en los niveles de congelamiento superficial. Pero sí permite la interacción y evolución de sus características superficiales.
El primer rasgo característico y por el cual hoy se identifica a Plutón es la Zona de Sputnik Planum o el Corazón. Con 870.000 kilometros cuadrados, es el Glacial de hielos de nitrógeno más grande de la superficie. Es una región muy joven geologicamente hablando tal vez menor a 10 millones de años, ya que la presencia de cráteres de impacto es casi nula, lo cual implica que tiene patrones de renovación de superficie de congelamiento y descongelamiento. Una característica interesante de la región es su composición en forma de células que constituyen toda la región.
La superficie de Plutón resalta por su sorprendente contraste en cuanto a composición y edades geologicas. Mientras que hay zonas relativamente jovenes, geologicamente hablando, como la zona Spunik Planum, hay tambien zonas donde la densidad de crateres es tan grande que sus edades pueden rondar los miles de millones de años.
Según su origen, los distintos aspectos geomorfologicos de pluton pueden ser caracterizados. Así desde los cráteres de impacto hasta las grandes cadenas montañosas, de acuerdo a su densidad los distintos hielos en la Superficie de Plutón se van acumulando, estos hielos van formando estructuras que modelan los paisajes de este planeta enano. La distribución de estos hielos puede estar condicionada, en principio por la presencia de criovolcanes como el Wright Mons, una gigantesca estructura de unos 150 km de diametro y 4 km de altura. Aunque todavía no podemos confirmar la existencia de Criovolcanes, todo apunta a que las condiciones y las observaciones posibilitan el desarrollo de estos exóticos eventos. Lo cierto es que los distintos tipos de terreno que se ven en superficie, tienen su origen y evolución a la baja temperatura y según como Plutón se acerque o aleje del Sol. En realidad modelar los ciclos de acumulación de hielos en Plutón es tremendamente complejo porque cada uno tiene diferentes temperaturas de sublimación. En realidad desconocemos cuales son las propiedades que adquieren la interacción de los distintos hielos que predominan en Plutón.
4. Caronte
Para el mayor satélite de Plutón, Caronte se ha confirmado la ausencia de una atmósfera permanente, con una composición superficial en su mayoría de hielos de agua. En el aspecto característico de Caronte salta a la vista la mancha rojiza hacia su polo norte, de lo que parece ser trazas de sustancias orgánicas complejas. Según el aspecto geomorfologico, Caronte se encuentra divido por amplios y grandes cañones, de cuyos grandes representantes están Serenity Chasma y Mandjet Chasma.
Fuentes:
http://science.sciencemag.org/content/351/6279/aad8866.full
http://science.sciencemag.org/content/351/6279/aad9189.full
http://science.sciencemag.org/content/351/6279/1284.full
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