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Instituto Politecnico Nacional
Escuela Superior de Ingenierıa
y
Arquitectura
Unidad Ticoman
Ciencias de la Tierra
IMPACTO DE ENCELADO EN ELAMBIENTE QUE RODEA SATURNO
T E S I SQUE PARA OBTENER EL TITULO DE:
INGENIERO GEOFISICO
PRESENTA:
ALMA KAREN RAMIREZ CABANAS
ASESOR INTERNO: Ing. Iraıs Marıa Lizette
Ortız Prieto
DIRECTOR DE TESIS: Dr. J. Alberto Flandes M.
2014
La investigacion y redaccion de esta tesis fue desarrollada en el
Departamento de Ciencias Espaciales del Instituto de Geofısica de la
Universidad Nacional Autonoma de Mexico bajo la supervision del Dr.
Alberto Flandes. En el proceso conte con los apoyos de DGAPA a traves del
proyecto IA100512, ası como del propio Instituto de Geofısica y del
Departamento de Ciencias Espaciales.
2
Niquitoa
...”¿Cuix oc nelli nemohua in tlalticpac?
An nochipa tlalticpac:
zan achica ye nican.
Tel ca chalchihuitl no xamani,
no teocuitlatl in tlapani,
no quetzalli poztequi.
An nochipa tlalticpac:
san achica ye nican.”
Yo lo Pregunto
...”¿Acaso de veras se vive con raız en la tierra?
Nada es para siempre en la tierra:
Solo un poco aquı.
aunque sea de jade se quiebra,
Aunque sea de oro se rompe,
aunque sea plumaje de quetzal se desgarra.
No para siempre en la tierra:
Solo un poco aquı.”
Nezahualcoyotl
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Dedicatoria
A mi familia....
En especial a ti Santi †.
4
Agradecimientos
Para empezar quiero agradecer a las instituciones que me han formado profesionalmente
IPN y UNAM a las cuales llevo siempre presentes y les guardo un gran respeto y carino.
Agradezco el apoyo (economico y de infraestructura) que recibı durante el tiempo en que
realice la tesis por parte del Instituto de Geofısica y del Departamento de Ciencias Espacia-
les y las becas que recibı de DGAPA a traves del proyecto IA100512.
Quiero a agradecer especialmente al Dr. Alberto Flandes por todo el tiempo, por los con-
sejos, las correcciones, la ayuda incondicional que siempre me ha brindado. Pero sobre todo
le agradezco su infinita paciencia y las palabras siempre honestas.
Tambien quiero agradecer al M. en C. Didier Ojeda Guillen y a la Ing. Irais Prieto por su
tiempo, por las correcciones hechas durante la tesis, ası como sus consejos en este proceso.
A mis viejos y nuevos amigos por ensenarme el precioso valor de la amistad, por su sin-
ceridad, confianza y carino que siempre he recibido de ustedes de todo corazon gracias.
Pero sin duda alguna agradezco a mi familia por ensenarme que el amor, la perseverancia,
y constancia son esenciales para poder hacer las cosas que se quieren.
Mama, Papa , Marcos, Ame, Ida, Germi, Rey gracias por creer en mi, por soportarme,
apoyarme y quererme siempre, infinitas gracias.
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Planteamiento del problema
La luna Encelado es una de las muchas lunas que rodean Saturno. La actual mision
Cassini-Huygens descubrio que esta luna se diferencıa de las demas por la actividad crio-
vulcanica que se manifiesta en el polo sur.
Este trabajo pretende entender como es que actua el crivulcanismo en Encelado y que im-
portancia tiene el material criovolcanico en los alrededores de Saturno. Para este fin, es im-
portante revisar los trabajos y modelos ya publicados, ası como tambien las observaciones
realizadas por la nave Cassini.
Por medio de estos analisis se puede entender parte de los procesos que se llevan a cabo
en el interior de la luna y trataremos de obtener un modelo aproximado del interior de
Encelado que justifique los procesos de eyeccion del criovulcanismo. Encelado es relevante
para el ambiente saturniano porque el material expulsado en sus geideres alimenta al anillo
E y es una fuente de plasma para la magnetosfera de Saturno.
6
Justificacion
El estudio de una luna como Encelado es relevante para entender los complejos procesos
que genera el criovulcanismo, pero tambien otros procesos geofısicos asociados a la fısica de
plasmas. Muchos de estos fenomenos, que se estudian en esta tesis, estan presentes en la
Tierra (de forma equivalente, aunque no identica), por ejemplo, en los geisers del parque
Yellowstone en California (EU), en la formacion de hidratos de metano en las zonas polares,
tambien en las profundidades de los oceanos o en las nubes de tormenta y en las auroras en
los cielos polares.
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Objetivos
EL objetivo general es entender el origen y dinamica del criovulcanismo en la luna Encela-
do, ası como las consecuencias que este fenomeno produce en el espacio que rodea al planeta
Saturno.
Los objetivos particulares son los siguientes:
1. Entender los procesos que se llevan a cabo en el interior de la luna Encelado a partir
del analisis de modelos ya publicados.
2. Proponer un modelo del interior de Encelado.
3. Explicar como son los procesos de eyeccion en los geiseres de Encelado.
4. Analizar el impacto del criovulcanismo de la luna Encelado en el anillo E de Saturno,
en el espacio que rodea a Saturno.
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Abstract
At the end of November of 2005, the cameras of the spacecraft Cassini captured images of
the moon Enceladus’ criovolcanic activity. In this thesis, we discuss and analyze the processes
that produce this phenomenon. We begin by reviewing some important aspects of the Cassini
mission and its multiple instruments, whose data we use in our study.
We analyze the geology of the surface of Enceladus, in order to constrain the youngest and
most active region, the South Pole. We discuss the relevance of the gravitational tidal effects
of Saturn on Enceladus that cause a partial melting in the lower inner mantle, which likely
generates a local chamber of liquid water. Based on observations and models of the interior
of Enceladus, we propose, for the south polar region alone, a model that describes its inner
differentiation. We constrain the model to the south pole, because only in this region the
criovolcanism takes place. With this model we estimate the dimensions and the distribution
of the inner liquid water chamber of Enceladus, that we call local ocean. We calculate that
the depth of this ocean is on the order of some tens of kilometers.
Also, from this model, three potential ejection mechanisms for the observed geysers are ex-
plained and we discuss the most plausible option that justifies the speeds and the compounds
detected in the geysers by the Cassini instruments.
Finally, it is discussed how relevant is the criovolcanism of Enceladus in the formation of
the E ring and as source of plasma in the magnetosphere of Saturn.
9
Resumen
A finales de noviembre del 2005, las camaras de los instrumentos de la nave Cassini capta-
ron a la luna Encelado en plena erupcion crivulcanica. En esta tesis discutimos y analizamos
los procesos que dan lugar a este fenomeno. Iniciamos con la revision algunos aspectos im-
portantes de la mision Cassini y de sus multiples instrumentos de medicion, cuyos datos
utilizamos para nuestro estudio.
Hacemos un analisis de la geologıa presente en la superficie de Encelado, delimitando ası la
zona mas joven y activa, la del Polo Sur. Discutimos la relevancia de los efectos de marea
gravitacional que Saturno produce sobre Encelado, los cuales provocan una fusion parcial en
el manto bajo generando un camara de agua lıquida.
Con base en observaciones y modelos del interior de Encelado propononemos, solo para el
polo sur, un modelo que describe su diferenciacion interna. Nos limitamos al polo sur porque
es esta la unica zona de esta luna donde se presenta este fenomeno criovulcanico. Con este
modelo se estiman las dimensiones y distribucion de la camara de agua interna que llama-
mos oceano local. Calculamos que este oceano tiene una profundidad de algunas decenas de
kilometros.
Tambien a partir de este modelo, se explican tres potenciales mecanismos de eyeccion
para los geiseres observados y se discute la opcion mas viable que justifique las velocidades
y compuestos del material del geiser que los instrumentos de la nave Cassini han medido.
Finalmente se discute la relevancia del criovulcanismo para la formacion del anillo E y
como fuente de plasma en la magnetosfera de Saturno.
10
Introduccion
En sus majestuosos anillos de roca y polvo, Saturno alberga cuantiosas lunas (mas de 60),
muchas de ellas, distintas entre si. Una de estas lunas es Encelado, que fue descubierta por
William Herschel en 1789. Las primeras imagenes de Encelado fueron obtenidas en agosto de
1981 por medio de las sondas Voyager 1 y 2, revelando la joven superficie de este satelite.
Hasta finales del siglo XX, se creıa que Encelado era una luna comun, pero las imagenes de
Cassini revelan que Encelado es una luna muy especial. Encelado es el tema central de esta
tesis y a continuacion se describe brevemente el contenido de los capıtulos que componen la
presente tesis.
En el primer capıtulo se da un panorama general de la mision Cassini, de sus objetivos
y los instrumentos que la nave lleva consigo. En el segundo capıtulo se describen los diferen-
tes procesos geologicos y geofısicos que ocurren en Encelado. Hacemos tambien un estudio
comparativo de Encelado con respecto a otras lunas de Saturno.
El tercer capıtulo se concentra en los procesos crivulcanicos de Encelado. En el cuarto
capıtulo se aborda la interaccion de las eyecciones de Encelado con el anillo E de Saturno.
En el capıtulo quinto se abordan los efectos mas generales de la actividad de Encelado en
la magnetosfera de Saturno. Los ultimos dos capıtulos son solo complementarios y buscan
redondear el paranorama del analisis general sobre Encelado. Para finalizar, se incluye una
seccion de conclusiones donde se discuten nuestros resultados.
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Indice general
Dedicatoria 4
Agradecimientos 5
Planteamiento del problema 6
Justificacion 7
Objetivos 8
Abstract 9
Resumen 10
Introduccion 11
1. La Mision Cassini 17
1.1. Aspectos Generales de la Mision Cassini . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17
1.2. Objetivos de la Mision . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18
1.3. Los instrumentos de Cassini y Huygens . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18
1.3.1. Instumentos de la nave Cassini . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19
1.3.2. Instumentos de la sonda Huygens . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21
2. Geologıa, fısica y dinamica de Encelado 23
2.1. Las lunas de Saturno. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23
2.2. Encelado en el Sistema Saturniano . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26
2.3. Geologıa, estructura interna y dinamica de Encelado. . . . . . . . . . . . . . 27
2.3.1. Geologıa de Encelado. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 27
2.3.2. Rayas de Tigre. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 30
2.4. Fuentes de Calor del Criovulcanismo. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 31
2.5. Estructura interna: estatica y dinamica. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 33
12
2.6. Fuerzas de marea y fusion parcial del manto de hielo . . . . . . . . . . . . . 34
2.6.1. Oceano local de Encelado. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 35
2.6.2. Diagramas de fase . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 39
2.7. Un yacimiento de clatratos en el manto en Encelado. . . . . . . . . . . . . . 42
3. Actividad criovulcanica (mecanismos de eyeccion) 48
3.1. Mecanismos de Eyeccion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 48
3.1.1. Desgasificacion del manto: Mecanismo de eyeccion usando solo clatratos 49
3.1.2. Despresurizacion del oceano: Mecanismo de eyeccion con un oceano local. 51
3.1.3. Mecanismo hıbrido . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 53
4. Encelado y el Anillo E. 55
4.1. Anillos de Saturno. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 55
4.1.1. Anillos principales . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 57
4.1.2. Anillos exteriores . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 58
4.2. Relacion entre Encelado y el anillo E. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 60
5. Encelado en el ambiente magentosferico de Saturno. 62
5.1. Magnetosfera de Saturno . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 62
5.2. Fuentes de plasma en la magnetosfera de Saturno. . . . . . . . . . . . . . . . 64
5.3. Interaccion del material del los geiseres de Encelado con la magnetosfera de
Saturno. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 65
Conclusiones 68
Bibliografıa 70
13
Indice de figuras
1.1. Diagrama de la nave Cassini y sus instrumentos. . . . . . . . . . . . . . . . . 22
2.1. De izquierda a derecha: Las lunas Epimeteo (punto brillante en los anillos),
Encelado y Saturno. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 24
2.2. De izquierda a derecha: Las lunas Dione (parcialmente oculto por Saturno),
Rea y Encelado. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 24
2.3. De izquierda a derecha: La luna Pandora, el anillo F y la luna Prometeo. . . 24
2.4. Lunas co-orbitales; Epimeteo (izquierda) y Jano (derecha). . . . . . . . . . . 24
2.5. Metone (diametro de 3 km) esta entre la orbita de Mimas y de Encelado. . . 25
2.6. Las lunas Calipso y Elena estan embebidas en el anillo E y son ejemplos de
lunas troyanas. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25
2.7. La luna Titan a traves de la camara de la nave Cassini el 30 de enero de 2012. 25
2.8. La luna Febe tiene un diametro de ≈ 220 km y una orbita retrograda. . . . . 25
2.9. Regiones craterizadas en Encelado (se delimitan con lıneas rojas). . . . . . . 28
2.10. Region de llanuras fracturadas del Hemisferio Oriental. . . . . . . . . . . . . 28
2.11. Region de llanuras fracturadas del Hemisferio Occidental. . . . . . . . . . . . 29
2.12. (a) El Polo sur de Encelado y sus rayas de tigre. (b) Perfiles termicos de las
Rayas de tigre y perfil termico de la raya Bagdad. . . . . . . . . . . . . . . . 30
2.13. Modelo de la estructura interna de Encelado: nucleo rocoso y manto de hielo. 34
2.14. Modelo de la estructura interna de Encelado: Nucleo rocoso, interfaz de agua
lıquida y manto de hielo. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 34
2.15. Modelo de la distribucion local de agua en Encelado. . . . . . . . . . . . . . 38
2.16. Valores de presion y temperatura en las regiones de transicion de Encelado. . 40
2.17. Diagrama Presion-Temperatura . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 41
2.18. Diagrama Profundidad-Presion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 41
2.19. Diagrama de fase del agua. Se agrega la curva de la Ec. 2.15 como referencia. 42
2.20. Histograma de los componentes quımicos de los geiseres de Encelado con base
en las mediciones del instrumento INMS el 9 de octubre del 2008. . . . . . . 43
14
2.21. Estructura de una molecula de clatrato de metano. . . . . . . . . . . . . . . 44
2.22. (a) Diagrama de fase del CO2 y (b) Diagrama de fase del CH4. . . . . . . . 45
2.23. Diagrama de fase para clatratos [Kieffer et al., 2006]. Se agrega la curva de
presion vs. temperatura de la Fig.2.17 como referencia. . . . . . . . . . . . . 47
2.24. Modelo de la estructura interna de Encelado propuesto en este trabajo. . . . 47
3.1. Descubrimiento de los geiseres de Encelado. . . . . . . . . . . . . . . . . . . 48
3.2. Modelo de desgasificacion de un manto de clatratos. . . . . . . . . . . . . . . 49
3.3. Escenarios posibles: (A) Deposito de agua obstruido. (B) Deposito de agua
expuesto al vacıo. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 52
3.4. Posible transporte de partıculas desde el interior de las grietas hacia el exterior. 53
4.1. Los anillos de Saturno. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 56
4.2. Profundidad optica de los Anillos principales derivada de datos de ocultacion
con el Telescopio espacial Hubble. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 57
4.3. Los anillos A (izq.) y F (der) de Saturno. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 58
4.4. Los Anillos de Saturno y su emision caracterıstica en el visible. Esta imagen
fue obtenida con los instrumentos UVIS e ISS. . . . . . . . . . . . . . . . . . 59
4.5. Encelado y el anillo E. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 60
5.1. Posible deteccion de partıculas nanometricas cargadas electricamente saliendo
de los geiseres de Encelado durante los pasos E3 (azul) y E5 (verde). Las grafi-
cas de abajo muestran el conteo de partıculas cargadas positiva y negativamente. 65
5.2. Conexion electrica entre Encelado y Saturno debida a las eyecciones crio-
vulcanicas. El plasma formado por el material expulsado se alinea con las
lıneas de campo magnetico. Estas partıculas contribuyen a las auroras obser-
vadas en las zonas polares. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 66
Las imagenes presentadas en esta tesis de las que no se especifica la fuente fueron des-
cargadas del sitio: http://www.jpl.nasa.gov, en los demas casos se especifica la fuente en el
texto.
15
Indice de tablas
2.1. Propiedades fısicas de Encelado. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26
2.2. Fuentes de energıa de Encelado de acuerdo a diferentes autores. . . . . . . . 32
2.3. Tasas de masa y volumen fundido. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 37
2.4. Espesor del Oceano hemisferico. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 39
2.5. Compuestos de los geiseres de Encelado detectadados con el INMS del 9 octu-
bre del 2008. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 43
4.1. Propiedades generales de los anillos de Saturno. . . . . . . . . . . . . . . . . 59
4.2. Componentes del geiser y el anillo E. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 61
5.1. Parametros fısicos de la magnetosferas de la Tierra, Saturno y Jupiter. . . . 63
5.2. Caracterısticas del plasma en las magnetosfera de Saturno. . . . . . . . . . . 64
16
Capıtulo 1
La Mision Cassini
En este capıtulo damos un panorama general de la nave espacial Cassini y sus capacidades
de medicion.
1.1. Aspectos Generales de la Mision Cassini
La Era espacial comenzo oficialmente el 4 de octubre de 1957 con la puesta en orbita del
Sputnik. Apenas doce anos mas tarde se logro aterrizar en la luna y poco tiempo despues,
se pudo enviar naves no tripuladas a los planetas mas cercanos (Mercurio, Venus y Marte) y
tambien se lograron vuelos relativamente cercanos a los planetas gigantes.
La exploracion directa del planeta Saturno comenzo con la nave Pionero 11 (tambien llama-
do Pionero-Saturno), que alcanzo la orbita de Saturno en 1979 despues de recorrer cerca de
tres millones de kilometros a traves del medio interplanetario. Entre 1980 y 1981, las naves
espaciales Voyager 1 y 2, tambien pasaron cerca de Saturno y revelaron rasgos hasta enton-
ces desconocidos de su atmosfera y sus lunas. Ya entonces se habıa pensado en una mision
exclusiva para Saturno. Esta idea se convertirıa en la actual mision internacional Cassini-
Huygens, un proyecto conjunto de la Administracion Nacional de Aeronautica y del Espacio
de los Estados Unidos de America (NASA), la Agencia Espacial Europea (ESA) y, mas tarde
tambien, la Agencia Espacial Italiana (ASI ).
Originalmente la nave Cassini transportaba la sonda Huygens que se logro liberar con exito
en la atmosfera de la luna Titan.
La nave Cassini fue construida en el Jet Propulsion Laboratory (JPL o Laboratorio de pro-
pulsion a chorro) de la NASA en Pasadena, California. La sonda Huygens fue construida
en Europa por la ESA, mientras que la ASI se encargo de construir la antena principal de
comunicaciones de Cassini.
El lanzamiento de la nave Cassini tuvo lugar el 15 de octubre de 1997 y la nave entro en
17
orbita alrededor de Saturno el 1 de julio del 2004. La nave aprovecho el efecto conocido
como asistencia gravitacional (o de resortera, slingshot en ingles) que ayuda a aumentar la
velocidad de la nave aprovechando la atraccion gravitacional de los planetas, en este caso
de la Tierra y de Venus para lograr llegar a Saturno [JPL, 2004]. Actualmente Cassini ha
completado la primera y segunda parte de la mision (Prime Mission y Equinox Mission, esta
ultima finalizo en septiembre del 2010 con el equinoccio en Saturno) y ahora, en la tercera
parte (Solstice Mission o Mision Solsticio), la nave aun sigue colectando datos en la busqueda
de nuevos descubrimientos. Esta ultima etapa de la mision finaliza en 2017 con el solsticio en
Saturno [JPL, 2004] y recientemente se ha anunciado que la mision continuara por algunos
anos mas explorando Saturno y sus alrededores.
1.2. Objetivos de la Mision
Los objetivos generales de la mision Cassini son estudiar a Saturno, sus anillos, su mag-
netosfera y sus lunas. Algunos de los objetivos especıficos son determinar el origen de las
lunas, sus composiciones y sus estructuras internas, ası como definir los diferentes procesos
fısicos que han creado las superficies, las cortezas o sub-superficies de las lunas. Tambien
determinar con precision la estructura de la magnetosfera de Saturno y sus interacciones con
el viento solar, sus lunas y sus anillos; y determinar el origen de los anillos y estudiar la
interrelacion entre los anillos y las lunas.
1.3. Los instrumentos de Cassini y Huygens
Para poder emprender este proyecto se necesito el esfuerzo de varios cientos de cientıficos
e ingenieros de los Estados Unidos y, al menos una veintena de paıses Europeos y de otras
naciones del mundo. La mision Cassini es un esfuerzo de mas de 19 anos y el capital de tres
agencias espaciales. La NASA contribuyo con 422 millones de dolares, la ESA aporto apro-
ximadamente 500 millones, y la ASI aporto 160 millones. Los ingenieros de Cassini fueron
pioneros en nuevos disenos de chips electronicos (p.e. circuitos integrados de muy alta veloci-
dad, VHSIC ). Se utilizaron nuevas aplicaciones, especıficamente partes de circuito integrado
(ASIC). Los chips ASIC permiten el desarrollo de un sistema de datos de Cassini diez veces
mas eficiente que las anteriores naves espaciales, pero en menos de un tercio de la masa y
volumen [JPL, 2004].
La mision Cassini es un proyecto tecnologicamente revolucionador en cuanto a los instrumen-
tos que lleva consigo. La nave Cassini (Fig. 1.1) cuenta con doce instrumentos, mientras que
la sonda Huygens cuenta con seis.
18
A continuacion describimos brevemente los instrumentos de Cassini. Esta fuera de los obje-
tivos de esta tesis detallar sus procesos de construccion y/o funcionamiento especıfico, solo
nos interesa dar un panorama de las capacidades y sensibilidades de observacion.
En general,cada instrumento es relevante ya que los datos que arrojen nos serviran para
modelar y tratar de entender lo que ocurre en los alrededores de Saturno.
1.3.1. Instumentos de la nave Cassini
CAPS (Cassini Plasma Spectrometer / Espectrometro de Plasma de Cassini): El instrumen-
to mide la composicion, densidad, velocidad y la temperatura de los iones y electrones
que circulan por la magnetosfera de Saturno. El instrumento consta de tres sensores:
un espectrometro de electrones, un espectrometro de haz de iones y un espectrometro
de masas de iones.
CDA (Cosmic Dust Analyzer / Analizador de Polvo Cosmico): El instrumento CDA analiza
las partıculas de polvo que impactan en su superficie interna y que pueblan el sistema
de Saturno para investigar sus propiedades fısicas, quımicas, su dinamica y su relacion
con los anillos, las lunas y la magnetosfera de Saturno. Su sensibilidad permite detec-
tar hasta 10000 partıculas y es capaz de estimar la carga electrica transportada por
partıculas de polvo, su direccion de vuelo y velocidad de impacto (hasta 100 km/s),
ası como su masa y composicion quımica.
CIRS (Composite Infrared Spectrometer / Espectrometro Compuesto Infrarrojo): Este es-
pectrometro mide la radiacion infrarroja procedente de una fuente especıfica (ejemplo:
la atmosfera o la superficie de un planeta) para conocer su perfil de temperaturas e
inferir su composicion. Este instrumento crea mapas termicos de Saturno, sus lunas
y sus anillos. El CIRS es en realidad un conjunto coordinado de tres espectrometros
con distintas sensibilidades disenados para medir las emisiones infrarrojas en longitu-
des de onda de 7 a 1000 micrometros correspondientes al rango medio y lejano del
espectroelectromagnetico.
INMS (Ion and Neutral Mass Spectrometer / Espectrometro de Masas de iones y partıculas
neutras): Este instrumento es capaz de determinar la composicion y estructura de
los iones positivos y de las partıculas neutras en la atmosfera superior de Titan y
en la magnetosfera de Saturno. Puede medir tambien el material neutro ionizado que
envuelven a las heladas lunas de Saturno y sus anillos.
ISS (Imaging Science Subsystem / Subsistema de Imagenes): Se encarga de capturar image-
nes en la parte visible del espectro electromagnetico y tambien mediante el uso de filtros
19
en el ultravioleta y en el infrarrojo. Cuenta con dos camaras: una con un campo amplio
de vision y otra de campo estrecho. La camara de campo estrecho proporciona imagenes
de alta resolucion de objetivos de interes, mientras la camara de campo amplio ofrece
una cobertura espacial mas extendida en una resolucion mas baja.
MAG (Dual Technique Magnetometer / Magnetometro bimodal): Instrumento capaz de me-
dir los campos magneticos del planeta, las lunas y el estudio de las interacciones dinami-
cas entre los diferentes campos magneticos en el medio ambiente planetario. Incluye un
magnetometro de flujo de entrada y un magnetometro vector.
MIMI (Magnetospheric Imaging Instrument) / Camara Magnetosferica. Es el primer ins-
trumento que ha sido disenado para producir la imagen global de una magnetosfera
planetaria. Mide la composicion, estado de carga y distribucion de energıa de iones y
electrones energeticos; puede detectar partıculas neutras rapidas y capturarlas. El ins-
trumento proporciona imagenes del plasma que circunda Saturno y determina la carga
y la composicion de los iones.
RADAR (radio detection and ranging instrument / Radar): Este radar permite captar las
senales de radio que provenientes de Saturno y/o sus lunas.
RPWS (Radio and Plasma Wave Science Instrument / Instrumento de Ondas Radio y Plas-
ma): Su objetivo es medir los campos magneticos en el plasma del medio interplanetario
y la magnetosfera de Saturno, ası como la densidad de electrones y temperaturas.
RSS (Radio Science Subsystem / Radar cientıfico): Basicamente, utiliza los radiotelescopios
situados en la Tierra para observar como cambian las senales emitidas por la nave al
atravesar objetos como la atmosfera de Titan, los anillos de Saturno, o incluso detras
del Sol.
UVIS (Ultraviolet Imaging Spectrograph / Espectrografo de Imagenes Ultravioleta): Es un
conjunto de detectores disenados para medir la luz ultravioleta reflejada o emitida
por las atmosferas, los anillos y las superficies; tambien determina sus composiciones,
distribuciones y temperaturas. El instrumento tambien determina las concentraciones
atmosfericas de hidrogeno y deuterio.
VIMS (Visible and Infrared Mapping Spectrometer / Espectrometro de mapeo en el visible
y el Infrarrojo): Compuesto por dos camaras, este instrumento capta con una de ellas
la luz visible, y con la otra la luz infrarroja. De este modo se pueden recoger detalles
nuevos en la superficie de Saturno y sus satelites, su composicion, la de sus atmosferas
y anillos.
20
1.3.2. Instumentos de la sonda Huygens
HASI (Huygens Atmospheric Structure Instrument / Instrumento de Estructura Atmosferi-
ca): Este instrumento se diseno para medir las propiedades electricas de la atmosfera
de Titan.
DWE (Doppler Wind Experiment / Experimento Doppler de viento): Se utilizo para medir
la velocidad y direccion de los vientos en la atmosfera de Titan.
GCMS (Gas Chromatograph Mass Spectrometer / Cromatografo de gases y espectrometro
de masas): Su objetivo era el analisis quımico de los gases en la atmosfera de Titan.
DISR (Descent Imager/Spectral Radiometer / Visor de Descenso/ Radiometro espectral):
Se diseno para medir el balance de la radiacion en la atmosfera de Titan. Tambien
determino caracterısticas locales de la superficie y su topografıa. Las imagenes en luz
visible e infrarroja crearon un mosaico que permitio reconstruir la zona de aterrizaje y
sus alrededores.
ACP (Aerosol Collector and Pyrolyser / Colector de Aerosoles y pirolizador): Se encargo de
capturar partıculas suspendidas en la atmosfera de Titan mediante un proceso de piroli-
sis, el cual descompone la materia organica compleja en sus compuestos quımicos basi-
cos.
SSP (Surface-Science Package / Paquete cientıfico de superficie): fue disenado para deter-
minar las propiedades fısicas de la superficie de Titan en el sitio de aterrizaje.
21
Figura 1.1: Diagrama de la nave Cassini y sus instrumentos.
22
Capıtulo 2
Geologıa, fısica y dinamica de
Encelado
En este capıtulo se hace un analisis comparativo de las lunas que orbitan Saturno. Ha-
cemos enfasis en nuestro objeto de estudio: la luna Encelado y su geologıa. Analizamos su
estructura interior y proponemos un modelo que describe esta estructura.
2.1. Las lunas de Saturno.
En comparacion, el sistema Saturniano es un sistema planetario en escala. Alrededor de
Saturno orbitan mas de 60 lunas heladas que varıan en forma, tamano, propiedades superfi-
ciales, edad y origen. Se cree que estas lunas se formaron de una forma similar a los cuerpos
que orbitan el Sol [JPL, 2004].
De forma general, podemos dividir a las lunas de Saturno en tres grupos de acuerdo a
la fraccion de masa con respecto a la masa total que orbita Saturno. Titan, por ejemplo,
equivale al 96 % de toda la masa que orbita Saturno y un grupo de seis lunas mayores tienen
una masa que equivale a cerca de 4 % restante. La masa restante la conforman el resto de
lunas pequenas y la masa de los anillos.
Tambien pueden dividirse a las lunas de acuerdo a sus propiedades orbitales en diez grupos
distintos, por ejemplo, el grupo de las lunas mayores interiores (que es el grupo de Encelado
(Fig. 2.1, Fig. 2.2)), el grupo de las lunas embebidas en los anillos y el grupo de las lunas
pastoras (Fig. 2.3) que acompanan y dan forma a algunos de los anillos. Existe tambien el
grupo de las lunas co-orbitales (Fig. 2.4), las alquionides (Fig. 2.5), las troyanas (Fig. 2.6) y
el grupo de las lunas exteriores mayores (que es el grupo de la luna Titan (Fig. 2.7)).
23
Los ultimos cuatro grupos orbitales son el grupo de las lunas con orbitas irregulares (e.g.
retrogradas), el grupo Inuit, el grupo Galico y el grupo de la luna Febe (Fig. 2.8).
Figura 2.1: De izquierda a derecha: Las lunas
Epimeteo (punto brillante en los anillos), En-
celado y Saturno.
Figura 2.2: De izquierda a derecha: Las lunas
Dione (parcialmente oculto por Saturno), Rea
y Encelado.
Figura 2.3: De izquierda a derecha: La luna
Pandora, el anillo F y la luna Prometeo.
Figura 2.4: Lunas co-orbitales; Epimeteo (iz-
quierda) y Jano (derecha).
24
Figura 2.5: Metone (diametro de 3 km) esta en-
tre la orbita de Mimas y de Encelado.
Figura 2.6: Las lunas Calipso y Elena estan
embebidas en el anillo E y son ejemplos de
lunas troyanas.
Figura 2.7: La luna Titan a traves de la camara
de la nave Cassini el 30 de enero de 2012.
Figura 2.8: La luna Febe tiene un diametro de
≈ 220 km y una orbita retrograda.
Las lunas que rodean a Saturno tienen historia propia. Algunas se parecen mucho entre sı,
mientras que otras no tienen nada que ver como se ha mostrado. Sin embargo, son mundos que
se entrelazan ya que estan contenidas en un mismo ambiente, el de Saturno. De las muchas
lunas descubiertas alrededor de Saturno, dos de ellas son las que han sido protagonistas en
esta actual mision de Cassini, Titan y Encelado.
25
2.2. Encelado en el Sistema Saturniano
Para poder entender lo que ocurre en la luna Encelado es conveniente revisar algunos as-
pectos de su relacion con Saturno. Saturno es fue identificado por algunas culturas antiguas,
por ejemplo, fueron los romanos quienes lo nombraron Saturno y lo consideraban el dios de
las cosechas.
Galileo Galilei (1610) fue el primero en observar a Saturno con su telescopio y le fue difıcil
entender la forma y el movimiento del planeta. Sin embargo, Galileo no pudo descubrir que
la aparente forma irregular de Saturno se debıa a que tenıa anillos. Fue Christian Huygens
(1655) dedujo que el planeta estaba rodeado por un enorme anillo.
Saturno es el segundo planeta mas grande del sistema solar. Se cree que se formo hace
mas de 4000 millones de anos, a partir de la misma nube de gas y polvo que giraba alrededor
del Sol y que tambien formo la Tierra y los otros planetas de nuestro Sistema Solar. La masa
de Saturno es 95.18 veces la masa de la Tierra [JPL, 2004].
Encelado fue descubierto en 1789 por William Herschel. Es probablemente el satelite mas
brillante de todo el sistema solar, ya que refleja casi el 100 % de la luz solar que incide sobre
su superficie. Es la sexta luna mas grande de Saturno, tiene una masa de aproximadamente
1.08 × 1020 kg, mide 504 km, de diametro y orbita a 238, 000 km con respecto al centro de
Saturno. Este pequeno satelite tiene una densidad promedio de 1.61 g/cm3, con un periodo
orbital de 1.37 dıas, una excentricidad de 0.0047 y una inclinacion al ecuador de Saturno de
0.0083o (vease la Tabla 2.1) [Porco, 2008].
Albedo ≈ 1
Masa 1.08× 1020 kg
Radio 252 km
Densidad 1.61 g/cm3
Excentricidad 0.0047
Distancia a Saturno 238, 000 km
Perıodo orbital 1.37 dıas
Inclinacion 0.0083o
Tabla 2.1: Propiedades fısicas de Encelado.
26
La luna Encelado tiene una gran diversidad geologica; desde terrenos abruptos y crateri-
zados hasta superficies casi lisas. Se ha detectado una tenue atmosfera transitoria producto
de las eyecciones criovulcanicas. Encelado se encuentra en una resonancia orbital de 2 : 1
con Dione (significa que por cada dos orbitas de Encelado, Dione completa solo una exac-
tamente), lo cual pudiera proporcionar la energıa necesaria para calentar levemente a este
satelite, aunque la causa (o causas) del calentamiento de Encelado es actualmente un tema
de investigacion. De hecho, la produccion de calor que se manifiesta en el polo sur de esta
luna es mucho mayor de lo que se preveıa.
2.3. Geologıa, estructura interna y dinamica de Ence-
lado.
2.3.1. Geologıa de Encelado.
Al observar la Tierra desde el cielo pueden verse facilmente una gran variedad de ras-
gos superficiales, por ejemplo, planicies, crateres y extensas cadenas montanosas y volcanes.
Algunos de estos rasgos revelan que existe una actividad sısmica y una actividad volcanica
debidas a la tectonica de las placas que producen cambio continuos en la superficie. Procesos
similares ocurren en Encelado y sus distintas regiones reflejan el pasado y el presente de esta
luna.
Las primeras imagenes enviadas por la nave Cassini mostraron que la superficie de En-
celado se renueva continuamente y que Encelado es uno de los cuerpos geologicamente mas
dinamicos del Sistema solar, [Porco et al., 2006, Spencer et al., 2006, Helfenstein, 2010].
El hemisferio norte de Encelado es una zona de pocos cambios llena de crateres que son
mas escasos en las regiones cercanas al Polo Sur (designaremos a esta zona SPT o South Polar
Terrain). El hemisferio sur, y en particular su zona polar, es una region joven de grandes
fracturas y actualmente activa. Es ahı donde se observan lo geiseres de gas y polvo, y es, por
supuesto, la region mas interesante e intrigante del satelite.
En Encelado se distinguen cuatro tipos de regiones caracterısticas:
1. Llanuras craterizadas (Fig. 2.9): Son regiones con una edad de hasta 4200 millones de
anos [Porco et al., 2006]. La gran cadena de crateres va de norte a sur y se ve delimitada
por la region SPT. Esta zona tiene crateres con diametros de menos de 40 km y relieve
topografico de menos de 100m hasta 1000m [Kargel y Pozio, 1996]. La forma de los
crateres se va perdiendo hacia el sur.
27
Figura 2.9: Regiones craterizadas en Encelado (se delimitan con lıneas rojas).
2. Llanuras fracturadas del Hemisferio Oriental (Fig. 2.10): Se ubican en 270oO. En esta
region se aprecia notablemente los efectos tectonicos. En el relieve se aprecian fosas de
hundimiento, pliegues que reflejan esfuerzos principalmente extensionales tambien mon-
tanas que indican esfuerzos compresibles. En esta region hay kilometros de depresiones,
fracturas y cordilleras. Esta regıon se divide en dos zonas principales: Sarandib (5oN ,
305oO) con una edad de aproximada de 170−3, 750 millones de anos [Porco et al., 2006]
y de rasgos compresibles aparentemente de empuje y la otra zona es Diyar (5oN ,
250oO). En la parte norte de Sarandib y Diyar los terrenos estan, en su mayorıa, for-
mados por llanuras estriadas y acanaladas. En la parte norte estan separados por una
dorsa, que es un peculiar sistema poligonal de cumbres redondeadas y domos alargados,
los cuales parecen haber sido expulsados de fracturas pre-existentes. Otro rasgo impor-
tante en esta region es Samarkand, que se encuentra a 35.0oN y 326.8oO. Tiene una
edad aproximada de entre 10 y 980 millones de anos [Porco et al., 2006]. Esta region
tiene rasgos de compresion compuestos por placas angulares, que se apilan en escalones
que se inclinan hacia el sur en angulos poco profundos. Una caracterıstica mas de esta
region son las llanuras reticuladas o fracturas superpuestas estratificadas, las cuales se
caracterizan por una compleja red de fracturas transversales [Helfenstein, 2010].
Figura 2.10: Region de llanuras fracturadas del Hemisferio Oriental.
28
3. Llanuras fracturadas del Hemisferio Occidental (Fig. 2.11): Se ubican, en promedio, a
los 90oO. Son regiones que han cambiado por el tectonismo de la luna, aunque algunos
rasgos de la geologia temprana del Hemisferio Occidental podrıan haber perdurado.
Ademas, se han encontrado palimpsestos o antiguos crateres de impacto que se han ido
distorsionando por la tectonica, enterrados o termicamente erosionados.
Figura 2.11: Region de llanuras fracturadas del Hemisferio Occidental.
4. Terreno del Polo Sur (SPT): Es la zona mas enigmatica de Encelado, ya que es com-
pleja y activa. Es un terreno joven de intensa deformacion. La edad de la region es
de aproximadamente 500 mil anos [Porco et al., 2006, Nimmo y Pappalardo, 2006]. El
SPT se distingue por sus patrones tectonicos y el albedo inusual. La region se ve inte-
rrumpida por los patrones de fracturas complejas y separadas del resto de Encelado por
una cadena sinuosa de taludes, cordilleras paralelas y canales 55oS de latitud cubriendo
un area de cerca de 70 mil km2 [Porco et al., 2006]. El interior de la SPT se caracteriza
por una compleja red de fracturas transversales.
Los patrones locales de fracturas varıan de conjuntos ortogonales a rectos, las cuales
muestran desplazamientos aparentes de corte lateral o altamente reticulado en algunos
lugares. Estos desplazamientos se desvıan para formar patrones con forma de arco ca-
si circulares que puedrıan ser crateres de impacto degradado. Alternativamente, estos
patrones cuasi circulares tambien puedrıan ser expresiones superficiales de diapiros en
subsuelo [Nimmo y Pappalardo, 2006, Stegman et al., 2009]. Es importante mencionar
que el potencial de energıa detectada en el polo sur de Encelado esta entre aproximada-
mente 6 y 15GW [Spencer et al., 2006, Howett et al., 2011], y se asocia con el conjunto
de fracturas conocido como rayas o bandas de tigre.
29
2.3.2. Rayas de Tigre.
Esta es la region mas emblematica de Encelado. Se caracteriza por una serie de grietas de
alrededor de 500m de profundidad, 2 km de ancho y una longitud de 130 km [Porco et al., 2006].
Hay principalmente 4 grandes agrietamientos o sulci (bandas): Alejandrıa, Cairo, Bagdad y
Damasco. Las rayas de tigre (Fig. 2.12) exhiben la caracterıstica emision termica producto
del criovulcanismo del cual hablaremos en detalle en el siguiente capıtulo.
El origen de estas fracturas es un misterio. Melosh,(1980) calculo analıticamente las dis-
torsiones de un cuerpo mediante la representacion de las tensiones. Este metodo busca demos-
trar si el patron de la deformacion en un planeta es inducida por una reorientacion en los ejes
de rotacion . De acuerdo con lo anterior, el patron de deformacion observada para las bandas
de tigre parece ser mas consistente con los campos de esfuerzos y patrones tectonicos. Este
metodo predice una rotacion a partir de los 90o [Melosh, 1980, Matsuyama y Nimmo, 2008].
Otra hipotesis similar [Nimmo y Pappalardo, 2006] sugiere que la posicion de las rayas
de tigre fue causado por un desplazamiento polar verdadero (TPW), esto es, que su origen
podrıa ser una consecuencia de un cambio en el movimiento de la superficie solida con res-
pecto al eje de rotacion y corresponden posiblemente a varios patrones de fractura globales
con una rotacion de unos 30o. Sin embargo, en ambos casos los patrones de fallamiento son
globales en su extension y estan uniformemente distribuidos a traves de la superficie. Es decir
que ambos modelos no explican el porque de la deformacion se limita solo a la region del
polo sur [Stegman et al., 2009].
Al final, la geologıa de esta luna es un rompecabezas que apenas se esta tratando de recons-
truir con los datos que la nave ha enviado. Aunque los modelos geologicos, junto con los
modelos geofısicos, podrıan ayudar a resolver el misterio de Encelado.
Figura 2.12: (a) El Polo sur de Encelado y sus rayas de tigre. (b) Perfiles termicos de las
Rayas de tigre y perfil termico de la raya Bagdad.
30
2.4. Fuentes de Calor del Criovulcanismo.
El Criovulcanismo es una forma frıa de vulcanismo, en el cual, en lugar de expulsar
material magmatico de altas temperaturas, la eyeccion es frıa. El criovulcanismo en el Sistema
solar no es raro. Lo podemos observar en algunos satelites de planetas exteriores como Europa,
Encelado y Triton (satelites de Jupiter, Saturno y Neptuno respectivamente). Sin embargo,
Encelado resulta especial porque se ha captado en plena erupcion y parte del material que
expulsa ha sido analizado por los intrumentos de la nave Cassini. Una de las cuestiones que
no se ha resuelto satisfactoriamente es cual o cuales son y cuanto aportan las fuentes de calor
que alimentan el criovulcanismo en Encelado. Se proponen los tres siguientes procesos como
fuentes de energıa:
1. Procesos de acrecion del satelite:
La energıa de acrecion es comun en la formacion de los planetas y se cree que parte de
la energıa interna de Encelado es producida por algun remanente de esta acrecion. Sin
embargo, aun no se sabe con exactitud cuanta energıa se deriva de este proceso y si es
verdaderamente relevante.
2. La desintegracion radiogenica de elementos presentes en el nucleo:
Se considera la desintegracion de los elementos radiactivos de vida corta (e.g., Al26) y
larga (e.g., K40, U235, U238 y/o Th232) presentes en el nucleo de silicatos.
Dorofeeva y Ruskol,(2010) proponen que el calentamiento debido a la acumulacion de
energıa por elementos radiactivos de corta vida es pequena, y solo en el transcurso de
varios millones de anos la energıa de isotopos radiactivos de larga vida proporcionarıa
el calor suficiente para fundir el amonio (cuyo punto de fusion es 173K). Se calcula que
la tasa de disipacion del calor radiogenico es del orden de 0.3GW [Porco et al., 2006,
Schubert et al., 2007]. Comparativamente se puede apreciar que esta fuente de energıa
es muy pequena
3. Las fuerzas de marea que deforman continuamente al satelite:
Esta es quizas la fuente de energıa mas viable. Se debe al efecto diferencial gravitacional
sobre el cuerpo de Encelado cuya orbita es excentrica (0.0047) producidos por Saturno
y los efectos resonates con la luna Dione que tiene un perıodo de traslacion alrededor
de Saturno del doble de Encelado. Comparativamente, las fuerzas de marea aportan
la mayor cantidad de energıa a Encelado. Los efectos de atraccion gravitatoria sobre
Encelado hacen que se elongue y se contraiga continuamente. Estos esfuerzos constantes
en la luna dependen de la distancia que esta se encuentre con respecto a Saturno y Dione
y a la composicion promedio de Encelado.
31
La ecuacion que se utiliza para calcular la energıa de disipacion de marea es la siguiente:
dE
dt= −21
2
(ΩR2)
G
k2Qe2 (2.1)
Ω es la frecuencia angular orbital, e excentricidad y R es el radio de satelite. G es la
constante gravitacional, k2 es el numero Love de marea, que depende de la densidad y
rigidez del satelite y determina la amplitud de deformacion. El factor Q es la relacion
entre la energıa total de una oscilacion y la energıa disipada por ciclo y es proporcional
al retardo de fase de la marea, Q = 0.2/π. Es importante mencionar que el valor real
de Q es desconocido, lo cual genera una incertidumbre importante en los calculos. El
calculo de la cantidad de energıa de marea dependera en gran medida de los parametros
fısicos que se le otorguen al material. Pueden considerarse la rigidez, la viscosidad, la
elasticidad, etc. Entre otros factores importantes, esta la diferenciacion existente en el
interior de Encelado que es otra fuente de incertidumbre.
Diferentes valores en los parametros fısicos de Encelado nos llevan a diferentes tasas de
disipacion de energıa de marea.
Un estudio realizado hace varios anos [Ross y Schubert, 1989] demostro que la energıa
de disipacion por marea podrıa llegar a ser de hasta 1TW .
Otros autores [Meyer y Wisdom, 2007, Roberts y Nimmo, 2008] han calculado una ener-
gıa de marea de 1.1GW , asumiendo un cuerpo con simetrıa radial con una capa de
silicato uniforme, un oceano y una capa de hielo en el que la temperatura y la visco-
sidad son propios de un entorno convectivo. Tambien se encontro que la disipacion
de las mareas en los silicatos era insignificante para cualquier viscosidad probable
[Collins y Goodman, 2007].
En resumen (Tabla 2.2), todo parece indicar que la tasa de disipacion de energıa por
efectos de marea es responsable del mayor calentamiento de Encelado.
Fuentes de energıa Potencia Referencia
Disipacion de marea 1TW − 1GW [Ross y Schubert, 1989]
[Roberts y Nimmo, 2008], [Meyer y Wisdom, 2007]
Desintegracion de isotopos ≈ 1GW [Porco et al., 2006], [Schubert et al., 2007]
Acrecion planetaria Desconocida –
Tabla 2.2: Fuentes de energıa de Encelado de acuerdo a diferentes autores.
32
2.5. Estructura interna: estatica y dinamica.
En secciones anteriores de este capıtulo se abordaron caracterısticas meramente superfi-
ciales de Encelado. En esta seccion exploramos la estructura del interior de Encelado.
Aunque existen algunos modelos tentativos con base en los datos colectados, esta cuestion
sigue abierta. En general, analizamos parte de las evidencias en busca de definir esta cues-
tion, por ejemplo, la emision de calor de la zona sur sugiere un interior calido y diferenciado
[Schubert et al., 2007]. Con estas evidencias, proponemos un modelo -dinamico- para la es-
tructura del interior de Encelado, aunque solo asociado al hemisferio sur.
Los semiejes del cuerpo de Encelado tiene las siguientes medidas a ≈ 256.6, b ≈ 251.4,
y c ≈ 248.3 km [Thomas et al., 2007], esto nos dice que es casi una esfera. La densidad de
Encelado de 1.61 g/cm3, su albedo de ≈ 1, ası como la gran cantidad de material que expulsa
al exterior nos sugieren que Encelado esta compuesto de un nucleo de silicatos cubierto por
un manto de hielo. En particular sus eyecciones sugieren que entre el nucleo y el manto existe
un oceano de agua lıquida.
Las primeros modelos del interior de Encelado se basan en una descripcion global del
satelite. Varios autores [Spencer et al., 2006, Schubert et al., 2007, Matson et al., 2007] dis-
tinguen dos tipos de estructuras, una estructura interna y estatica que corresponderıa a casi
toda la esfera de Encelado y otra dinamica exclusiva del polo sur donde se llevan a cabo los
procesos criovulcanicos.
Para el modelo estatico (Fig. 2.13), se asume que el volumen interior de Encelado esta com-
puesto aproximadamente en un 50 − 60 % [Schubert et al., 2007] de roca cubierto de una
capa de hielo de 100 km de espesor (suponiendo que las presiones en encelado podrıan lle-
gar a 1MPa a una profundidad de aproximadamente 10 km [Nimmo y Pappalardo, 2006,
Schubert et al., 2007, Barr y McKinnon, 2007].
Otros autores [Porco et al., 2006, Schubert et al., 2007, Postberg et al., 2008] sugieren ademas
una capa capa de agua profunda o camaras de agua someras (Fig. 2.14). Las dimensiones de
esta capa lıquida es una cuestion que aun se debate.
Instrumentos como el espectrometro CIRS han detectado altas emisiones termicas en
el polo sur [Spencer et al., 2006] que revelan la intensa actividad asociada a las rayas de
tigre. Los intrumentos UVIS e INMS detectaron una nube de vapor de agua en el polo
sur. El INMS encontro pequenas cantidades de CO2, CH4, CO y N2 [Hansen et al., 2006]
[Waite et al., 2006] y el CDA ha medido una gran concentracion de granos de polvo por
encima del polo sur [Spahn et al., 2006].
Tratando de explicar las asimetrıas observadas, partimos de las mediciones y modelos
propuestos por Postberg et al. (2009) y Kieffer et al. (2006) y suponemos un nucleo de
33
roca (silicatos) de aproximadamente 150 km de espesor como un promedio de lo propuesto
por otros autores [Stegman et al., 2009, Schubert et al., 2007, Tobie et al., 2008] que asumen
un rango de espesor de entre 140 y 170 km con una densidad cercana a los 2750 kg/m3
[Collins y Goodman, 2007, Matson et al., 2007].
Figura 2.13: Modelo de la estructura interna
de Encelado: nucleo rocoso y manto de hielo.
Figura 2.14: Modelo de la estructura interna
de Encelado: Nucleo rocoso, interfaz de agua
lıquida y manto de hielo.
Suponemos tambien un manto de hielo que es sistematicamente afectado por fuerzas de
marea, que da como resultado una fusion parcial del manto con la cual se obtiene una capa
lıquida.
2.6. Fuerzas de marea y fusion parcial del manto de
hielo
Los datos de Cassini nos han ayudado a tener una idea de los procesos que se llevan a
cabo en el interior de Encelado, sin embargo, la clave para poder entender estos procesos
esta en la estructura interna de su polo sur. El espectrometro CIRS de Cassini ha medido
que en la region polar sur (SPT) se disipa energıa con tasas de entre aproximadamente 6GW
[Spencer et al., 2006] y hasta cerca de 15GW [Howett et al., 2011]. Esta potencia es producto
de las fuerzas de marea, pues debido a la orbita excentrica de Encelado, este es sometido a
deformaciones periodicas. Debido a las propiedades viscoelasticas de materiales planetarios
(hielo o silicatos), parte de la energıa mecanica asociada con la deformacion de las mareas se
disipa en calor. La idea manejada por muchos autores es que estas deformaciones calientan el
nucleo, pero tambien calientan el manto y lo funden parcialmente. Behounkova et al. (2010)
34
y (2012) desarrollan un modelo numerico 3D que resuelve simultaneamente la produccion
de calor producido por la friccion de las mareas y de calor producido por la conveccion. Se
incluye consistentemente el efecto de las variaciones de viscosidad y consideran un deposito
de agua lıquido de dimensiones variables. Se consideran ademas que previamente a la fusion
hay un efecto de pre-fusion que mejora el flujo de energıa y, por lo tanto, una reduccion de
la viscosidad cerca del punto de fusion. El principal efecto de la pre-fusion es el aumento de
la energıa de activacion y por lo tanto el aumento de la dependencia de la temperatura cerca
del punto de fusion. El modelo utiliza la ley de Arrhenius, i.e.,
η(T ) = ηref × exp
(Ea
RTref
[TrefT− 1
])(2.2)
donde ηref es la viscosidad a la temperatura de referencia Tref ( ≈ 255K), y Ea es la
energıa de activacion. Por ejemplo, la viscosidad de referencia a T = 255K es tıpicamente
del orden de 1015 Pa · s para un tamano de grano de alrededor de 1mm y para tensiones
diferenciales de aproximadamente 0.01MPa. La energıa de activacion es tıpicamente igual a
50 kJ/mol para T < 255K y 190 kJ/mol para T > 255K.
Las propiedades de los materiales planetarios dependen en gran medida de la temperatura
entre la produccion de calor por la friccion de las mareas y la transferencia de calor por
conveccion termica y conduccion. La disipacion de marea inducida por la interaccion con Sa-
turno se calcula suponiendo un campo de viscosidad efectiva determinado a partir del campo
de temperatura y se ha incluido como una fuente heterogenea de calentamiento volumetrico
en las ecuaciones de la conveccion termica.
Aunque este modelo apoya la existencia de un oceano interno, obtiene tasas de disipacion
demasiado pequenas para estabilizar un oceano interno y no explica el porque de la asimetrıa
en la actividad vulcanica, ni mucho menos la tasas de energıa observadas.
2.6.1. Oceano local de Encelado.
Despues de revisar algunas de las evidencias que sugieren el tipo de estructura interna
en Encelado, no es tan sorprendente que una inyeccion de energıa comparable a la que
proporcionan las fuerzas de marea fundan parcialmente el manto bajo y generen una camara
de agua lıquida. En busca de calcular la posible extension y distribucion de este reservorio de
agua lıquida, partimos de un modelo simplificado de un Encelado diferenciado en dos capas:
un nucleo de sılice de 150 km de radio y una capa de manto-corteza con una extension radial
de aproximadamente 100 km que es parcialmente fundida por los efectos de marea.
Los modelos y las mediciones [Porco et al., 2006, Nimmo y Pappalardo, 2006] sugieren
que la actividad vulcanica de Encelado es de apenas 500 mil anos y si suponemos que la
35
energıa de marea tiene un efecto acumulativo que ha calentado sistematicamente el interior
por 500 mil anos (= 4t) de forma constante, se puede calcular cuanta masa de hielo se funde
en este intervalo de tiempo a partir de consideraciones termodinamicas simples suponiendo
que este cambio de fase es puramente isotermico, i.e., el sistema se mantiene a 273K.
Para calcular cuanta masa (4m) se funde en este cambio de fase, usamos la ecuacion de
calor latente:
4m = 4Q/lf (2.3)
Donde 4Q corresponderıa a la energıa disipada por marea y lf es el calor latente de fusion
del agua (3.34× 105 J/kg en MKS).
Los valores observados y estimados de energıa disipada por marea se expresan como potencias
(P = 4Q/4t). Nos conviene entonces reescribir la ecuacion 2.3 en terminos de4m/4t (masa
fundida por unidad de tiempo):4m4t
=P
lf(2.4)
De forma simplificada, suponemos que la energıa se distribuye de manera homogenea y pro-
porcionalmente a la masa de cada una de las capas de Encelado (en promedio un nucleo
y un manto). La energıa de marea que se disipa en el manto se traduce en la tectonica y
las subsecuentes fracturas observadas en la corteza de Encelado. Creemos que este oceano es
local porque la region del polo sur es el unico lugar donde se manifiesta el criovulcanismo. Las
evidencias [Postberg et al., 2008, Postberg et al., 2009] indican que el hielo fundido esta pre-
sente en la interfaz de contacto entre el nucleo y el manto, lo cual significa que el calor del
nucleo es transferido sistematicamente al hielo por conduccion. Se considera entonces que la
fraccion de energıa que funde el hielo del manto bajo proviene, en realidad, del nucleo y se
transmite al manto bajo por conduccion.
Calculamos la fraccion de la masa total del satelite (ME) que el nucleo (Mn) representa:
Mn
ME
=ρV
ME
=2750 kg/m3[4
3π(150× 103m)3]
1.08× 1020= 0.36 (2.5)
Obtenemos que el nucleo representa un 36 % de la masa total y suponemos entonces que
36 % de la energıa de marea (Em) se distribuira en el nucleo del satelite y alrededor de 64 %
sera absorbida por el manto de hielo. Lo anterior se expresa como sigue:
Em = 0.64Em + 0.36Em = Eh + En (2.6)
Donde Eh es la energıa disipada en el manto de hielo y En es la energıa disipada en nucleo
del satelite.
36
Porco et al.,(2006) y Nimmo y Pappalardo, (2006) suponen que las tasas de disipacion de
energıa (P ) se han mantenido constantes durante los ultimos 500 mil anos (4tg = 1.55×1013s)
y estiman que estan en el intervalo 1GW -1TW . Con las consideraciones anteriores, la masa
total de agua fundida actual es:
Magua liquida =
(0.36P
lf
)4tg (2.7)
cuyo volumen equivale a:
∆V =Magua liquida
ρH2O
(2.8)
Donde ρH2O = 1000 kg/m3 es la densidad del agua. Para las diferentes tasas de disipacion se
muestran los diferentes volumenes en la tabla 2.3.
Potencia(Watts) Tasa total de masa fundida(kg/s) Volumen(m3)
109 1.67× 1016 1.67× 1013
1010 1.67× 1017 1.67× 1014
1011 1.67× 1018 1.67× 1015
1012 1.67× 1019 1.67× 1016
Tabla 2.3: Tasas de masa y volumen fundido.
Este volumen de agua queda confinado entre el nucleo y el manto, pero solo en el he-
misferio sur. Esperarıamos que su grosor sea mayor en la parte central y menor cerca de las
zonas ecuatoriales. Suponemos que la forma natural debe aproximarse a un medio cascaron
elipsoidal centrado en el nucleo (como mostramos en la Fig.2.15).
Calculamos el volumen restando el volumen de una esfera (que representa al nucleo) al
volumen de un elipsoide de seccion circular. La profundidad maxima de este volumen de
agua (∆h) corresponde a la diferencia entre el semieje mayor de nuestro elipsoide (R) y radio
del nucleo (r), es decir, ∆h = R − r. Notese que los otros dos semiejes del elipsoide tiene
longitudes iguales a r.
37
Figura 2.15: Modelo de la distribucion local de agua en Encelado.
El volumen del agua fundida (∆V ) corresponde a:
∆V =1
2(Vel − Vn) (2.9)
cuyo valor ya calculamos (c.f. 2.9). Los volumenes del elipsoide y la esfera son Vel =
4/3πr2R y Vn = 4/3πr3 respectivamente, por tanto:
∆V =1
2
[4
3π(r2R)− 4
3π(r3)
](2.10)
o
∆V =4
6πr2(R− r) =
4
6πr2∆h (2.11)
Despejando ∆h:
∆h =6∆V
4πr2(2.12)
Que corresponde a la profundidad maxima del oceano hemisferico. Sustituyendo los valo-
res numericos (2.9) obtenemos los estimados para la profundidad del oceano local, ∆h, que
mostramos en la Tabla 2.4.
38
Potencia (Watts) ∆h (km)
109 0.35
1010 4
1011 35
1012 354(!)
Tabla 2.4: Espesor del Oceano hemisferico.
Se observa que el hecho de suponer a las fuerzas de marea como la fuente de la energıa
que funde el hielo del manto nos da un espesor de agua considerable, pero consistente.
El valor obtenido debe tomarse con ciertas reservas, sin embargo, una profundidad de unas
cuantas decenas de kilometros es consistente.
2.6.2. Diagramas de fase
Puede obtenerse una gran cantidad de informacion util, en nuestro caso, del estudio de
los diagramas de fase. La construccion del diagrama de fase se reduce, en nuestro caso, a la
identificacion de las variaciones de presion y temperatura con respecto a la profundidad, lo
que esta ligado a la estructura fısica y los procesos fısicos y quımicos que se llevan a cabo en
el interior.
Con las mediciones de Cassini, especıficamente del instrumento CIRS, se han registrado
temperaturas de ≈ 145K en las bandas de tigre y de ≈ 70K en los alrededores de ellas. Se
infiere que se tienen temperaturas mas elevadas en el interior, por ejemplo suponemos que en
la interfaz agua lıquida-manto de hielo la temperatura es cercana al punto triple 273K y que
en la interfaz entre el agua lıquida-nucleo de silicatos la temperatura esta cerca del punto de
ebullicion 373K. En este ultimo caso, es posible que exista alguna alteracion hidrotermal, es
decir, un proceso geologico en el cual la roca sufre metamorfismo debido a la interaccion del
agua con la roca. Esta alteracion se da en un ambiente de altas temperaturas, ocasionando
disociacion de en los componentes de la roca y puede dar origen a nuevos minerales.
Los valores de presion y temperatura en estas regiones de transicion son de particular
interes en nuestro estudio. Con base en la misma diferenciacion, consideramos una columna
desde la superficie del nucleo hasta la superficie de Encelado y calculamos las presiones en
las regiones de transicion con la ecuacion de presion hidrostatica:
dP
dh= ρ g (2.13)
39
Para efectos de calculo, el valor de la aceleracion de la gravedad puede considerarse
constante; en gran parte por la composicion del manto y por el pequeno tamano de Encelado.
Vemos, por ejemplo, que en la intefaz nucleo-agua, la aceleracion es:
g =GM
R2=GV ρ
R2=
4
3πGρR = 0.115m/s2 (2.14)
Donde G = 6.693×10−11m3/kgs2 es la Constante universal de gravedad, m es la masa(= V ρ)
en este caso del nucleo y R es el radio tambien del nucleo. La densidad del nucleo se ha
supuesto constante (ρ = 2750 kg/m3). La aceleracion debida a la gravedad en la superficie
de Encelado se puede estimar y es g = 0.113m/s2. En nuestros calculos usamos el promedio
de las aceleraciones mınima y maxima, i.e., g = 0.114m/s2.
Basados en el modelo de la seccion anterior, consideramos una columna en el polo sur de
Encelado diferenciada en una capa inferior de silicatos de 150 km (ρ = 2750 kg/m3, equiva-
lente a la parte del nucleo), una capa media de agua de 35 km (ρ = 1000 kg/m3, equivalente
al oceano interno) y una capa superior de 65 km de hielo (ρ = 920 kg/m3, correspondiente
al manto). En la Fig.2.16 podemos ver como se ha caracterizado el interior del polo sur de
Encelado en cuanto a presion y temperatura se refiere.
Figura 2.16: Valores de presion y temperatura en las regiones de transicion de Encelado.
Con un ajuste no lineal se obtiene una curva general que describe la relacion entre presion
y temperatura (ver Fig. 2.17):
40
Figura 2.17: Diagrama Presion-Temperatura
P = 0.01T 1.65 (2.15)
Equivalentemente, la relacion entre la profundidad y la presion es:
Figura 2.18: Diagrama Profundidad-Presion
con la ecuacion:
h = 1.91P 0.84 (2.16)
41
Que muestra una relacion casi lineal entre la presion y la profundidad. La curva descrita por
la Ec. 2.15 se muestra en el contexto del diagrama de fase del agua ( lınea discontinua, Fig.
2.19). Nuestra curva esta algo alejada del punto triple, lo que puede explicarse por el hecho
de que la composicion y, por tanto, las densidades del manto no son tan homogeneas como
hemos supuesto.
Figura 2.19: Diagrama de fase del agua. Se agrega la curva de la Ec. 2.15 como referencia.
2.7. Un yacimiento de clatratos en el manto en Ence-
lado.
Los Instrumentos INMS y CDA sugieren que el material que emanan los geiseres se
compone de aproximadamente entre 90 y 94 % de vapor de agua, un 5 % de CO2, un
0.9 % de CH4, un 0.8 % de NH3 y pequenas cantidades de materia organica, H2S, y 40Ar
[Waite et al., 2006, Waite et al., 2010, Postberg et al., 2008, Postberg et al., 2009? ]. Aun-
que el N2 tambien podrıa ser significativo, no es posible asegurarlo, pues el INMS no puede
distinguir entre este elemento y el C2H4 [Waite et al., 2010](ver Tabla 2.5y Fig.2.20).
42
Figura 2.20: Histograma de los componentes quımicos de los geiseres de Encelado con base
en las mediciones del instrumento INMS el 9 de octubre del 2008.
Especie Proporcion de mezcla molar
H2O 0.9 ± 0.01
CO2 0.053 ± 0.001
CO [0.044]
H2 [0.39]
H2CO (3.1 ± 1)× 10−3
CH3OH (1.5 ± 0.6)× 10−4
C2H4O < 7.0× 10−4
C2H6O < 3.0× 10−4
H2S 2.1 pm 1.1× 10−5
Ar40 3.1 ± 0.3× 10−5
NH3 8.2 ± 0.2× 10−3
N2 < 0.011
HCN < 7.4× 10−3
CH4 (9.1 ± 0.5)× 10−3
C2H2 (3.3 ± 2)× 10−3
C2H4 < 0.012
C2H6 < 1.7× 10−3
C3H4 < 1.1× 10−4
C3H6 (1.4 ± 0.3)× 10−3
C3H8 < 1.4× 10−3
C4H2 (3.7 ± 0.8)× 10−5
C4H4 (1.5 ± 0.6)× 10−5
C4H6 (5.7 ± 3)× 10−5
C4H8 (2.3 ± 0.3)× 10−4
C4H10 < 7.2× 10−4
C5H6 < 2.7× 10−6
C5H12 < 6.2× 10−5
C6H6 (8.1 ± 1)× 10−5
Tabla 2.5: Compuestos de los geiseres de Encelado detectadados con el INMS del 9 octubre
del 2008.
43
Los compuestos que se han identificado en los geiseres han sido un punto de partida para
poder describir el interior de Encelado. Con base en esto, creemos que una capa de clatratos
mezclada con hielo de agua explicarıa, en parte, la quımica de Encelado. Cuando hablamos
de clatratos nos referimos a un ensamble de moleculas de agua que confinan a otras moleculas
con composicion y fase distinta (ver Fig.2.21). Los clatratos son, para efectos practicos, jaulas
de agua. En conjunto, estas jaulas pueden formar diferente arreglos y tamanos.
En la Tierra, nos referimos a los clatatos como hidratos de CO2 y CH4 o inclusiones y se
encuentran en las profundidades del oceano y en el permafrost de los polos.
Figura 2.21: Estructura de una molecula de clatrato de metano.
La idea de que en Encelado los clatratos son fundamentales en los mecanismos criovulcani-
cos fue planteada inicialmente por Kieffer et al. (2006). En esta tesis apoyamos parcialmente
esta idea, pues una caracterıstica de los clatratos es que son inestables al contacto con el
agua y a cambios bruscos de temperatura y presion, por lo mismo, tambien son inestables
cuando se exponen a los movimientos tectonicos.
En general, si el equilibrio del clatrato se altera, se puede liberar la energıa que tiene alma-
cenada violentamente. Es muy probable que los clatratos en Encelado se hayan originado
desde la propia formacion de este satelite, cuando su masa se fue acrecionando a partir de
compuestos como el CO2, el CH4 y el NH3 que ya estaban presentes en el manto.
44
Figura 2.22: (a) Diagrama de fase del CO2 y (b) Diagrama de fase del CH4.
Adicionalmente, el instrumento CDA de Cassini ha detectado sales [Postberg et al., 2009]
en las geiseres de Encelado que apoyan la existencia de agua lıquida en el interior del sateli-
te. Se infiere que el agua lıquida removio estas sales de las capas externas del nucleo y las
45
transporto hacia el exterior con ayuda de los mecanismos criovulcanicos.
Todo lo anterior, nos lleva a pensar que el agua lıquida en Encelado no es totalmente pura,
sino una mezcla de H2O, sales y otros diversos compuestos. Algunos compuestos de este
oceano que no son solubles en agua escapan hacia la superficie y debido a las condiciones de
presion y temperatura en que se encuentren permearan la capa de hielo, pudiendo quedar
confinados en forma de clatratos.
Conviene analizar dos compuestos importantes: CO2 y CH4 que son de los mas abundantes
en Encelado. Este analisis sera util para poder entender como se comportan estos compuesto
en el interior de Encelado y en las diferentes etapas criovulcanicas.
Las Figs. 2.22 (a) y (b) nos describen las diferentes fases de los compuestos CO2 y CH4
[Lundgaard y Mollerup et al., 1992] en funcion de la presion y temperatura en el interior de
Encelado (lınea discontinua). Para el intervalo de temperaturas que se cree existen en el in-
terior de Encelado (70− 373K), con el diagrama de fase (Figs. 2.22(a)) se puede delimitar a
que profundidades encontraremos al CO2 en estado liquido o solido. Se observa que la lınea
de los 65 km de profundidad separa la fase solida de la lıquida. Por encima de los 65 km el
CO2 estara en estado solido y por debajo estara en estado lıquido. La lınea de los 65 km
de profundidad tambien marca la separacion de estructuras para el CH4. En este caso, por
encima de esta lınea el metano se encuentra en estado lıquido (estructura I) y por debajo,
en estado gaseoso (estructura II).Lo anterior sugiere que encontraremos distintos tipos de
clatratos CO2 y CH4 a diferente profundidad.
Deducimos que debido, a las condiciones de presion y temperatura de Encelado, el CO2 y el
CH4, tendran estados fısicos diferentes. Lo que no es claro es cual es distribucion de estos
compuestos en el manto, pero podemos deducir que hay migraciones de estos compuestos de-
bido a la tectonica provocada por los efectos de las fuerzas de marea. Estas fuerzas hacen que
los compuestos confinados en el hielo migren a otros espacios dentro del manto modificando
el hielo (metamorfismo), por ejemplo, haciendolo mas poroso y fragil. Suponemos que con
el tiempo los clatatos, se aglomeran conformando yacimientos en el manto suficientemente
grandes como para diferenciar el manto.
En la figura (Fig. 2.23) se muestra la descomposicion de clatrato, nosotros hemos marcado
una linea roja discontinua descrita por la Ec. 2.15(variacion de la presion y temperatura en
el interior de Encelado). En la figura (Fig. 2.23) tambien podemos observar que a los 15 km
el CO2 solido es mas abundante que el hielo de agua. Consideramos entonces que a los 15 km
de profundidad se separan la corteza y el manto. Y considerando tambien que el instrumento
VIMS de Cassini detecto compuestos como CO2, H2O reafirmamos una ultima capa corteza
con un espesor de 15 km.
46
Figura 2.23: Diagrama de fase para clatratos [Kieffer et al., 2006]. Se agrega la curva de
presion vs. temperatura de la Fig.2.17 como referencia.
Figura 2.24: Modelo de la estructura interna de Encelado propuesto en este trabajo.
47
Capıtulo 3
Actividad criovulcanica (mecanismos
de eyeccion)
En este capıtulo explicamos los posibles procesos que dan lugar a la expulsion de gas y
polvo de Encelado.
Figura 3.1: Descubrimiento de los geiseres de Encelado.
3.1. Mecanismos de Eyeccion
El criovulcanismo en Encelado se confirmo el 27 de Noviembre del 2005 con una imagen
(ver Fig.3.1) tomada por la nave Cassini, en uno de sus acercamientos a Encelado. En la
imagen se observaba claramente un geiser de gas, vapor y polvo de agua que se elevaba sobre
el polo sur a traves de las fracturas conocidas como rayas de tigre. Como hemos visto en los
capıtulos anteriores, los geiseres son de partıculas microscopicas de hielo con sales, vapor de
48
agua y otros compuestos ligeros como metano, bioxido de carbono y nitrogeno.
Ya hemos tocado dos puntos fundamentales para entender el mecanismo de eyeccion de
los geiseres, que son: la estructura del interior y las fuentes de calor de Encelado. Para con-
tinuar partiremos de la estructura interna propuesta en el capıtulo anterior (c.f. la Fig. 2.24)
y analizamos la viabilidad de esta hipotesis con base en los mecanismos criovulcanicos. Pre-
sentamos tres posibles escenarios:
(a) Desgasificacion del manto: Mecanismo de eyeccion usando solo clatratos.
(b) Despresurizacion del oceano: Mecanismo de eyeccion con base en un oceano o camara
de agua.
(c) Mecanismo hıbrido.
A continuacion discutimos cada uno:
3.1.1. Desgasificacion del manto: Mecanismo de eyeccion usando
solo clatratos
Particularmente en las regiones del polo sur, las fuerzas de marea que ejerce Saturno
sobre Encelado parecen tener un mayor efecto, produciendo grietas que se abren y cierran
cıclicamente, lo cual provoca que los clatratos del manto se desestabilicen (Fig.3.2).
-
Figura 3.2: Modelo de desgasificacion de un manto de clatratos.
49
Por ejemplo, cuando Encelado esta alrededor de su perigeo, las grietas se cierran y cuando
en su apogeo se abren. Cada vez que una grieta se abre, parte de las capas internas del
manto quedan expuestas al vacıo extremo y, en consecuencia, el hielo se evapora/sublima y
los volatiles confinados en los clatratos se liberan violentamente.
Resaltamos que en estos yacimientos pueden ser producto de la migracion de gases atra-
pados en el hielo provocados por la dinamica de la tectonica.
Para las moleculas de los clatratos de las paredes internas y expuestas de las grietas, una
gran parte (aquı una fraccion k) de su energıa almacenada -que entendemos como su energıa
de enlace, Ep- se transforma en energıa cinetica, Ec, i. e.,
Ec = kEp (3.1)
Implıcitamente se asume que, al momento de disociarse cada molecula, gran parte de la
energıa almacenada en el enlace se pierde a traves de la friccion/colisiones entre las moleculas
(k < 1; donde 1 corresponde al 100 % de la energıa). Estrictamente, solo una fraccion mınima
de esta energıa (aquı suponemos el mınimo k ≈ 1 %) se traducira en movimiento efectivo por
el gran numero de partıculas por unidad de volumen. Por lo tanto:
1
2mv2 = kEp (3.2)
La velocidad de una molecula tıpica sera:
v =
√2k(Ep)
m(3.3)
Que podemos comparar con la rapidez maxima de los gases de los geiseres.
Se infiere, a partir de los elementos y compuestos observados, que la subcorteza de hielo
de agua de Encelado puede contener clatratos de metano, bioxido de carbono, nitrogeno y
amonio [Brown et al., 2006]. Nosotros consideremos clatratos de metano como referencia, que
tienen una estructura con forma de dodecaedro, en la cual, veinte moleculas son de agua y
una molecula es de metano. Cada molecula de agua esta unida por un enlace del tipo O−Hcuya energıa es de 460 kJ/mol [Chang, 1992]. El enlace entre dos moleculas de agua es de este
tipo, pues cuando dos moleculas de agua estan muy cerca entre sı se establece una atraccion
entre el oxıgeno de una de las moleculas y uno de los hidrogenos de la otra molecula. A este
tipo de interaccion se le denomina enlace o puente de hidrogeno. Esta interaccion es la que
se da con el hielo que aquı consideramos.
La energıa almacenada en el enlace, Ep, que se libera al desestabilizar al clatrato se
compara con la energıa de disociacion de la molecula.
50
Para una molecula dada se usa la siguiente formula:
Ep = Eenm (3.4)
Eenl es el valor del enlace y nm es el numero de enlaces en la molecula. En este caso, solo
queremos saber la energıa de disociacion de enlace entre dos moleculas de agua.
Las veinte moleculas de H2O del clatrato estan unidas por medio de 25 puentes de
hidrogeno con una energıa equivalente a 11, 500 kJ/Mol.
Sabemos que la masa molar se define como:
Mm = Mp +Mn (3.5)
Mp, es la masa de los protones y Mn, la masa de los neutrones. La masa molar para el H2O
es 720 g/mol. Para el metano, la masa molar da 32 g/mol. La masa molar total del clatrato
es de 0.752 kg/mol.
Sustituyendo los valores de energıa y masa por mol del clatrato en la Eq. 3.3:
v =
√√√√2(0.01)(11.5× 106 J/mol)
0.752 kg/mol= 553m/s (3.6)
Que es una velocidad del orden de las velocidades de eyeccion observadas en los geiseres.
Un punto que debemos resaltar es que este modelo justifica el contenido de algunos
compuestos distintos al agua detectados en las eyecciones en los geiseres, pero es difıcil
justificar la presencia de otros como las sales.
3.1.2. Despresurizacion del oceano: Mecanismo de eyeccion con un
oceano local.
Como ya se ha mencionado a lo largo del texto, Encelado se ve afectado por fuerzas
de marea. Este fenomeno hace que se alargue y se contraiga, provocando fracturas que se
abren y cierran sistematicamente en las regiones mas fragiles de la corteza y del manto. Las
fracturas/grietas pueden verse como canales que conectan la parte interna (p.e. el oceano
interno) del satelite con el exterior. Cuando las grietas se encuentran obstruidas o selladas,
estimamos que las condiciones del deposito de agua corresponden aa las de punto triple
(T = 273K, P = 611Pa [Schmidt et al., 2008]).
51
Figura 3.3: Escenarios posibles: (A) Deposito de agua obstruido. (B) Deposito de agua ex-
puesto al vacıo.
Ejemplificamos lo anterior con en la figura (3.3). Mostramos dos escenarios, en el primero
(A), la grieta esta sellada y el deposito esta en equilibrio, esto es, las tres fases del agua
coexisten. Hay una saturacion de vapor de agua y posiblemente condensacion del vapor de
agua en las paredes que estan por encima del nivel del agua. Sin embargo, si estas grietas se
abren subitamente (B), el deposito de agua queda expuesto al vacio, se desequilibra y todo
el vapor de agua (gas) almacenado y generado tendera hacia la superficie.
Puede darse la cristalizacion, la sublimacion, la desublimacion y la evaporacion conside-
rando que tenemos las tres fases. Al final, la fase de vapor es la que domina. Hay conveccion
y muy probablemente arrastre de partıculas solidas.
Si suponemos que el vapor se comporta como un gas ideal, podemos calcular la velocidad
promedio de estas moleculas a medida que ascienden hacia la superficie aplicando la teorıa
cinetica de los gases.
Sabemos que la energıa promedio de las moleculas del gas es:
EC =3
2kT (3.7)
donde k es la constante de Boltzman (= 1.3806504 × 10−23J/K) y T es la temperatura del
gas (T ≈ 273K). Esta ecuacion nos dice que la energıa cinetica molecular de un gas ideal es
solo dependiente la temperatura.
Sabemos tambien que la energıa cinetica se puede expresar en funcion de la rapidez
cuadratica media (vrms) de las moleculas como 12mv2 y, por tanto, la ecuacion anterior puede
52
escribirse como:1
2mv2 =
3
2kT (3.8)
donde m se toma como la masa de una molecula de agua (5.976 × 10−26 kg). Si despejando
la v y sustituimos los valores numericos correspondientes a las condiciones de punto triple
obtenemos que las moleculas se mueven con una rapidez de:
v =
√3kT
m= 435m/s (3.9)
El modelo justifica las velocidades observadas de los geiseres, pero no explica la aparicion
de elementos como el metano. Todo indica que una mejor aproximacion es una combinacion
de ambos modelos propuestos que aquı llamamos mecanismo hıbrido.
3.1.3. Mecanismo hıbrido
Los dos escenarios anteriores son consistentes con las velocidades de eyeccion observadas
por Cassini. Sin embargo no explican a detalle la composicion detectada.
En esta parte hacemos una conjuncion de los dos modelos anteriores que creemos ocurren
simultaneamente en el interior de Encelado, es decir, al abrirse las grietas dejan al descubierto
el oceano provocando la despresurizacion del mismo y tambien se desestabiliza el clatrato de
las paredes de la grieta (manto) dejando escapar el gas confinado en el (ver Fig.3.4).
Figura 3.4: Posible transporte de partıculas desde el interior de las grietas hacia el exterior.
Los geiseres son pues una mezcla de esos gases, lo cual explica la variedad de compuestos
observados.
53
En particular para nuestro trabajo, una parte importante es la historia de la fase solida
de los geiseres que eventualmente formaran el anillo E. Suponemos que cuando una grieta
que conecta al deposito de agua esta obstruida, la saturacion de vapor de agua da lugar
a cierta condensacion del vapor en las paredes de la grietas. Una vez que los granos han
nucleado continuan creciendo debido a la interaccion con el gas circundante. Cuando las
grietas son expuestas al vacio, todo el vapor de agua acumulado y el vapor generado por
propia evaporacion de la superficie del oceano tiende hacia la superficie, arrastrando a su vez
partıculas de hielo condensadas en las grietas. El vapor en camino a la superficie se enfrıa y
una fraccion de este podra condensarse.
Las moleculas de agua golpean la superficie de los granos y se absorben en ella, este efecto
tiende a desacelerarlos debido a que el vapor de agua se condensara en el camino. Otro factor
que tendra el mismo efecto sera la colision de estas partıculas con las paredes de la grieta o
conducto criovocanico.
La variabilidad de las velocidades observadas en cuanto a los gases (300 < vgas < 500m/s
[Porco et al., 2006, Spahn et al., 2006, Ingersoll et al., 2006]) y el polvo (vpolvo < 150m/s <
ve[Schmidt et al., 2008]) donde ve = 240m/s (velocidad de escape), es muy probable que se
deba a la densidad y radio de las partıculas [Schmidt et al., 2008].
Si esto es ası no podemos considerar la densidad y el radio de las partıculas como constan-
tes, mas bien la columna de material en distintos puntos de la grieta es diferente, a medida
que asciende a la superficie y es probable que la densidad aumente por la cantidad de granos
de polvo o disminuya por la gran cantidad de volatiles, por lo tanto la densidad de la columna
del gesiser estara cambiando a lo largo de la columna.
54
Capıtulo 4
Encelado y el Anillo E.
Este capıtulo se dedica a explorar algunos aspectos generales y relevantes de los anillos de
Saturno. Hablamos especialmente del anillo E y la importancia de Encelado para este anillo.
4.1. Anillos de Saturno.
Personajes como Galileo Galilei (1610) y Christiaan Huygens (1656), fueron los primeros
en describir los anillos de Saturno. Nuestro conocimiento de la estructura de los anillos ha
evolucionada gracias a las nuevas observaciones y actualmente sabemos de ellos en gran parte
a las naves espaciales. Aunque Saturno es emblematico por sus anillos, no es el unico planeta
con anillos en el Sistema solar (Jupiter, Neptuno y Urano tambien tienen anillos). El hecho
es que este gigante gaseoso esta rodeado por los anillos mas brillantes y vistosos.
Los Anillos principales o interiores (D, C, B, Division de Cassini y A) se componen basicamete
de rocas de entre 1 y 10m. Los anillos exteriores (p.e., F, G, E y anillo de Febe) se componen
basicamente de polvo micrometrico. La composicion basica, tanto de los Anillos principales,
como de los exteriores es el hielo de agua.
Una ley de potencias N(a) = Coaq [Esposito, 2006] describe la distribucion de tamanos
de las partıculas en los anillos.
En esta ecuacion Co es una constante relacionada con la opacidad total y los valores
de a se toman en el intervalo de tamanos mınimo (amin) y maximo (amax) observados. El
ındice de la ley de potencias, q, puede verse tambien como la pendiente de la recta (−q)que se obtiene cuando esta funcion se grafica en el plano log-log. El valor tıpico del indice
q es de alrededor de 3 que sorprendentemente es tambien el valor caracterıstico para la
distribucion de tamanos del cinturon de asteroides y de los pedazos generados de objetos que
son fragmentados violentamente en experimentos de laboratorio.
El origen de los anillos principales de Saturno es un enigma, aunque las evidencias
55
[Dones, 1990] indican que se generaron a partir de la destruccion de alguna luna primige-
nia de Saturno, quizas tan grande como la luna Titan, que se proyecto hacia el planeta. El
origen de los anillos de polvo es algo mas claro por ejemplo, muchos de estos son producto
del impacto de meteoritos en las lunas menores.
Una forma de identificar las fronteras entre un anillo y otro es por medio de la profundidad
optica que es la cuatificacion de la capacidad de un anillo para bloquear la luz. La ecuacion
para calcular la profundidad optica en un anillo de partıculas de igual tamano es:
τ = πa2σ/m (4.1)
a y m son el radio y la masa respectivamente de la partıcula. Es importante mencionar
que valor de la profundidad optica es adimensional. El estudio de los anillos de Saturno
(ver Fig.4.1) es complejo sin embargo elementos como la profundidad optica nos permiten
clasificar a grandes rasgos a los anillos en densos(anillos principales) y tenues(anillos de
polvo).
Figura 4.1: Los anillos de Saturno.
56
4.1.1. Anillos principales
Los anillos principales (ver Fig.4.2) se componen principalmente de partıculas de uno
o varios metros de diametro. Los anillos mas densos son los anillos A y B. El anillo A se
encuentra entre la region llamada division Cassini y el anillo F, se localiza a 122, 053 −136, 774 km, ademas la profundidad optica observada es < 2. Destaca por las dos divisiones
en su interior Encke y Keeler. El anillo A es el mas cercano al Limite de roche. En este lımite
las fuerzas de marea fragmentan los cuerpos mayores a centenas de metros que se acercan el,
por ejemplo, algun asteroide, meteoroide, alguna luna errante o algun fragmento de los anillos
que rebase este tamano. El anillo B por su parte es anillo mas brillante y denso. Es probable
que contenga la mayor parte de la masa del sistema de anillo de Saturno. Esta ubicado
entre el anillo C y la division Cassini, se localiza a 91, 983− 117, 516 km y una profundidad
optica de > 2. El anillo C es el mas tenue de los anillos antes mencionados y se encuentra
ubicado entre el anillo D y el anillo B, y la distancia a Saturno es de 74, 490 − 91, 983 km,
y la profundidad optica observada es < 0.5. La division Cassini esta justo dentro del borde
interior del anillo A , y se localiza a 117, 516− 122, 053 km y es posible detectarlo debido al
cambio abrupto en profundidad optica. Finalmente, el anillo D es el anillo mas proximo a
Saturno y es uno de los mas tenues. Se localiza a 66.000−74.000 km y tiene una profundidad
optica de ≈ 10−4 − 10−3.
Figura 4.2: Profundidad optica de los Anillos principales derivada de datos de ocultacion con
el Telescopio espacial Hubble.
57
4.1.2. Anillos exteriores
Mas alla de los lımites del anillo se encuentra el anillo F (ver Fig.4.3). Este anillo es com-
plejo posee un nucleo denso y lo recubre un hoja de polvo la profundidad opticas observada
es de 0.1-0.5. El anillo F esta asociado a un par de lunas pastoras (Pandora y Prometeo), las
cuales hacen que el anillo se confine y distorsione.
Figura 4.3: Los anillos A (izq.) y F (der.) de Saturno.
Los anillos tenues o difusos, son anillos que tienen una baja profundidad optica y estan
compuestos principalmente por partıculas de menos de 100 micras de radio. Las colisiones
entre partıculas son raras en estos anillos tenues y los pequenos tamanos de las partıculas las
hacen sensibles a las fuerzas no gravitatorias, por lo que la dinamica de estos anillos difusos
son cualitativamente diferentes a la de los anillos principales. Ademas, los anillos difusos
ofrecen una oportunidad unica de observaciones in-situ. El anillo G se encuentra entre el
anillo F y E es difıcil observarlo debido a que es muy tenue. La ubicacion de este anillo
es aproximadamente entre 165, 000 y 175.000 km del centro de Saturno. El anillo G tiene
un perfil asimetrico, con un borde interior afilado y un lmite exterior difuso. La profundidad
optica observada es de 10−5 y 10−6. Los anillos de Saturno mas extensos son los anillos E y de
Phoebe. El anillo E tiene una extension radial de mas de seis radios planetarios (ver seccion
4.2) y el anillo de Phoebe se extiende radialmente mas de doscientos radios planetarios. Las
imagenes del telescopio espacial Spitzer revelan una banda de polvo que tiene una extension
vertical de 35Rs (radio de Saturno RS = 60.330 km). Consideraciones dinamicas implican
que este polvo se extiende radialmente hacia fuera unos 300Rs, convirtiendose en el mayor
anillo planetario conocido en el Sistema solar. La profundidad optica de esta estructura de
polvo en el lugar observado es 6 × 10−7; Sin embargo, este valor podrıa diferir en un factor
de dos. El polvo que compone este anillo proviene, muy probablemente, de los impactos de
micrometeoroides en la luna Phoebe.
58
Figura 4.4: Los Anillos de Saturno y su emision caracterıstica en el visible. Esta imagen fue
obtenida con los instrumentos UVIS e ISS.
La tabla 4.1 muestra algunas caracteristicas de los anillos de Saturno.
Nombre Distancia al centro del planeta Profundidad fraccon de Polvo [ %]
[km] optica
Anillo D 66,000 - 74,000 10−4 − 10−3 5-100
Anillo C 74,490 - 91,983 - < 0.5
Anillo B 91,983 - 117,516 2− 6 < 3
Division Cassini 117,516 - 122,053 0.05-0.15 < 3
Anillo A 122,053 - 136,774 < 2 < 3
Anillo F 140 200 0.1-0.5 > 98
Anillo G 166000-173000 10−6 > 99
Anillo E 180,000 - 480,000 10−5 100
Tabla 4.1: Propiedades generales de los anillos de Saturno.
59
4.2. Relacion entre Encelado y el anillo E.
Los anillos mas tenues de Saturno se componen, en su mayorıa, de polvo y se generan a
traves de los siguientes procesos:
1. El criovulcanismo en Encelado
2. Interaccion entre los componentes del anillo.
3. Erosion
4. Impacto de micrometeoroides
El anillo E de Saturno fue descubierto en 1967. Este anillo se extiende desde la orbita de
Mimas de ≈ 3RS hasta la orbita de Titan (≈ 21RS) [Spahn et al., 2006] y es alimentado, en
gran medida, por el criovulcanismo de Encelado que se encuentra en su region mas interior.
El anillo E esta compuesto de casi un 99 % de polvo microscopico de hielo de agua (≈0.3− 3µm[Spahn et al., 2006]).
Figura 4.5: Encelado y el anillo E.
Los espectros de masas obtenidos en octubre de 2004 durante el primer cruce de Cassini
a traves del anillo E confirmo que la composicion de las partıculas esta dominada por hielo
de agua [Hillier et al., 2006]. Los datos del instrumento CDA sugieren que las poblaciones de
partıculas de hielo de agua se pueden dividir en tres subtipos.
Tipos I y II son partıculas de hielo casi puro con un contenido de sal de sodio (Na/H2 radio
60
< 10−7). Las partıculas de tipo II contienen una pequena fraccion de un material refractario,
probablemente un silicato o un compuesto organico[Postberg et al., 2008], postbergB.
Las partıculas de tipo III son aproximadamente el 6 % de las partıculas de anillo E, y son
partıculas de hielo de agua con un contenido significativamente mayor de sales(Na/H2O,
NaCl,NaHCO3 y/o Na2CO3) [Postberg et al., 2009].
Componentes del geiser componentes del anillo E
H20 H20
NH3 Na
CO2 NaCl
CH4 NaHCO3
−−− Na2CO3
Tabla 4.2: Componentes del geiser y el anillo E.
En la tabla 4.2 notamos que los compuestos que predominan en los geiseres son el agua
y organicos, mientras que en el anillo E predominan agua y las sales.
El hecho de encontrar ciertos compuesto como sılice, ası como sales en el anillo puede ser debi-
do a que estas partıculas actuan como semillas de nucleacion, probablemente, este fenomeno
de nucleacion se de en las grietas o conductos volcanicos.
Las mediciones de polvo realizados por el CDA durante el sobrevuelo de Cassini, en la
orbita E11 el 14 de julio de 2005, revelaron que al menos 85 % de los granos se generan
cerca del polo sur en Encelado, el 15 % restante se genera del impacto a hipervelocidad de
micrometeoroides que dispersan material de su superficie [Spahn et al., 2006].
Sin embargo, es plausible suponer que este tipo de impactos a altas velocidades tambien
se lleva a cabo en todos los satelites inmersos en el anillo E (Mimas, Tetis, Dione y Rea),
los cuales resultan eficientes para alimentar de partıculas de polvo los alrededores de Saturno.
61
Capıtulo 5
Encelado en el ambiente
magentosferico de Saturno.
Este capıtulo lo dedicamos analizar la relevancia de Encelado en la composicion y la
dinamica de la magnetosfera de Saturno.
5.1. Magnetosfera de Saturno
Cinco son los planetas del Sistema solar que tienen un campo magnetico intrınseco, en
muchos de los casos su origen se debe a la composicion interna del planeta y a su rotacion.
En la Tierra el campo magnetico es muy importante porque al interaccionar con el viento
solar crea la magnetosfera que desvıa y nos protege de sus partıculas energeticas.
Las magnetosferas, a grandes rasgos, son corazas magneticas que poseen los cuerpos, por
ejemplo planetas, con un campo magnetico intrınseco. En nuestro Sistema solar, la magne-
tosfera de mayor extension es la de Jupiter (115RJ), en segundo lugar esta la de Saturno
(31RS). En promedio, las magnetosferas planetarias son similares en cuanto a su composi-
cion, y caracterısticas. Hay rasgos generales que comparten las magnetosferas de los planetas
del Sistema solar. Los enunciamos a continuacion:
Arco de choque
Magnetofunda
Magnetopausa
Cola magnetica
Plasmasfera
62
Hoja de corriente
Cinturones de Radiacion
Estos elementos, en conjunto, conforman un ambiente dinamico donde las partıculas inter-
actuan entre sı. El proceso que lleva a formar una magnetosfera inicia con la interaccion
del campo magnetico con el viento solar que es la expansion de la capa mas externa de la
atmosfera solar, la corona. El viento solar (plasma: gas ionizado) viaja a traves del medio
interplanetario a velocidades supersonicas e interacciona con los campos magneticos de los
planetas confinandolos y creando la cavidad magnetosferica.
El choque del viento solar con la magnetosfera crea una onda de choque y una region
de transicion llamada magnetofunda. Aquı el plasma del viento solar es desviado y fluyen
alrededor del planeta.
La magnetopausa es el lımite entre el plasma del viento solar y la magnetosfera. En el
lado opuesto de la region comprimida se encuentra la cola magnetica. Es una zona donde la
energıa del viento solar es transferida a los polos de Saturno.
La plasmasfera es el lugar donde se encuentra el plasma confinado, en la Tierra el origen
del plasma se debe al viento solar y la ionosfera. En Saturno en gran parte del plasma tiene
origen en sus anillos y sus satelites. Otro elemento importante que conforma una magnetosfera
son los cinturones de radiacion en los cuales las partıculas energeticas se encuentran atrapadas
en el campo magnetico y oscilan a lo largo de las lıneas de campo. La hoja de plasma en
Saturno se extiende mas alla de los 20RS, es una region conformada por partıculas con
energıas entre 2 y 4 keV que se mueven a lo largo de lıneas de campo deformadas y se
extiende hasta la magnetocola.
Las magnetosferas mejor estudiadas son las de la Tierra, de Jupiter y de Saturno. Las tres
poseen rasgos generales similares. En la tabla 5.1 se muestran algunos parametros relativos
a las magnetosferas de los tres planetas mencionados.
Parametro Tierra Saturno Jupiter
Distancia heliocentrica (UA) 1 9.5 5.2
Magnitud promedio del campo magnetico interplanetario (nT) 4 0.5 1
Presion tıpica del viento solar (nPa) 1.7 0.015 0.07
Momento magnetico (T/m3) 7.75× 1015 4.6× 1018 1.55× 1020
Inclinacıon Dipolar 10.5o < 1o 10o
Periodo de rotacion (horas) 23.93 10.5 9.92
radio ecuatorial 1RE = 6.371 km 1RS = 60.268 km 1RJ = 71, 492 km
Tabla 5.1: Parametros fısicos de la magnetosferas de la Tierra, Saturno y Jupiter.
63
5.2. Fuentes de plasma en la magnetosfera de Saturno.
El plasma es el cuarto estado de la materia y el 99 % de la materia observable en el
Universo se encuentra en este estado.
Toda la magnetosfera de Saturno se encuentra llena de plasma. En la tabla 5.2 se muestran
algunas caraterısticas del plasma de la magnetosfera de Saturno.
Densidad maxima del plasma (cm−3) ≈ 100
Densidad de plasma neutro (cm−3) ≈ 1000
Especies mayores de iones O+, H+,W+ = (O+, OH+, H2O+, H3O
+)
Especie menores de iones H+, H+3
Fuente dominante Encelado
Tiempo de vida 30− 50 dıas
Tabla 5.2: Caracterısticas del plasma en las magnetosfera de Saturno.
En Saturno el origen de plasma se debe principalmente a los siguientes factores:
1. Partıculas que se filtran del Viento solar: Es un flujo de gas ionizado que sale del Sol a
velocidades supersonicas. Este fenomeno al interactuar con la magnetosfera es desviado,
pero algunas partıculas logran colarse y son atrapadas en los cinturones de radiacion.
2. Material ionosferico: Esta fuente de plasma se forma en la parte alta de la atmosfera
de Saturno que es ionizada por radiacion ultravioleta.
3. Fotoionizacion de moleculas y partıculas solidas de los anillos y los satelites: Se refiere
simplemente al proceso mediante el cual los fotones solares son absorbidos por los
electrones superficiales de partıculas solidas o granos dandoles energıa para escapar o
estos fotones son absorbidos por moleculas disociandolas en iones y aniones o iones y
electrones.
Dentro de la magnetosfera de Saturno el plasma parece distribuirse de la siguiente forma: En
las zonas interiores el plasma que predomina es el de la ionosfera (≈ 1.8Rs), las principales
especies son el H+3 Y H+ con una densidad de ≈ 104 cm−3. En las inmediaciones de los
anillos principales (< 3Rs) el plasma generalmente es poco denso (∼ 4 cm−3) y las especies
que se encuentran son O+ y O+2 . De ≈ 3Rs a ≈ 6Rs las lunas se encargan de prover plasma
a la magnetosfera. En esta zona se encuentran una gran cantidad de moleculas neutras de
agua. Estas moleculas provienen en su mayorıa de Encelado, la cual emite gases neutros y
granos de hielo con una tasa de produccion de ≈ 300kg/s. La densidad del plasma disminuye
en las latitudes mas altas debido al pequeno potencial centrıfugo.
64
5.3. Interaccion del material del los geiseres de Ence-
lado con la magnetosfera de Saturno.
Las observaciones de la nave Cassini han demostrado que la magnetosfera de Saturno
esta dominada por los iones del grupo del agua (O+, OH+, H2O+, H3O+) y H+, que ahora
se sabe que se originan, en su mayorıa, en los chorros de agua que emana Encelado. En
particular, las observaciones del instrumento CAPS muestran una primera interacion del
material del geiser con el plasma magnetosferico.
Figura 5.1: Posible deteccion de partıculas nanometricas cargadas electricamente saliendo
de los geiseres de Encelado durante los pasos E3 (azul) y E5 (verde). Las graficas de abajo
muestran el conteo de partıculas cargadas positiva y negativamente.
65
Durante los sobrevuelos de Cassini en Encelado del 12 de marzo y del 9 octubre del
2008 (E3 y E5 respectivamente c.f. Fig. 5.1), CAPS encontro una poblacion de partıculas
nanometricas con radios de < 2nm, que ni se habıan considerado antes y que sugieren la
posibilidad de que el polvo que se genera en el interior de los geiseres adquiera carga a traves
de multiples colisiones (tribolelectricidad).
Cuando el geiser expulsa el material a la magnetosfera, parte del el, moleculas y partıculas
solidas podrıan quedar atrapadas por gravedad a Encelado y luego ser depositadas de regreso
a la superficie o bien, por sus velocidades y cargas electricas, escapar de Encelado. Parte de
lo anterior significa que los geiseres de Encelado producen una atmosfera transitoria en el
hemisferio sur.
Figura 5.2: Conexion electrica entre Encelado y Saturno debida a las eyecciones criovulcani-
cas. El plasma formado por el material expulsado se alinea con las lıneas de campo magnetico.
Estas partıculas contribuyen a las auroras observadas en las zonas polares.
66
El material del geiser produce una nube toroidal de moleculas de agua neutras alrededor
de Saturno. Finalmente el material neutro que queda expuesto principalmente a la radiacion
ultlavioleta es sometido a la fotoionizacion, que ioniza atomos y disocia moleculas.
La principal fuente de plasma de la magnetosfera de Saturno es Encelado. La mayorıa del
plasma esta confinado en la region ecuatorial debido a las fuerzas centrifugas.
La mayorıa de los gases emanados de Encelado se quedan en las inmediaciones de la nube
neutra, y el anillo E, las partıculas solidas micrometricas (polvo) tienden a formar y a reabas-
tecer la parte interna del anillo E, mientras que partıculas nanometricas de polvo podrıan
ser expulsadas por el campo electrico corotacional fuera de la magnetosfera de Saturno hacia
el Medio interplanetario si sus cargas electricas son positivas [Flandes, 2004]. Este campo
electrico es producido por la rotacion del campo magnetico de Saturno
67
Conclusiones
La gran diversidad de regiones en Encelado es el resultado de complejos procesos internos.
Se observa que la region sur, donde se encuentran de las fracturas/grietas conocidas como
las rayas de tigre, es la zona mas afectada por la constante renovacion de la superficie.
En el Cap.2 (secs. 2.5-2.7) se presento un modelo del interior de Encelado (limitado a
la region sur) basado en trabajos publicados, ası como en observaciones hechas por la nave
Cassini, en el cual el agua lıquida y el manto de hielo con clatratos son dos caracterısticas
fundamentales para explicar los compuestos hallados en el geiser.
Se ha supuesto que la principal fuente de energıa en Encelado es la energıa por mareas.
Que resulta importante no solo para fundir parte del manto bajo de hielo y formar el oceano,
sino tambien es importante para justificar evidencias tectonicas observadas en la superficie,
ademas este efecto resulta importante para sellar y abrir las rayas de tigre donde se observan
los geiseres.
Usando un modelo simple de transferencia de calor, calculamos que el espesor de un
oceano local en el interior de Encelado tiene algunas decenas de kilometros (≈ 35 km, c.f.
sec. 2.6.1). En la Sec. 2.6.2 se analizaron diagramas de fase de algunos compuestos en Encela-
do (bioxido de carbono y metano) que se usamos para analizar los procesos fısicos y quımicos
que se llevan a cabo en el interior.
Bajo este modelo que proponemos, en el Cap. 3, se consideran tres mecanismo de eyeccion.
En el primero (degasificacion de clatatro), el efecto de las marea provoca desestabilizacion
de los clatratos confinados en el manto. Este efecto es culpable de accionar la eyeccion de
material hacia el exterior. En este caso, estimamos la velocidad en 533m/s. Si bien es cierto
que el clatrato justifica las velocidades observadas no justifica las sales encontradas en los
gıseres.
El segundo mecanismo de eyeccion es la despresurizacion del oceano. Aquı los efectos de
marea dejan al descubierto al oceano de agua y todo el vapor de agua almacenado se expone
violentamente al vacıo. De este modelos se obtuvo una velocidad de eyeccion de 435m/s.
Este modelo justifica las velocidades del vapor de agua, sin embargo no justifica, del todo,
68
los compuestos identificados en los geiseres como el metano y bioxido de carbono.
Considerando lo anterior surge un tercer escenario, combinacion de los dos primeros me-
canismos, un modelo hibrido. De este modelo no se realizo ningun modelo matematico se ha
justificado con un trabajo realizado por Shmidt et al. (2008) donde se ha concluido que es
posible tener una interaccion entre las partıculas solidas de agua y los gases atrapados en el
clatrato.
El modelo del interior de Encelado, si bien es simple, parece ser una buena aproximacion
del interior que justifica las velocidades de los geiseres de Encelado.
Finalmente el material criovulcanico tiene impacto en los alrededores de Saturno y princi-
palmente en el anillo E. Los datos de la nave Cassini coinciden en que el H2O es el compuesto
mas abundante en Encelado y el anillo E.
Parte de este material criovulcanico toma importancia en la magnetosfera, puesto que un
porcentaje grande del material en los geiseres se ioniza y eventualmente pasa a formar parte
del plasma magnetosferico.
69
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