Las fases de Saturno

Se necesita una misión espacial para poder ver a Saturno de esta forma. Y se necesita esta información para poder comprender cómo son las partículas que reflejan la luz en las nubes superiores. Crédito: montaje a partir de imágenes del instrumento ISS de la sonda Cassini.

Estamos acostumbrados a ver las fases de la Luna: luna llena, cuarto menguante, luna nueva, cuarto creciente. También, aunque a veces sigue sorprendiendo, es conocido que los planetas interiores Mercurio y Venus también muestran diferentes fases a lo largo del año. Sin embargo, los gigantes Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno siempre muestran prácticamente todo el disco planetario. Hay un pequeño baile, es cierto, pero sólo los más avispados se habrán dado cuenta de ello. Llamamos ángulo de fase al ángulo Sol-planeta-Tierra y apenas son 6º en el caso de Saturno.

Desde el punto de vista de mi trabajo, esto es una pena…

Esencialmente porque siempre estamos viendo las mismas cosas de la misma manera. En Saturno, las partículas que reflejan la mayor parte de la luz en el rango visible y adyacentes se sitúan alrededor de la tropopausa. Si únicamente observamos desde Tierra, sólo recibiremos información de la radiación que devuelven hacia atrás y las partículas son capaces de hacer mucho más que eso. Todas las partículas, en función de su forma y tamaño, difunden la radiación en mayor o menor cantidad hacia delante o perpendicularmente con la dirección de iluminación. Algunas partículas, normalmente las más pequeñas, difunden por igual la luz que reciben en todas las direcciones (scattering de Rayleigh), otras, más grandes, difunden fuertemente la radiación hacia delante. Otras, inlcuso, reflejan fuertemente hacia atrás. A esa forma peculiar de desviar la radiación electromagnética la solemos llamar función de fase de una partícula o conjunto de ellas. Gran parte de esa información sobre cómo son las partículas la perdemos si siempre las iluminamos y las vemos de la misma manera.

Cuando son iluminadas con luz visible de 500nm diferentes partículas difunden la luz de diferentes maneras, según su función de fase determinada por su forma y tamaño. (a) Partículas de 1 Angstrom (scattering de Rayleigh); (b) Partículas de 0.1 micras; y (c) partículas de 1 micra, a las que hemos cortado el pico hacia delante para que entre en el gráfico. Crédito: figura de Liou (2002) adaptada para mi tesis doctoral (2005).

Si pudiéramos enviar una misión espacial a tomar una muestra de las nubes de los planetas exteriores, ahí terminarían nuestros problemas. Las mediríamos, las pesaríamos y determinaríamos su tamaño. En realidad, no sería tan fácil, pero esa sería la idea básica. Desgraciadamente, nuestro presupuesto para misiones espaciales es limitado y una misión de ese estilo no es normalmente una opción. Así que debemos usar sagazmente la forma en la que estas partículas interactúan con la luz (como la reflejan, podríamos decir) para aprender más sobre sus propiedades. Desde Tierra ya hemos visto que la información será incompleta pero gracias a misiones como Pioneer 10 y 11 en el pasado o Cassini en la actualidad, podemos observar la misma atmósfera bajo una variedad de condiciones abrumadora: literalmente desde todas las direcciones.

Esto es precisamente lo que hemos hecho en el último artículo que hemos escrito. Técnicamente, nuestro objetivo era determinar la función de fase de las partículas que vemos en la atmósfera superior del planeta. La última ocasión en la que esto fue posible fue hace más de 3o años, gracias a la Pioneer 11. Los cambios de órbita en la sonda Cassini a lo largo de 2011, sin embargo, nos han permitido reanalizar el tema centrándonos sobre todo en el ecuador y, algo menos, en el hemisferio norte del planeta.

Las partículas a todas las latitudes son fuertemente difusoras hacia delante, lo que nos informa de partículas de tamaños relativamente grandes. La falta de cobertura de imágenes no nos permite ser muy concluyentes con respecto a las latitudes templadas, pero en el ecuador podemos intentar ser un poco más ambiciosos. Los estudios de los años 80 invitaban a pensar en cristales de hielo de amoníaco de unas 10 micras de tamaño. Las medidas en laboratorio concordaban razonablemente con las observaciones de Pioneer. También las de Cassini.

Los cristales de hielo de amoníaco son por lo tanto unos buenos candidatos a formar las extensas nubes superiores de Saturno. Pero caben más posibilidades, especialmente teniendo en cuenta que no hemos detectado espectroscópicamente ese compuesto en prácticamente ningún lugar del planeta. ¿Qué otro tipo de partícula sería compatible con nuestro estudio? Por ejemplo, si consideramos partículas elipsoidales no exageradamente alargadas (una relación de radios mayor y menor de aproximadamente 3/2), de tamaño típico de tan solo 1 micra podría ser suficiente para explicar lo que estamos viendo. Queda por tanto la puerta entreabierta a otras posibilidades si en algún momento se postula algún nuevo candidato.

Los principales resultados del trabajo, en un par de gráficas. La superior muestra con círculos negros y área gris la función de fase de las partículas en el ecuador y la inferior lo mismo para partículas en latitudes medias. Los cuadros y triángulos negros de la primera son los resultados de laboratorio de los cristales de hielo de amoníaco y las líneas discontinuas muestran algunos escenarios alternativos. Crédito: tomada de Pérez-Hoyos et al. (2016).

Aprovechando que pasábamos por allí hemos analizado también la distribución (alturas, densidades, escalas de altura) de las nieblas superiores del planeta. Esencialmente hemos encontrado el esquema habitual: nubes altas y densas en el ecuador, mucho más bajas y tenues a otras latitudes. Los bancos de nieblas y nubes de Saturno van cambiando de forma estacional (veranos despejados que son precedidos por tormentosas primaveras y seguidos por otoños e inviernos cubiertos) pero más o menos nos encontramos lo mismo de siempre. Y esto son buenas noticias, dado que podemos usar observaciones desde Tierra (o en órbita con el Hubble Space Telescope) para estudiar estos aspectos de las nubes, independientemente de que no podamos determinar la forma o tamaño de las partículas. Dado el cercano fin de la misión Cassini, no está previsto que en las próximas décadas volvamos a tener acceso a una información tan detallada como esta.

Este es un resumen sencillo de lo que hemos venido estudiante en los últimos años. Ha sido un camino largo y arduo, en el que hemos modelizado gran cantidad de datos. En una ocasión, entre cerveza y cerveza estimé que este trabajo tenía 10 veces más información que el fundamental de mi tesis doctoral hace ya más de una década. Quedan muchos tesoros por encontrar en el basto archivo de datos de Cassini, poco a poco habrá que ir desbrozándolo para extraer hasta la última gota de conocimiento.

Referencias

• Saturn’s tropospheric particles phase function and spatial distribution from Cassini ISS 2010-11 observations.
  S. Pérez-Hoyos, J.F. Sanz-Requena, A. Sanchez-Lavega, P.G.J. Irwin, A. Smith.Icarus, 277, 1-18, doi:10.1016/j.icarus.2016.04.022.
• Polarimetry and photometry of Saturn from Pioneer 11: Observations and constraints on the distribution and properties of cloud and aerosol particles. M.G. Tomasko, L.R. Doose. Icarus, 58 (1984), pp. 1–34
• Saturn’s cloud structure and temporal evolution from ten years of Hubble Space Telescope images (1994-2003)
  S. Pérez-Hoyos, A. Sánchez-Lavega, R.G. French, J.F. Rojas.
  Icarus 176, 155-174.
• Clouds and aerosols in Saturn’s atmosphere. R.A. West, K.H. Baines, E. Karkoschka, et al. M.K. Dougherty, L.W. Esposito, S.M. Krimigis (Eds.), Saturn from Cassini-Huygens, Springer, New York (2009), pp. 113–159