Hiperió, un microplaneta esponjós del sistema de Saturn, replanteja l’abundància de matèria orgànica en l’univers

Cosmoquímica: El nom potser li va gran. Però, el 1847, John Herschel (1792-1871) havia recomanat que els set satèl·lits coneguts de Saturn rebessin un nom extret de la Teogonia d'Hesíode. Així doncs, els set satèl·lits en qüestió foren batejats per Herschel com a Tità (descobert el 1655 per Huygens), Tetis, Dione, Rea, Japet (els quatre descoberts entre 1671 i 1684 per Cassini), Mimas i Enceladus (aquests dos descoberts pel pare de Herschel el 1789). El 16 de setembre del 1848, l'astrònom anglès William Lassell (1799-1880) observà el que ell sospitava que seria el vuitè satèl·lit de Saturn. Lassell ja havia descobert un parell d'anys abans Tritó, el primer satèl·lit conegut del recentment descobert planeta Neptú. Dos dies després, el 18 de setembre, el nou satèl·lit era observat per l'equip d'astrònoms nord-americans format per William Cranch Bond (1789-1859) i el seu fill George Phillips Bond (1825-1865). Lassell s'avançà, però, en la publicació i aconseguí la prioritat per triar el nom del nou satèl·lit. I trià el nom d'Hiperió, que en grec vol dir "el més alt". Poca cosa més es va poder saber d'aquest satèl·lit a banda del període orbital, d'uns 21 dies (la qual cosa el convertia en el satèl·lit més exterior després de Japet). De la magnitud aparent se'n podia deduir una grandària modesta, de poc més de 300 km de diàmetre. La Voyager 2 ja va poder comprovar l'agost del 1981 la forma irregular d'Hiperió i uns pocs trets distintius de la superfície. El 25 de setembre del 2005, la Cassini va fer una primera aproximació a Hiperió, seguida d'una altra l'any següent. Dos articles apareixen ara a la revista Nature sobre aquest petit planeta. Thomas et al. ens expliquen que la baixa densitat d'Hiperió, de 0,54 kg·dm-3, es deu a que el satèl·lit té un índex de porositat superior al 40%. Cruikshank et al. valoren la composició de la superfície d'Hiperió i la comparen amb la de dos altres satèl·lits saturnians, Febe i Japet.[@more@]

Fotocomposició de Gordan Ugarkovic a partir d'imatges preses per la Cassini el 26 de setembre del 2005, en la primera aproximació a Hiperió

Retrat d'Hiperió

Hamlet, en comparar el retrat del seu pare difunt amb l'oncle Claudi, no s'està de pensar que és com comparar "Hiperió amb un sàtir".Tots són déus del panteó grec… però hi ha classes i classes. Vistes les fotografies d'Hiperió, que ens mostren un planeta amb forma de patata, enfosquit i de tonalitats rosàcies, no sabem si li hauria escaigut més un altre nom. Fet i fet, a començament del segle XX, hom va optar per una nomenclatura més asèptica dels satèl·lits de Saturn. Llavors ja se'n coneixien nou, i es decidí de nomenar-los Saturn I, Saturn II, etc., per ordre de menor a major distància de Saturn. A Hiperió li correspongué la denominació de Saturn VII. No obstant això implicava un problema, ja que a partir dels anys 1960 es descobriren nous satèl·lits que descavalcaven aquest esquema. Es decidí de llavors de mantindre les denominacions herschel·lianes i les numeracions, per bé que aquestes seguirien ara l'ordre de descobriment de nous satèl·lits. En l'actualitat ja catalogats 59 satèl·lits de Saturn, de forma que exhaurida la Teogonia, ha calgut recòrrer a d'altres mitologies. Si considerem que cada anell de Saturn és format de fet per una infinitud de partícules veurem com la cosa es complica força. El Sistema de Saturn és un sistema dinàmic en l'escala dels centenars de milions d'anys: asteroides capturats s'incorporen al sistema, satèl·lits consolidats s'esmicolen en anells, els anells s'esvaeixen en partícules infinitessimals.

Fotografia d'Hiperió, presa per la Cassini en la segona aproximació del 28 de juny del 2006.

Dins del sistema de Saturn, Hiperió és el més gran dels satèl·lits irregulars (i el vuitè més gran de tots els satèl·lits). Dins del grup de satèl·lits que presenten òrbites poc inclinades respecte de l'equador de Saturn, Hiperió és el més exterior. El període orbital és de 21,27 dies. Si aproximem la seva forma a la d'un el·lipsoide, en resulten unes dimensions de 360 km-280 km-225 km. La massa d'Hiperió és de 5,58·1019 kg. Això fa que la densitat del satèl·lit sigui de tan sols 0,57 g·cm-3. Dit d'una altra manera, col·locat en un oceà immens suraria.

La rotació d'Hiperió és caòtica. Per això no se n'ha pogut calcular ni l'eix ni el període de rotació. Aquest fet és força insòlit i no hi ha cap altre planeta conegut de dimensions similars que segueixi una rotació com la d'Hiperió.

Pel que fa a l'albedo o reflectància del satèl·lit és força modesta, de 0.25

La porositat d'Hiperió

La baixa densitat d'Hiperió és un dels aspectes que més ha cridat l'atenció de les dades recopilades per la Cassini. En certa mesura la baixa densitat d'altres satèl·lits de Saturn s'explica per una composició integrada majoritàriament per glaç d'aigua (H2O). El glaç d'aigua té una densitat inferior al de l'aigua líquida, amb un valor de 0,90 g·cm-3. En el cas d'Hiperió, però, el baix albedo fa pensar en la presència de materials més densos, si més no en la superfície. Per resoldre la qüestió calia pensar en un índex de porositat elevat. És a dir, que grans parts de l'interior d'Hiperió són ocupades en realitat per l'espai interplanetari.

Un grup de científics coordinat per P. C. Thomas, de la Cornell University, ha analitzat les imatges de la superfície d'Hiperió per verificar si la hipòtesi d'una alta porositat és plausible. L'aspecte esponjós de la superfície sembla palpable en la morfologia dels seus cràters. El més gran dels cràters d'Hiperió fa 120 km de diàmetre i uns 10 km de fondària. Donada la porositat del planeta, la preservació de la morfologia dels cràters és més fàcil, ja que a cada impacte es veu minimitzada la quantitat de material ejectat que podria cobrir els cràters més antics. La porositat també explica la morfologia de copa que tenen la majoria de cràters, que es formarien més per la compressió de materials que no pas pel caràcter explosiu de la col·lisió. En tot cas, el material ejectat en els impactes, degut a la baixa velocitat d'escapament del camp gravitatori hiperionià, ho té fàcil per passar a orbitar directament Saturn sense haver de caure de nou a la superfície del satèl·lit.

Thomas et al. han calculat la densitat mitjana d'Hiperió en 544 ± 50 kg m-3. Si l'índex de porositat fos d'un 40%, la densitat material d'Hiperió seria d'uns 900 kg m-3. Això encaixaria amb una composició basada en glaç d'aigua, amb un petit percentatge de material rocallós en l'interior i amb una càrrega moderada d'altres materials en la superfície.

La relació entre la porositat, la irregularitat i la rotació caòtica d'Hiperió potser és més complexa que no sembla. Un possible origen de la irregularitat morfològica d'Hiperió es trobaria en el seu origen: s'ha hipotetitzat que Hiperió és el fragment d'un planeta més gran. Fins i tot s'ha proposat que Hiperió podria ser un fragment ejectat de Japet en una col·lisió pretèrita: la cicatriu d'aquesta ejecció encara seria present en l'hemisferi enfosquit de la superfície de Japet (Matthew, 1992). Japet segueix, però, una òrbita molt més inclinada que la d'Hiperió respecte del pla de Saturn, i es fa difícil de pensar en un origen comú.

La composició de la superfície d'Hiperió

La superfície d'Hiperió no tan sols té un albedo reduït, de 0,2-0,3, sinó que presenta una tonalitat rogenca. En aquest sentit, la tonalitat d'Hiperió recorda a la de l'hemisferi fosc de Japet. D'altra banda, Febe, un satèl·lit exterior de Saturn, mostra un albedo encara molt més reduït (0.06).

Dale P. Cruikshank ha dirigit una recerca sobre la superfície d'Hiperió. En primer lloc han posat de manifest que cal distingir en la superfície del planeta dos tipus de regions. El primer tipus de terreny, el més estès, mostra un albedo elevat. Aquest terreny, d'acord amb les dades espectromètriques, es troba integrat fonamentalment pel glaç d'aigua. L'altre tipus de terreny és menys estès, i el trobem sobretot en el fons dels cràters. Aquest terreny és molt més fosc, i és el responsable del baix albedo mitjà del satèl·lit.

L'equip de científics coordinat per Cruikshank ha analitzat espectromètricament el terreny fosc d'Hiperió. Consisteix en un material que recorda al que hom troba en la superfície de Febe i també al material rogenc de l'hemisferi fosc de Japet. La raó per la qual Febe és més fosc que Japet o Hiperió és per la més elevada concentració i distribució d'aquest material. D'altra banda, la forta regionalització característica de Japet hom no la troba ni a Hiperió ni, molt menys, a Febe.

Fotocomposició d'Hiperió. Els dos quadres de colors es corresponen a imatges d'espectrometria obtingudes de la superfície d'Hiperió. El color blau es correspon a terrenys rics en glaç d'aigua. El vermell indica la presència de glaç carbònic (CO2). En magenta apareixen les zones cobertes per una barreja de glaç aquós i carbònic. El groc es correspon a terrenys on el glaç carbònic conté material orgànic i nitrils

Un còctel de glaç, hidrocarburs, neu carbònica i nitrils

Quina és la composició del material fosc que omple el fons dels cràters d'Hiperió? Hi ha presència d'hidrocarburs. Però, com posa Cruikshank de manifest, la presència d'hidrocarburs senzills dins el glaç carbònic i aquós, condueix, a través de l'acció de la llum ultraviolada procedent del Sol, a la formació de molècules orgàniques més complexes. El caràcter cristal·lí de la majoria del glaç de la superfície d'Hiperió afavoriria aquest procés. De fet, la presència d'hidrocarburs complexos manté més fàcilment segrestat el diòxid de carboni que, altrament, es dissiparia fàcilment cap a l'espai donat el feble camp gravitatori d'Hiperió.

Ara per ara, es coneix poc de la composició i de la dinàmica d'aquest material. Fins a cert punt pot compartir trets amb la tolina present a Tità o a Tritó, o amb altres materials dipositats en cometes, centaurs o en planetes del Sistema Solar Exterior com Ixió.

Lligams:

Hyperion's sponge-like appearance. P. C. Thomas, J. W. Armstrong, S. W. Asmar, J. A. Burns, T. Denk, B. Giese, P. Helfenstein, L. Iess, T. V. Johnson, A. McEwen, L. Nicolaisen, C. Porco, N. Rappaport, J. Richardson, L. Somenzi, P. Tortora, E. P. Turtle & J. Veverka. Nature 448, 50-56 (5 July 2007) | doi:10.1038/nature05779; Received 15 January 2007; Accepted 23 March 2007.

Surface composition of Hyperion. D. P. Cruikshank, J. B. Dalton, C. M. Dalle Ore, J. Bauer, K. Stephan, G. Filacchione, A. R. Hendrix, C. J. Hansen, A. Coradini, P. Cerroni, F. Tosi, F. Capaccioni, R. Jaumann, B. J. Buratti, R. N. Clark, R. H. Brown, R. M. Nelson, T. B. McCord, K. H. Baines, P. D. Nicholson, C. Sotin, A. W. Meyer, G. Bellucci, M. Combes, J.-P. Bibring, Y. Langevin, B. Sicardy, D. L. Matson, V. Formisano, P. Drossart & V. Mennella. Nature 448, 54-56 (5 July 2007) | doi:10.1038/nature05948; Received 9 March 2007; Accepted 16 May 2007

NASA Finds Hydrocarbons on Saturn's Moon Hyperion, comunicat de premsa de la NASA.

Cassini Scientists Wring Out The Details On Spongy Hyperion, comunicat de premsa del Laboratori Central d'Imatge per Operacions de la Cassini (CICLOPS).

Aquesta entrada ha esta publicada en General. Afegeix a les adreces d'interès l'enllaç permanent.

Deixa un comentari

L'adreça electrònica no es publicarà. Els camps necessaris estan marcats amb *

Aquest lloc utilitza Akismet per reduir el correu brossa. Aprendre com la informació del vostre comentari és processada

Hiperió, un microplaneta esponjós del sistema de Saturn, replanteja l’abundància de matèria orgànica en l’univers

Cosmoquímica: El nom potser li va gran. Però, el 1847, John Herschel (1792-1871) havia recomanat que els set satèl·lits coneguts de Saturn rebessin un nom extret de la Teogonia d'Hesíode. Així doncs, els set satèl·lits en qüestió foren batejats per Herschel com a Tità (descobert el 1655 per Huygens), Tetis, Dione, Rea, Japet (els quatre descoberts entre 1671 i 1684 per Cassini), Mimas i Enceladus (aquests dos descoberts pel pare de Herschel el 1789). El 16 de setembre del 1848, l'astrònom anglès William Lassell (1799-1880) observà el que ell sospitava que seria el vuitè satèl·lit de Saturn. Lassell ja havia descobert un parell d'anys abans Tritó, el primer satèl·lit conegut del recentment descobert planeta Neptú. Dos dies després, el 18 de setembre, el nou satèl·lit era observat per l'equip d'astrònoms nord-americans format per William Cranch Bond (1789-1859) i el seu fill George Phillips Bond (1825-1865). Lassell s'avançà, però, en la publicació i aconseguí la prioritat per triar el nom del nou satèl·lit. I trià el nom d'Hiperió, que en grec vol dir "el més alt". Poca cosa més es va poder saber d'aquest satèl·lit a banda del període orbital, d'uns 21 dies (la qual cosa el convertia en el satèl·lit més exterior després de Japet). De la magnitud aparent se'n podia deduir una grandària modesta, de poc més de 300 km de diàmetre. La Voyager 2 ja va poder comprovar l'agost del 1981 la forma irregular d'Hiperió i uns pocs trets distintius de la superfície. El 25 de setembre del 2005, la Cassini va fer una primera aproximació a Hiperió, seguida d'una altra l'any següent. Dos articles apareixen ara a la revista Nature sobre aquest petit planeta. Thomas et al. ens expliquen que la baixa densitat d'Hiperió, de 0,54 kg·dm-3, es deu a que el satèl·lit té un índex de porositat superior al 40%. Cruikshank et al. valoren la composició de la superfície d'Hiperió i la comparen amb la de dos altres satèl·lits saturnians, Febe i Japet.[@more@]

Fotocomposició de Gordan Ugarkovic a partir d'imatges preses per la Cassini el 26 de setembre del 2005, en la primera aproximació a Hiperió

Retrat d'Hiperió

Hamlet, en comparar el retrat del seu pare difunt amb l'oncle Claudi, no s'està de pensar que és com comparar "Hiperió amb un sàtir".Tots són déus del panteó grec… però hi ha classes i classes. Vistes les fotografies d'Hiperió, que ens mostren un planeta amb forma de patata, enfosquit i de tonalitats rosàcies, no sabem si li hauria escaigut més un altre nom. Fet i fet, a començament del segle XX, hom va optar per una nomenclatura més asèptica dels satèl·lits de Saturn. Llavors ja se'n coneixien nou, i es decidí de nomenar-los Saturn I, Saturn II, etc., per ordre de menor a major distància de Saturn. A Hiperió li correspongué la denominació de Saturn VII. No obstant això implicava un problema, ja que a partir dels anys 1960 es descobriren nous satèl·lits que descavalcaven aquest esquema. Es decidí de llavors de mantindre les denominacions herschel·lianes i les numeracions, per bé que aquestes seguirien ara l'ordre de descobriment de nous satèl·lits. En l'actualitat ja catalogats 59 satèl·lits de Saturn, de forma que exhaurida la Teogonia, ha calgut recòrrer a d'altres mitologies. Si considerem que cada anell de Saturn és format de fet per una infinitud de partícules veurem com la cosa es complica força. El Sistema de Saturn és un sistema dinàmic en l'escala dels centenars de milions d'anys: asteroides capturats s'incorporen al sistema, satèl·lits consolidats s'esmicolen en anells, els anells s'esvaeixen en partícules infinitessimals.

Fotografia d'Hiperió, presa per la Cassini en la segona aproximació del 28 de juny del 2006.

Dins del sistema de Saturn, Hiperió és el més gran dels satèl·lits irregulars (i el vuitè més gran de tots els satèl·lits). Dins del grup de satèl·lits que presenten òrbites poc inclinades respecte de l'equador de Saturn, Hiperió és el més exterior. El període orbital és de 21,27 dies. Si aproximem la seva forma a la d'un el·lipsoide, en resulten unes dimensions de 360 km-280 km-225 km. La massa d'Hiperió és de 5,58·1019 kg. Això fa que la densitat del satèl·lit sigui de tan sols 0,57 g·cm-3. Dit d'una altra manera, col·locat en un oceà immens suraria.

La rotació d'Hiperió és caòtica. Per això no se n'ha pogut calcular ni l'eix ni el període de rotació. Aquest fet és força insòlit i no hi ha cap altre planeta conegut de dimensions similars que segueixi una rotació com la d'Hiperió.

Pel que fa a l'albedo o reflectància del satèl·lit és força modesta, de 0.25

La porositat d'Hiperió

La baixa densitat d'Hiperió és un dels aspectes que més ha cridat l'atenció de les dades recopilades per la Cassini. En certa mesura la baixa densitat d'altres satèl·lits de Saturn s'explica per una composició integrada majoritàriament per glaç d'aigua (H2O). El glaç d'aigua té una densitat inferior al de l'aigua líquida, amb un valor de 0,90 g·cm-3. En el cas d'Hiperió, però, el baix albedo fa pensar en la presència de materials més densos, si més no en la superfície. Per resoldre la qüestió calia pensar en un índex de porositat elevat. És a dir, que grans parts de l'interior d'Hiperió són ocupades en realitat per l'espai interplanetari.

Un grup de científics coordinat per P. C. Thomas, de la Cornell University, ha analitzat les imatges de la superfície d'Hiperió per verificar si la hipòtesi d'una alta porositat és plausible. L'aspecte esponjós de la superfície sembla palpable en la morfologia dels seus cràters. El més gran dels cràters d'Hiperió fa 120 km de diàmetre i uns 10 km de fondària. Donada la porositat del planeta, la preservació de la morfologia dels cràters és més fàcil, ja que a cada impacte es veu minimitzada la quantitat de material ejectat que podria cobrir els cràters més antics. La porositat també explica la morfologia de copa que tenen la majoria de cràters, que es formarien més per la compressió de materials que no pas pel caràcter explosiu de la col·lisió. En tot cas, el material ejectat en els impactes, degut a la baixa velocitat d'escapament del camp gravitatori hiperionià, ho té fàcil per passar a orbitar directament Saturn sense haver de caure de nou a la superfície del satèl·lit.

Thomas et al. han calculat la densitat mitjana d'Hiperió en 544 ± 50 kg m-3. Si l'índex de porositat fos d'un 40%, la densitat material d'Hiperió seria d'uns 900 kg m-3. Això encaixaria amb una composició basada en glaç d'aigua, amb un petit percentatge de material rocallós en l'interior i amb una càrrega moderada d'altres materials en la superfície.

La relació entre la porositat, la irregularitat i la rotació caòtica d'Hiperió potser és més complexa que no sembla. Un possible origen de la irregularitat morfològica d'Hiperió es trobaria en el seu origen: s'ha hipotetitzat que Hiperió és el fragment d'un planeta més gran. Fins i tot s'ha proposat que Hiperió podria ser un fragment ejectat de Japet en una col·lisió pretèrita: la cicatriu d'aquesta ejecció encara seria present en l'hemisferi enfosquit de la superfície de Japet (Matthew, 1992). Japet segueix, però, una òrbita molt més inclinada que la d'Hiperió respecte del pla de Saturn, i es fa difícil de pensar en un origen comú.

La composició de la superfície d'Hiperió

La superfície d'Hiperió no tan sols té un albedo reduït, de 0,2-0,3, sinó que presenta una tonalitat rogenca. En aquest sentit, la tonalitat d'Hiperió recorda a la de l'hemisferi fosc de Japet. D'altra banda, Febe, un satèl·lit exterior de Saturn, mostra un albedo encara molt més reduït (0.06).

Dale P. Cruikshank ha dirigit una recerca sobre la superfície d'Hiperió. En primer lloc han posat de manifest que cal distingir en la superfície del planeta dos tipus de regions. El primer tipus de terreny, el més estès, mostra un albedo elevat. Aquest terreny, d'acord amb les dades espectromètriques, es troba integrat fonamentalment pel glaç d'aigua. L'altre tipus de terreny és menys estès, i el trobem sobretot en el fons dels cràters. Aquest terreny és molt més fosc, i és el responsable del baix albedo mitjà del satèl·lit.

L'equip de científics coordinat per Cruikshank ha analitzat espectromètricament el terreny fosc d'Hiperió. Consisteix en un material que recorda al que hom troba en la superfície de Febe i també al material rogenc de l'hemisferi fosc de Japet. La raó per la qual Febe és més fosc que Japet o Hiperió és per la més elevada concentració i distribució d'aquest material. D'altra banda, la forta regionalització característica de Japet hom no la troba ni a Hiperió ni, molt menys, a Febe.

Fotocomposició d'Hiperió. Els dos quadres de colors es corresponen a imatges d'espectrometria obtingudes de la superfície d'Hiperió. El color blau es correspon a terrenys rics en glaç d'aigua. El vermell indica la presència de glaç carbònic (CO2). En magenta apareixen les zones cobertes per una barreja de glaç aquós i carbònic. El groc es correspon a terrenys on el glaç carbònic conté material orgànic i nitrils

Un còctel de glaç, hidrocarburs, neu carbònica i nitrils

Quina és la composició del material fosc que omple el fons dels cràters d'Hiperió? Hi ha presència d'hidrocarburs. Però, com posa Cruikshank de manifest, la presència d'hidrocarburs senzills dins el glaç carbònic i aquós, condueix, a través de l'acció de la llum ultraviolada procedent del Sol, a la formació de molècules orgàniques més complexes. El caràcter cristal·lí de la majoria del glaç de la superfície d'Hiperió afavoriria aquest procés. De fet, la presència d'hidrocarburs complexos manté més fàcilment segrestat el diòxid de carboni que, altrament, es dissiparia fàcilment cap a l'espai donat el feble camp gravitatori d'Hiperió.

Ara per ara, es coneix poc de la composició i de la dinàmica d'aquest material. Fins a cert punt pot compartir trets amb la tolina present a Tità o a Tritó, o amb altres materials dipositats en cometes, centaurs o en planetes del Sistema Solar Exterior com Ixió.

Lligams:

Hyperion's sponge-like appearance. P. C. Thomas, J. W. Armstrong, S. W. Asmar, J. A. Burns, T. Denk, B. Giese, P. Helfenstein, L. Iess, T. V. Johnson, A. McEwen, L. Nicolaisen, C. Porco, N. Rappaport, J. Richardson, L. Somenzi, P. Tortora, E. P. Turtle & J. Veverka. Nature 448, 50-56 (5 July 2007) | doi:10.1038/nature05779; Received 15 January 2007; Accepted 23 March 2007.

Surface composition of Hyperion. D. P. Cruikshank, J. B. Dalton, C. M. Dalle Ore, J. Bauer, K. Stephan, G. Filacchione, A. R. Hendrix, C. J. Hansen, A. Coradini, P. Cerroni, F. Tosi, F. Capaccioni, R. Jaumann, B. J. Buratti, R. N. Clark, R. H. Brown, R. M. Nelson, T. B. McCord, K. H. Baines, P. D. Nicholson, C. Sotin, A. W. Meyer, G. Bellucci, M. Combes, J.-P. Bibring, Y. Langevin, B. Sicardy, D. L. Matson, V. Formisano, P. Drossart & V. Mennella. Nature 448, 54-56 (5 July 2007) | doi:10.1038/nature05948; Received 9 March 2007; Accepted 16 May 2007

NASA Finds Hydrocarbons on Saturn's Moon Hyperion, comunicat de premsa de la NASA.

Cassini Scientists Wring Out The Details On Spongy Hyperion, comunicat de premsa del Laboratori Central d'Imatge per Operacions de la Cassini (CICLOPS).

Aquesta entrada ha esta publicada en General. Afegeix a les adreces d'interès l'enllaç permanent.

Deixa un comentari

L'adreça electrònica no es publicarà. Els camps necessaris estan marcats amb *

Aquest lloc utilitza Akismet per reduir el correu brossa. Aprendre com la informació del vostre comentari és processada