Titania

Titania es la luna más grande de Urano y el octavo satélite natural más grande del sistema solar: un mundo de partes aproximadamente iguales de roca y hielo de agua, de unos 1.578 km de diámetro, que gira alrededor del gigante de hielo volcado de lado cada 8,7 días. Es un lugar frío y tenue, iluminado por un Sol unas diecinueve veces más distante que desde la Tierra, y sin embargo su superficie agrietada y fracturada registra un violento pasado geológico en el que su interior se congeló, se expandió y partió su propia corteza.

Bautizada no en honor a un dios griego, sino a la reina de las hadas en El sueño de una noche de verano de Shakespeare, Titania pertenece a una familia de lunas uranianas que rompen por completo con la tradición clásica de nomenclatura. Se ha visto de cerca solo una vez, en un único y fugaz sobrevuelo, e incluso entonces solo se captó la mitad bajo luz solar.

Descubierta por el hombre que encontró Urano

William Herschel descubrió Titania el 11 de enero de 1787, junto con Oberón —la segunda luna uraniana más grande— la misma noche, seis años después de su descubrimiento del propio Urano en 1781. Durante décadas, el par siguió siendo las únicas lunas conocidas del planeta, y no fue hasta después que se confirmó a Titania como la mayor de los satélites uranianos.

El nombre de la luna proviene de una tradición exclusiva de Urano. Mientras que la mayoría de los cuerpos del sistema solar llevan nombres del mito griego y romano, las lunas de Urano llevan nombres de personajes tomados de las obras de Shakespeare y la poesía de Alexander Pope. Titania, Oberón, Miranda, Ariel y Umbriel siguen todas este esquema literario, y los propios rasgos de la superficie de Titania lo continúan: sus cañones y cráteres llevan nombres como Úrsula, Gertrudis, Belmont y Messina, tomados del drama shakespeariano.

Roca, hielo y un posible océano oculto

Titania tiene un radio de 788,4 km y una masa de unos 3,5 × 10²¹ kg, lo que le da una densidad cercana a 1,68 g/cm³, un valor que apunta a un cuerpo construido con cantidades aproximadamente iguales de roca y hielo de agua. Los científicos planetarios modelan su interior como diferenciado: un denso núcleo rocoso envuelto en un manto helado, tras haberse separado ambos a medida que el calor de la luna empujaba el material más pesado hacia el interior.

Si ese interior alguna vez contuvo suficiente calor interno —procedente de la desintegración radiactiva en la roca, quizá ayudado por el amoníaco actuando como anticongelante—, una capa de agua líquida podría haber persistido en el límite entre el núcleo y el manto. Si algún océano subsuperficial así sobrevive hoy en día es algo desconocido; Titania es pequeña y antigua, y nunca se ha estudiado con suficiente detalle como para saberlo.

Una corteza desgarrada: Messina Chasmata

El accidente geográfico definitorio de Titania es Messina Chasmata, un enorme sistema de cañones que se extiende unos 1.490 km a través del hemisferio sur de la luna, cerca de la longitud de toda la cara visible. No son cañones de erosión como los tallados por el agua en la Tierra; son grábenes, bloques de corteza que se hundieron entre fallas paralelas a medida que la superficie se separaba.

Se cree que este agrietamiento extensional registra la propia congelación de la luna. A medida que el hielo de agua interior de Titania se solidificaba, se expandía, estirando la capa exterior hasta que se fracturó en largas fosas de paredes rectas. La Voyager 2 fotografió depósitos brillantes —probablemente escarcha— aferrados a las paredes orientadas al Sol de estos valles, y el corte transversal de los cráteres por los cásmata muestra que la falla se produjo relativamente tarde en la historia de la luna, sugiriendo actividad geológica mucho después de su formación.

Cráteres y escarpes

Junto con sus cañones, Titania presenta las cicatrices de impacto de miles de millones de años. Su mayor cráter, Gertrudis, abarca unos 326 km, mientras que Úrsula, de unos 135 km de diámetro, se sitúa en un parche de llanuras más lisas dividido por el grabén Belmont Chasma, una clara demostración de que los cráteres llegaron primero y la fractura tectónica los siguió. Largos acantilados, o rupes, como los 402 km de Rousillon Rupes marcan otras líneas donde la corteza se ha desplazado. En conjunto, Titania parece menos craterizada que su vecina Oberón, lo que sugiere que su superficie se renovó o remodeló parcialmente después de la época de bombardeo más intenso.

Un rastro de dióxido de carbono

La superficie de Titania es una mezcla de hielo de agua y material rocoso más oscuro, con una temperatura que oscila entre unos 60 y 89 K (aproximadamente −213 a −184 °C). Observaciones infrarrojas desde la Tierra a principios de la década de 2000 también detectaron dióxido de carbono congelado, concentrado en el hemisferio posterior de la luna, el lado orientado hacia atrás a lo largo de su órbita.

Ese hielo de CO₂ podría sublimarse ligeramente bajo la luz solar y darle a Titania una atmósfera estacional extraordinariamente tenue. Las mediciones de ocultación estelar solo proporcionan un límite superior para cualquier presión superficial —no más de aproximadamente uno a dos milipascales, o diez a veinte nanobares, unas decenas de millones de veces más tenue que el aire terrestre—. Apenas se puede llamar una atmósfera, pero entre las lunas uranianas incluso este susurro de gas resulta inusual.

Vista solo una vez, y solo la mitad

Todo lo que hemos fotografiado de Titania proviene de una sola nave espacial. La Voyager 2 de la NASA atravesó el sistema uraniano en enero de 1986, realizando su acercamiento más cercano a Titania a unos 365.200 km. Como Urano estaba volcado casi de lado, el Sol brillaba casi directamente sobre los hemisferios sur de las lunas, así que la Voyager 2 solo pudo fotografiar alrededor del 40 % de la superficie de Titania; la mitad norte yacía en una oscuridad polar de décadas de duración.

Ninguna misión ha regresado desde entonces. Titania sigue siendo un mundo cartografiado solo a medias, y buena parte de lo que más nos gustaría saber —el hemisferio lejano, el verdadero estado de su interior, si persiste agua líquida debajo— aguarda a un futuro orbitador de Urano, una misión clasificada repetidamente entre las máximas prioridades para la exploración de los planetas exteriores, pero que todavía no se ha lanzado.