Miranda es uno de los satélites más misteriosos de nuestro sistema solar, quizás porque todavía sabemos muy poco sobre este -solo ha sido visitado por la Voyager 2- y su aspecto nos evoca una tortuosa historia en la que su superficie nos recuerda al cascarón de un huevo agrietado y reconstruido a partir de remiendos de su propia cáscara. Y sin una misión en el horizonte que nos permita volver a visitarlo y tomar datos más detallados, nuestra única alternativa para conocerlo un poco mejor es la reinterpretación de los datos de nuestra única visita y la confección de modelos numéricos cada vez más avanzados para explicar a lo que vemos.

Este satélite de Urano ostenta el título de ser el más pequeño de los satélites “esféricos” del planeta y uno de los más pequeños -tiene tan solo un radio de 236 kilómetros- de todo el Sistema Solar que probablemente haya alcanzado el equilibrio hidrostático. Algo a lo que probablemente haya ayudado su composición, que se estima podría superar el 60% de hielo de agua.

Con toda esta cantidad de hielo de agua cabría preguntarse si Miranda podría albergar -o albergó en el pasado- un océano subterráneo, al igual que otros cuerpos de nuestro Sistema Solar exterior, a pesar de que su tamaño hace muy difícil, al menos en principio, albergar un océano capaz de aguantar sin congelarse una gran cantidad de tiempo. La primera pista de que esta puede ser una posibilidad real es que, si hacemos un esfuerzo y miramos con detalle su superficie, observaremos que hay zonas de su superficie más antiguas y más modernas, algo que reconocemos por el número y tamaño de sus cráteres, entre otras cosas de las que ahora hablaremos.

Este hecho nos indica que Miranda habría sufrido un proceso, o quizás procesos, de rejuvenecimiento activo de su superficie con la capacidad suficiente de cambiar su aspecto desde dentro y borrar o transformar los cráteres y otras formas del relieve, indicándonos la existencia de una cierta dinámica que a su vez apuntaría a la posibilidad de la presencia de un océano subterráneo como correa de transmisión de la energía interna del satélite hacia el exterior.

Aunque vamos a centrarnos en las pistas más puramente geológicas, este año, Hemingway et al. (2024) han propuesto usar las libraciones para comprobar si los satélites de Urano albergan un océano subterráneo. Las libraciones son un movimiento de oscilación y bamboleo que muestran algunos cuerpos celestes, como nuestra Luna, cuando los observamos desde un punto “fijo” como puede ser la superficie de nuestro planeta. Este fenómeno es el que nos permite, desde la Tierra, ver parte de la “cara oculta” de nuestra Luna.

Pues bien, analizando la amplitud de estas oscilaciones, podríamos conocer mejor la distribución de masas en el interior de los satélites de Urano, de tal manera que podríamos inferir detalles como, por ejemplo, si el núcleo está en estado sólido o líquido o si hay un océano subterráneo, entre otros.

En el caso de Miranda (también en el de Ariel y Umbriel), si la capa de hielo que hay por encima del océano subterráneo tiene unos 30 kilómetros de espesor o potencia, la amplitud de las libraciones en el ecuador superarían los 100 metros y cuanto más fina fuese la capa de hielo que sirve como corteza, más precisa podrá ser la detección de un posible océano.

Y cuanto menos “profundo” sea el océano, más difícil será de detectar mediante las libraciones, por lo que habría que usar también datos como las medidas del campo gravitatorio, que permitan complementar los modelos y dar una respuesta fiable a la pregunta de si hay un océano bajo el hielo de la superficie o no. Este caso sería aplicable a los satélites que tengan ya un océano en proceso de congelación. Cabe decir que tanto las libraciones como las medidas del campo gravitatorio habría que hacerlas in situ, desde el propio sistema de Urano.

Pero volvamos a las pruebas geológicas que apuntarían a la existencia de un océano subterráneo: En Miranda se han observado unas formas circulares u ovaladas sobre su superficie que conocemos como coronas -también observadas en planetas como Venus- y que son unas regiones que muestran una intensa actividad geológica marcada por sistemas de fracturas concéntricos.

En Miranda hay al menos tres de estos sistemas: Arden Corona, Inverness Corona y Elsinore Corona, identificados gracias a las imágenes tomadas en 1989 por la Voyager 2 y que muestran algunas diferencias morfológicas entre sí, aunque en el fondo podrían representar un mismo mecanismo de formación.

¿Y qué tienen que ver las coronas con los océanos subterráneos? Los científicos proponen dos posibles orígenes para estas. Por un lado, procesos diapíricos en los cuales materiales más calientes y menos densos -como un hielo a mayor temperatura que el que compone la corteza- asciende a través de la corteza, deformándola y provocando la formación de los sistemas de fracturas. La convección de las aguas dentro del océano podría facilitar este tipo de fenómenos.

Por otro lado, si el océano se congeló -o está en proceso de congelación actualmente- el aumento de volumen que sufriría tendría la capacidad de generar unos importantes esfuerzos en la corteza helada de Miranda y, de nuevo, dando lugar a los sistemas de fracturas que vemos.

Si echamos un vistazo al artículo publicado por Strom et al. (2024), los resultados de los modelos de estos autores sugieren que la corteza es bastante delgada, de 30 kilómetros o menos de espesor y que ha existido un océano de unos 100 kilómetros -una barbaridad, ya que supondría ocupar casi la mitad del radio del satélite- de potencia en los últimos 100 a 500 millones de años.

Y, si es un cuerpo con esta elevada proporción de hielo en su composición, ¿Cómo es posible que haya estado a una temperatura suficiente para sostener un océano de agua líquida a lo largo del tiempo geológico? Pues esto podría explicarse por las interacciones gravitatorias entre Miranda y el resto de grandes satélites, que podrían generar suficiente fricción en su interior como para elevar la temperatura y fundir parte del hielo de Miranda. Y este proceso podría haberse repetido varias veces desde la formación del Sistema Solar.

Es posible que hoy día ese mecanismo haya dejado de funcionar y el interior de Miranda esté casi totalmente congelado, aunque todavía podría quedar un pequeño océano atrapado entre la corteza y su núcleo algo que, como ocurre en estos casos, eleva mucho el interés astrobiológico de este satélite.

Pero de momento, y hasta que nuevas misiones sean capaces de llegar al sistema de Urano, tendremos que seguir esperando para conocer si Miranda – y quizás alguno de los otros satélites- alberga un océano subterráneo incluso hoy en día.

Referencias:

Hemingway, D. J., & Nimmo, F. (2024). Looking for Subsurface Oceans Within the Moons of Uranus Using Librations and Gravity. Geophysical Research Letters, 51(18), e2024GL110409. doi: 10.1029/2024GL110409

Leonard, E. J., Beddingfield, C. B., Elder, C. M., & Nordheim, T. A. (2023). Unraveling the Geologic History of Miranda’s Inverness Corona. The Planetary Science Journal, 4(12), 235. doi: 10.3847/PSJ/ad0552

Strom, C., Nordheim, T. A., Patthoff, D. A., & Fieber-Beyer, S. K. (2024). Constraining Ocean and Ice Shell Thickness on Miranda from Surface Geological Structures and Stress Modeling. The Planetary Science Journal, 5(10), 226. doi: 10.3847/PSJ/ad77d7

Sobre el autor: Nahúm Méndez Chazarra es geólogo planetario y divulgador científico.