Los sistemas de satélites que conviven con nuestros gigantes gaseosos y de hielo no solo son llamativamente diversos, sino que algunos de ellos son mundos geológicamente activos. De todos ellos, el primero -y único- en el que se detectaron erupciones volcánicas similares a las de nuestro planeta fue en Ío, un satélite de Júpiter un poco más grande que nuestra propia Luna, pero con un grado de actividad increíblemente alto, superior incluso a la de la Tierra.

Siendo un cuerpo tan pequeño, esta actividad tan manifiesta es algo que no debería de producirse salvo que exista algún fenómeno capaz de mantener su energía interna a lo largo del tiempo geológico con la suficiente intensidad como para que todavía hoy podamos ver erupciones de una manera continua en su superficie. En el caso contrario, el enfriamiento natural de los interiores planetarios haría que Ío fuese probablemente un cuerpo carente de actividad o con fenómenos muy puntuales.

Esto deja claro que el calor remanente de su formación -el que acumulan los cuerpos planetarios a partir de las numerosas colisiones que les permiten crecer- y la desintegración de los elementos radioactivos no parecerían ser una fuente de calor suficiente para explicar el vulcanismo que observamos tampoco hoy día.

Entonces, ¿qué es lo que ocurre para que sea un cuerpo tan dinámico? La órbita de Ío es ligeramente elíptica, de tal manera que la distancia entre el satélite y Júpiter va cambiando a lo largo de su órbita y, con ello, la atracción gravitatoria que el planeta ejerce sobre Ío, deformándolo como -y permítanme esta licencia- si fuese una pelota antiestrés.

Esto provoca que su interior se genere una gran fricción entre las partículas que lo componen y que esta se acabe transformando en calor, llegando a temperaturas tan altas que la propia roca que forma el satélite pueda llegar a fundirse parcialmente y estos materiales fundidos alimentar al vulcanismo que observamos. Pero… ¿son fenómenos puntuales o bajo la corteza encontramos un océano de magma?

Algunos científicos habían mantenido que la cantidad de energía que se disipa a través de estos fenómenos es tan alta que sería suficiente como para permitir que debajo de la corteza rocosa de Ío existiese un océano de magma subterráneo, pero los datos de la misión Juno parecen apuntar hacia un interior un tanto diferente.

Un nuevo artículo publicado por Park et al. (2024) sugiere que lo que en realidad ocurre es que el manto se encuentra fundamentalmente en estado sólido y lo que se produce son pequeñas bolsas de material fundido conectadas hacia el exterior a través de sistemas de fisuras, por donde estos fluidos calientes ascenderían rápidamente, evitando que se vaya acumulando este material y acabe formando el océano de magma en su interior, de tal manera que los volcanes que observamos no se alimentan de una fuente en común, sino que cada uno podría tener su propia cámara magmática.

Ojo, esto no quiere decir que a mayor profundidad no pueda existir un océano de magma -a cientos de kilómetros de profundidad- pero este océano no serviría tampoco para explicar el grado de vulcanismo que observamos en la superficie.

Este estudio no solo tiene consecuencias en Ío, sino que podemos extrapolarlas también a otros cuerpos. Quizás la más importante es que, aunque el efecto de las mareas sea suficiente para crear materiales fundidos, no obliga necesariamente a la existencia de océanos de magma, un fenómeno que también dependerá de la velocidad de migración de los fluidos hacia la superficie y la capacidad de la corteza del cuerpo para retener estos en su interior.

También nos sirve para comparar los distintos cuerpos de nuestro sistema solar, especialmente los de hielo y los de roca. Y es que, si lo pensamos, la estructura de algunos de los cuerpos de hielo -como pueden ser Encélado o Europa- consiste en una corteza bajo la cual existe un océano subterráneo, que sería el equivalente al océano de magma en un cuerpo rocoso y cuya posibilidad de existencia responde a las diferentes propiedades y comportamiento del agua y la roca.

Aunque todavía queda mucho por aprender de Ío, este nuevo análisis con los datos de la Juno, nos abre una puerta a comprender mucho mejor como cuerpos tan pequeños son capaces de mantener un grado de actividad tan alto y ayudarnos a hacernos una imagen de su interior hasta que podamos tener mejores misiones que nos ayuden a reconstruir como son realmente por dentro.

Referencias:

Park, R S, et al. (2024) Io’s Tidal Response Precludes a Shallow Magma Ocean Nature doi: 10.1038/s41586-024-08442-5

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