Los sistemas de satélites de los gigantes gaseosos de nuestro sistema solar son, desde luego, de lo más diverso: tamaños, formas, composición, actividad geológica. Quizás el sistema en el que el contraste salta más a la vista es en el de los satélites de Júpiter.

Nacidos a partir de la misma nube de gas y polvo alrededor de Júpiter, las diferencias, por ejemplo, entre Ío, un mundo rocoso, volcánico y extremadamente seco y Europa, un mundo cuya corteza es de hielo y que podría albergar un océano subterráneo son más que evidentes.

Pero, ¿cuál es la razón para que existan estas diferencias tan marcadas? Los satélites galileanos -Ío, Europa, Ganímedes y Calixto- muestran una tendencia clara en cuanto a su densidad: cuanto más alejado de Júpiter, menos denso; así, Ío es un mundo rocoso y denso y Calixto, menos denso y con mayor proporción de hielos, algo que apuntaría a una diferencia fundamental en su evolución y en la pérdida del agua primigenia con la que se habrían formado.

Hay dos teorías para poder explicar este hecho: la primera es que los satélites, como dijo aquella famosa cantante norteamericana “nacieron así”. Y me explico: El intenso calor que emitiría un joven Júpiter creó un gradiente de temperaturas en el disco circumplanetario a partir del cual se formaron sus satélites. Ío, por su proximidad, se formaría en una región demasiado caliente para que el hielo se condensase, mientras que Ganímedes y Calixto se formaron en la zona más externa y fría, donde el hielo era abundante gracias a unas temperaturas más bajas que facilitaban la condensación de los volátiles.

La segunda hipótesis es que, con el paso del tiempo, se fueron convirtiendo en los satélites que vemos hoy. De hecho, todos los satélites podrían haberse formado como mundos con una gran cantidad de agua, incluso siendo mundos oceánicos en un principio. Bajo esta premisa, Ío y Europa empezaron su vida con mucha agua, pero las condiciones de las proximidades de Júpiter fueron haciendo que sus elementos volátiles se perdiesen con el tiempo.

El mecanismo más importante para explicar es esta pérdida de elementos volátiles sería el escape atmosférico hidrodinámico, donde el calor facilita que el vapor de agua se escape de la atmósfera al espacio. Además, el calor generado por los impactos y la radiación emitida por Júpiter podrían haber sido también fenómenos clave en esta pérdida del agua.

Y precisamente esta hipótesis es la que trata un nuevo estudio publicado por Bennacer et al. (2025) en el que intentan averiguar si es posible que Ío perdiese toda su agua mientras que Europa no, asumiendo que comenzaron siendo cuerpos formados por la misma proporción de rocas y agua.

Para poder probar esta hipótesis, los científicos han trabajado en unas simulaciones numéricas para ver la evolución de los satélites desde el principio, como si los hubiesen construido de cero, con las mismas reglas de formación que se seguía en los albores del Sistema Solar. Su modelo incluye dos fuentes principales de calor: la energía liberada por el impacto de cuerpos en la fase de acreción y la intensa radiación emitida por Júpiter en esos primeros momentos.

La contemporización de estos procesos es crítica, ya que el modelo asume que los satélites comenzaron a formarse unos 3 millones después de que apareciesen los primeros elementos sólidos en la nebulosa solar, y este punto específico de inicio está escogido así para ajustarse a la composición química de Calixto, para así asegurar que las simulaciones se ajustan a la realidad de las observaciones que si tenemos.

Además, también pudieron probar la distinta la forma de crecimiento de los satélites durante su formación: ¿Fue a través de la acumulación de pequeñas “rocas” o crecieron a partir de la colisión de varios cuerpos mucho más grandes, de kilómetros, y que conocemos en el argot como planetesimales? La diferencia es importante porque los impactos más grandes permiten encerrar parte del calor dentro del núcleo, mientras que los impactos más pequeños concentran el calor en la superficie.

Dicho todo esto, podríamos decir que el personaje central de esta historia es el agua, pero no como océanos de agua líquida todavía. En las primeras etapas de formación planetaria, el agua está encerrada dentro de la estructura cristalina de los minerales. Para que una luna pueda, por lo tanto, perder el agua al espacio, debe de poder “deshidratarse” primero después de su formación.

Para ello, el interior debe de calentarse hasta al menos unos 600ºC, una temperatura que permita romper los enlaces químicos y liberar el vapor de agua. Este modelo, precisamente, sigue se patrón: A medida que el satélite crece y se calienta debido a la desintegración radioactiva y el calentamiento por mareas, las rocas empiezan a liberar el agua.

Debido al contraste de densidades, el agua comienza a migrar hacia la superficie, formando una atmósfera de vapor y un océano global, algo a lo que también puede ayudar la existencia de fenómenos volcánicos. Y es en la superficie donde se ganará o se perderá la batalla del agua en este caso que tratamos hoy: Si la superficie está muy caliente y la gravedad es muy baja, la atmósfera entre en un estado de escape hidrodinámico, en la que el viento solar -y algunas partículas cargadas del propio entorno de radiación del planeta- puede arrastrar moléculas hacia el espacio.

Los investigadores de este estudio descubrieron que, para que esta forma de escape sea eficaz, las temperaturas superficiales deben de ser altas, algo que podría venir ayudado por la radiación que emitía Júpiter al principio de su historia. Sin embargo, Júpiter fue emitiendo menos radiación con el tiempo, y si el agua permanece durante mucho tiempo encerrada en las rocas, cuando llegue a la superficie, Júpiter ya no aportaría el calor suficiente para ayudar al escape de esta.

La historia de Ío es bastante complicada si asumimos estas premisas: Para que Ío comenzase “húmedo” y terminase “seco”, el agua debería haber sido eliminada del sistema muy pronto, antes de que la radiación de Júpiter cayese por debajo de un umbral, ya que una vez que se forma una capa de hielo o la atmósfera se enfría lo suficiente, no se conoce ningún mecanismo lo suficientemente eficaz como para eliminar todo un océano, ni tampoco el calentamiento por mareas es suficiente para explicar la desaparición de una capa de hielo de decenas de kilómetros de espesor.

Las simulaciones de este estudio muestran que era poco probable que Ío perdiera una gran cantidad de agua a través del mecanismo de escape atmosférico en condiciones normales, y las simulaciones muestran que incluso en su ubicación actual podría conservar una gruesa capa de hielo tras su formación.

Sin embargo, encontraron un pequeño resquicio: Hay unas condiciones muy extremas en las que Ío, siendo un cuerpo “húmedo”, podría perder su agua. Eso sí, tendría que haberse formado más cerca de Júpiter, a unos 5 o menos radios de Júpiter de distancia (actualmente se encuentra a unos 6) y haber migrado hacia afuera, de tal manera que el calor de Júpiter si habría sido lo suficientemente eficiente como para hacerle perder el agua.

También, si Ío se hubiese formado muy rápidamente, en menos de 400.000 años, o sufrió impactos por cuerpos muy grandes, la deshidratación podría haber ocurrido de una manera lo suficientemente rápida como para sincronizarse con el pico de radiación de Júpiter. Pero los modelos actuales, y más aceptados, sugieren que los satélites de estos planetas se formaron un poco más lejos y migraron hacia adentro, no al revés.

Estos resultados parecen decantar la balanza hacia la hipótesis de que los satélites nacieron así. Las distintas vías evolutivas o los procesos de escape atmosférico no son suficientes para reproducir las diferencias observadas entre Ío y Europa. Por lo tanto, la explicación más sencilla es que Ío nunca tuvo mucha agua.

Probablemente, durante su formación acumuló minerales con poca agua, y este detalle nos remite directamente a la estructura de la nebulosa joviana. Es probable que Ío se formase dentro del límite de deshidratación de los filosilicatos, acumulando solo -o mayoritariamente- roca seca. Europa se formaría más lejos de este límite o en un momento más frío cuando las rocas si podrían retener el agua.

Incluso Ío podría haberse formado a partir de una mezcla de hielo y roca pero que, simplemente, el hielo se sublimó antes de poder acumularse. Sin embargo, a la distancia de Ío a Júpiter, los pequeños bloques de hielo serían inestables y desaparecían antes de dar lugar a la formación de un satélite.

Aunque estos modelos informáticos aportan un argumento de peso, el veredicto tendrá que resolverse a partir de nuevas observaciones. Las misiones futuras deberían de ser capaces de medir la relación entre el deuterio y el hidrógeno (D/H). El deuterio es un isótopo pesado del hidrógeno y, cuando el agua se escapa al espacio, el hidrógeno “normal” se escapa más fácilmente que el deuterio, que es más pesado, dejando el agua restante enriquecida en deuterio.

Si Europa, por ejemplo, hubiese comenzado con una gran cantidad de agua y hubiese perdido una cantidad importante de ella al espacio, su relación D/H sería muy alta. Sin embargo, según la propia conclusión de este estudio, puesto que Europa habría conservado la mayor parte de los volátiles, la relación D/H debería ser similar, por ejemplo, a la que observamos en los océanos terrestres o en meteoritos primitivos como los condritos carbonáceos.

Y ahora mismo se dirigen de camino al sistema joviano dos misiones: La JUICE de la ESA y la Europa Clipper de la NASA y que quizás puedan ayudarnos a resolver esta duda cuando lleguen a principios de la próxima década… las lunas, ¿nacen o se hacen? Aguardaremos impacientes a los datos que puedan aportarnos.

Referencias:

Bennacer, Y., Mousis, O. and Hue, V. (2026) ‘On the divergent evolution of Io and Europa as Primordial Ocean Worlds’, The Astrophysical Journal, 997(1), p. 70. doi: 10.3847/1538-4357/ae2ebd.

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