La sonda Juno de la NASA captó impresionantes imágenes de la luna volcánica Io de Júpiter (izquierda), incluidos primeros planos de penachos que escapan de su superficie (derecha)(Crédito de la imagen: (izquierda) NASA/JPL-Caltech/SwRI/MSSS Procesamiento de imágenes por Emma Wälimäki; (recuadro) NASA/JPL-Caltech/SwRI/MSSS/AndreaLuck)
La luna volcánica de Júpiter, Io, no parece tener un océano subsuperficial de magma, lo que resuelve algunas cuestiones sobre cómo entran en erupción los volcanes de Io y plantea preguntas más amplias sobre océanos de magma similares dentro de otras lunas y planetas.
Los datos de misiones anteriores habían llevado a los científicos planetarios a preguntarse si, en lugar de sólo bolsas de fusión, Io contenía una capa de magma de 31 millas (50 kilómetros) de profundidad: un océano de roca fundida en toda la luna. En la década de 1990, la misión Galileo de la NASA realizó mediciones de inducción magnética que sugerían la existencia de dicha capa, mientras que, más recientemente, la distribución de volcanes en Io cartografiada por la misión Juno de la NASA a Júpiter se consideró sugerente de un océano de magma global que distribuye calor por toda la luna.
Pero las nuevas mediciones de Juno, unidas a los datos de archivo de la misión Galileo, parecen haber puesto fin a la posibilidad de un océano de magma bajo la superficie de Io.
Hasta 400 volcanes están en erupción en la superficie de Io, la luna más interna de Júpiter, con prácticamente cada centímetro cuadrado de la luna cubierto de llanuras de lava. La lava en erupción (roca fundida que llega a la superficie) procede de zonas de «fusión» dentro del manto, que son bolsas ascendentes de magma (roca fundida que aún está bajo tierra).
La energía para fundir la roca del manto de Io provendría del calentamiento por mareas en las garras del campo gravitatorio de Júpiter – Io se mueve alrededor de Júpiter en una órbita excéntrica, y su distancia al planeta gigante puede variar en 2.175 millas (3.500 kilómetros). Esto significa que la fuerza gravitatoria que siente de Júpiter cambia a lo largo de su órbita, retorciendo y apretando el interior de la luna, lo que se traduce en la liberación de energía en forma de calor.
Junto con mareas gravitacionales similares pero más pequeñas de las lunas compañeras Europa, Ganímedes y Calisto, significa que se inyecta una enorme cantidad de energía de marea en el interior de Io, pero ¿es suficiente energía para mantener una capa del manto completamente fundida?
Juno llegó a Júpiter en 2016 y ha realizado más de 60 órbitas del planeta gigante, pero en los últimos años se ha ido acercando y realizando sobrevuelos de las grandes lunas galileanas. El 30 de diciembre de 2023 y el 3 de febrero de 2024, Juno voló a menos de 1.500 kilómetros de Io.
Ha realizado más sobrevuelos de Io desde entonces, y que cerca de Io, la gravedad de la luna perturba las señales de radio transmitidas desde Juno a la nave espacial. Junto con los datos de archivo de la nave espacial Galileo, los investigadores dirigidos por Ryan Park, del Laboratorio de Propulsión a Chorro de la NASA, pudieron utilizar esos dos sobrevuelos para medir el campo gravitatorio de Io y cómo cambia a medida que la luna volcánica es comprimida y estirada por la gravedad de Júpiter (y de sus lunas compañeras).
Si Io tuviera un océano de magma bajo la superficie, se deformaría mucho bajo la gravedad de Júpiter. Sin embargo, las mediciones Doppler sugieren que Io es bastante rígida, lo que significa que su interior es bastante sólido. No puede haber ningún océano de magma.
Una ilustración artística que muestra la estructura interna de Io. El estudio del equipo científico de Juno sugiere que Io no tiene un océano de magma global poco profundo y es consistente con un manto mayoritariamente sólido (tonos verdes), con un fundido sustancial (amarillos y naranjas), que recubre un núcleo líquido (rojo/negro). (Crédito de la imagen: NASA/Caltech-JPL/SwRI)
Si no hay océano de magma, ¿de dónde procede el «deshielo» que emerge de los volcanes en forma de lava? En la Tierra, el deshielo se produce por las fuerzas tectónicas. Al ser menos denso y, por tanto, más flotante que el manto sólido que lo rodea, el magma se eleva y emerge a través de los volcanes. Aunque no parece haber un océano global de magma en Io, debe haber bolsas de magma que pueden ascender y salir a la superficie a través de los volcanes.
También se pueden establecer comparaciones entre Io y la Luna de la Tierra. A primera vista no se parecen demasiado: la Luna de la Tierra es estéril e inerte, Io está cubierta de volcanes. Sin embargo, Io sólo es un 5% mayor en diámetro y densidad que la Luna. Además, durante los primeros 100 millones de años de existencia de nuestra luna, tuvo un océano de magma como consecuencia de su violento nacimiento a partir de los escombros de un enorme impacto contra la joven Tierra. Poco a poco, el calor se fue filtrando fuera de la Luna terrestre y el océano de magma se solidificó. El equipo de Park sostiene que el calentamiento por las mareas no basta por sí solo para crear un océano de magma, sino que se necesita algo tan espectacular como la formación de la Luna para generar energía suficiente.
Los descubrimientos también tienen repercusiones más amplias para los exoplanetas. Los astrónomos están encontrando muchos exoplanetas en órbitas muy cerradas alrededor de las estrellas más pequeñas, conocidas como enanas M. Al estar tan cerca, estarían sujetos al calentamiento por mareas y los astrónomos se habían preguntado si tendrían océanos globales de magma. Al estar tan cerca, estarían sujetos al calentamiento por mareas, y los astrónomos se habían preguntado si tendrían océanos globales de magma. El sistema Io-Júpiter es similar, en escala, a un exoplaneta en órbita alrededor de una enana M, y si el volcánico Io no tiene un océano de magma, quizá tampoco lo tengan los exoplanetas en órbitas cercanas alrededor de enanas M.
Los resultados se publicaron en Nature.
