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Criovulcanismo en el Sistema Solar
Alberto González Fairén

En el Sistema Solar exterior hay evidencias abundantes de actividad criovolcánica, tanto en el pasado como en el presente.
l criovulcanismo se define como la extrusión de líquidos o gases procedentes de materiales que se espera que estén en estado sólido y congelados a las temperaturas que existen en la superficie de los cuerpos helados del Sistema Solar exterior. Tenemos evidencia de criovulcanismo activo en tres lunas del Sistema Solar: Europa (Júpiter), Encélado (Saturno) y Tritón (Neptuno). Y hay pruebas abundantes de actividad criovolcánica en numerosos otros satélites y planetas enanos en el pasado.

El criovulcanismo no sería posible sin la existencia de una capa líquida bajo la superficie, que actúa de forma similar al manto terrestre. Antes de las misiones Voyager, en la década de 1970, este concepto era difícil de explicar, porque se asumía que los satélites del Sistema Solar exterior estaban completamente congelados: están tan lejos del Sol que apenas reciben calor de la estrella, y toda la energía residual de su interior debería haberse disipado hace mucho tiempo. No deberían existir capas líquidas en el interior similares al manto de la Tierra.

Sin embargo, las misiones Voyager midieron las interacciones gravitatorias de las lunas con sus planetas, descubriendo que estas interacciones otorgan cierta flexibilidad a las capas del interior de los satélites, lo que evita su congelación total. Como resultado, estas lunas esconden en su interior océanos de agua líquida que pueden llegar a tener varias decenas de kilómetros de espesor, y que están confinados entre las superficies de hielo y el núcleo rocoso.

Las imágenes proporcionadas por las Voyager mostraban, además, montañas con el aspecto de volcanes, incluidos sus cráteres, y planicies suaves (Figura 1) como las que genera la lava en nuestro planeta. No podían estar formadas por roca fundida, porque la densidad de las lunas es demasiado baja como para contener rocas.
Cipango Planum, en Tritón
Figura 1: Cipango Planum, en Tritón, un área donde los cráteres
han sido borrados por criolavas. (NASA/JPL/USGS) Click para ampliar!
Misiones posteriores han mejorado aún más nuestro conocimiento sobre la naturaleza de estos océanos escondidos, observando los campos magnéticos de los satélites. Como los océanos internos están cargados de sales, actúan como fluidos conductores, y su movimiento puede afectar o incluso generar campos magnéticos.

La prueba definitiva de la existencia de criovulcanismo activo en el Sistema Solar exterior llegó en 1989, cuando la sonda Voyager 2 sobrevoló Tritón. Sus cámaras captaron un géiser de agua levantándose hasta 8 kilómetros por encima de la superficie del satélite. El agua sólo podía provenir del interior de Tritón. Por desgracia, la misión de las Voyager no incluía análisis más pausados, y no hubo un seguimiento de la evolución del penacho acuoso.

No fue hasta 2004 cuando la sonda Cassini entró en órbita de Saturno, esta vez sí con la misión de estudiar en profundidad al gigante gaseoso y su sistema de satélites durante más de una década. Cuando Cassini empezó a analizar Encélado, comprobó que su superficie es un desierto helado donde las temperaturas raramente suben de los 200 grados bajo cero. Sin embargo, Cassini descubrió evidencias de una capa líquida escondida bajo el hielo de la superficie: cerca del polo sur del satélite, las fisuras del hielo superficial dejaban escapar chorros de agua. En 2005 Cassini fue testigo directa de la extrusión de columnas de agua desde la superficie de Encélado, eyectadas a 1300 kilómetros por hora.

Y el mismo fenómeno se pudo observar en 2014 en Europa (Figura 2): usando el telescopio espacial Hubble, se detectaron grandes chorros de agua emanando de la región sur del satélite, que desaparecieron en menos de un año. Este tipo de erupciones intermitentes serían más parecidas al vulcanismo clásico, como el de la Tierra, que el criovulcanismo constante de Encélado.

Los materiales que eyecta el criovulcanismo han sido objeto de intensos debates desde entonces. Se trata de soluciones acuosas probablemente muy ricas en sales, y que deben incluir cristales de hielo, así como trazas de gases como nitrógeno, metano y amoniaco. Su apariencia y comportamiento sería parecido al de una solución viscosa o una salmuera en la Tierra.

Es interesante destacar que la composición de las criolavas parece variar en función de la lejanía al Sol: los satélites de Júpiter y Saturno presentan lavas más acuosas, con pocas sales y amoniaco, lo que las hace menos viscosas, y los materiales extruidos generan planicies similares a los maria lunares; por otro lado, los satélites de Urano y Neptuno contienen lavas más ricas en amoniaco y metanol, lo que las hace más densas y propensas a formar conos volcánicos, y además tienen mayor contenido en gases, propiciando erupciones explosivas.

El mecanismo que provoca la extrusión de criolavas a la superficie de las lunas heladas está aún por definir. Es posible que sea consecuencia de procesos químicos, o simplemente resultado de la presión de otras capas sobre las bolsas de líquido subsuperficial. En todo caso, la salida de materiales líquidos al exterior ofrece una oportunidad excepcional para analizar la composición de los océanos escondidos en las lunas heladas sin necesidad de perforar la capa de hielo. Basta con llevar una sonda capaz de estudiar los materiales de los géiseres, como hará la sonda JUICE que parte en junio del año que viene hacia el sistema de Júpiter, o capaz de recoger muestras de los géiseres y traerlas a la Tierra.
Criovulcanismo en Europa
Figura 2: Criovulcanismo en Europa, en la visión UV del telescopio Hubble. (NASA/ESA/L.Roth/SwRI/U. Cologne)
 
 
Madrid, España, 07 de Abril de 2021.
 
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