Ío, una pizza volcánica

Ángel Gómez Roldán / 05-05-2005

Desde que Galileo observó en 1610 por primera vez las cuatro lunas mayores de Júpiter con su rudimentario telescopio, hasta hace apenas un cuarto de siglo, el ser humano no ha tenido ocasión de ver de cerca las extrañas y fascinantes superficies de estos mundos. Bautizados como galileanos en honor a su descubridor: Ío, Europa, Ganímedes y Calisto, en orden de distancia creciente al planeta, son algunos de los mayores satélites del Sistema Solar. Si no girasen en torno al gigante Júpiter, probablemente los modernos planetólogos los considerarían planetas por derecho propio.

Ío es la tercera luna mayor de Júpiter y la más cercana al planeta de las cuatro galileanas. Su tamaño (3.630 km de diámetro) y densidad (3,53 g/cm³) son muy similares a los de la Luna terrestre. Orbita alrededor del planeta joviano, a 421.600 km, en apenas 42 horas. Su superficie, radicalmente diferente a la de cualquier otro cuerpo del Sistema Solar, fue una gran sorpresa para los científicos de la sonda de la NASA Voyager 1 en su primer encuentro con el sistema de Júpiter, a principios de 1979. Se esperaba ver cráteres de impacto, como los observados en Mercurio o Marte, que permitieran, a partir de su cantidad y densidad, estimar la edad superficial. Sin embargo, prácticamente no había, por lo que se dedujo que algún tipo de proceso erosivo rejuvenecía la corteza. En cambio, se hallaron cientos de calderas volcánicas, algunas de ellas en plena y furiosa actividad.

Tanto las dos sondas Voyager en 1979, como la Galileo entre los años 1995 y 2003, enviaron impresionantes imágenes de erupciones con penachos de gas y polvo de hasta 300 kilómetros de altura. La emisión de estos materiales hace que Ío posea una tenue atmósfera compuesta de dióxido de azufre y trazas de otros gases. El descubrimiento de dicha actividad volcánica –la más intensa del Sistema Solar, incluso superior a la terrestre– fue sin duda uno de los mayores hitos de las misiones Voyager, ya que se trataba de la primera prueba directa de que el interior de otros cuerpos planetarios era caliente y activo.

Además, las erupciones cambiaban rápidamente. En los cuatro meses transcurridos entre los sobrevuelos de las sondas Voyager 1 y Voyager 2, algunos de los volcanes cesaron su actividad, mientras que otros la iniciaron. Se advirtió, asimismo, que los depósitos de materiales alrededor de las calderas volcánicas también variaron. Estudios recientes realizados con telescopios infrarrojos en diferentes observatorios terrestres, además del Telescopio Espacial Hubble, han detectado estas emisiones volcánicas. Por supuesto, las imágenes de la sonda Galileo, 16 años después de las Voyager, también revelan multitud de cambios en la atormentada superficie del satélite, lo que confirma una actividad extraordinaria.

Ío posee distintos terrenos: calderas de varios kilómetros de profundidad, lagos de azufre fundido, montañas, fallas y grietas, extensos derrames de cientos de kilómetros de longitud producidos por algún fluido de baja viscosidad (¿quizás alguna clase de azufre?), y chimeneas y edificios volcánicos de todo tipo. El azufre y sus compuestos adoptan una amplia gama de colores y son los responsables de su variada apariencia cromática. De hecho, fueron precisamente los múltiples tonos –amarillos, rojizos, negros, verdosos...– los que hicieron que los científicos que vieron por vez primera las fotografías en colores realzados de la superficie lo compararan con una gigantesca pizza. Un símil un tanto americano, pero muy gráfico.

Respecto a su estructura, y en marcado contraste con la mayoría de las lunas de los planetas exteriores del Sistema Solar, Ío parece tener una composición interna similar a la de los planetas terrestres, compuestos mayormente de rocas de silicatos fundidas. Datos de la sonda Galileo obtenidos en un sobrevuelo a menos de mil kilómetros de altura indican que posee un denso núcleo de hierro (quizás mezclado con sulfatos de hierro) con un radio de cómo mínimo 900 km, la mitad del tamaño del satélite.

Aunque el análisis de las imágenes de las Voyager hizo pensar que los flujos de lava se componían mayormente de agregados de azufre fundido, las observaciones infrarrojas desde tierra indican que son demasiado calientes para que se trate sólo de este elemento y existe la hipótesis de que sean rocas de silicatos fundidas. Asimismo, datos recientes obtenidos con el Hubble indican que podría ser rico en sodio. O quizás coexistan diferentes materiales en distintos lugares.

Algunos de los puntos más calientes de Ío pueden alcanzar temperaturas de hasta 2.000º K (unos 1.700º C), aunque la media de la temperatura superficial es muy inferior, de sólo 130º K (unos 143º C bajo cero, recordemos que Ío y Júpiter se encuentran cuatro veces más lejos del Sol que la Tierra). Estos puntos calientes parecen ser el mecanismo principal por el que el satélite pierde su calor interno.

La energía para toda esta actividad telúrica se debe probablemente a las llamadas “interacciones de marea” entre Ío, Europa, Ganímedes y Júpiter. Las tres lunas están acopladas en órbitas resonantes de tal manera que Ío recorre dos órbitas por cada órbita de Europa, y ésta a su vez recorre dos órbitas por cada una de Ganímedes. Así, las resonancias gravitatorias provocadas en Ío por Europa y Ganímedes, además de la propia influencia debida a la enorme masa de Júpiter, determinan que el material de la luna volcánica se “estire” y se “comprima” como las olas de los mares de la Tierra, pero con una amplitud mucho mayor, del orden de unos 100 metros, liberando gran cantidad de calor en el proceso, el “motor” del intenso dinamismo volcánico del satélite.

Ío, además, atraviesa en su órbita las líneas del poderoso campo magnético de Júpiter, lo que genera una enorme corriente eléctrica, que puede tener una intensidad de hasta un billón (¡10¹²!) de vatios, pero que es pequeña comparada con la fuerza del calentamiento mareal. Dicho flujo eléctrico arranca parte del material superficial del satélite para formar un gigantesco toroide de sodio y azufre alrededor de Júpiter, que ha sido detectado incluso desde la Tierra. Las partículas que se escapan de este “anillo” son parcialmente responsables de la inusualmente extensa magnetosfera joviana. Por añadidura, las observaciones de la Galileo parecen confirmar la existencia de un campo magnético propio en Ío parecido al detectado en Ganímedes, la mayor de las lunas de Júpiter. ¿Cuál fue su origen? Esta pregunta, y otras como por qué Ío irradia calor con más rapidez de la que las interacciones de marea parecen capaces de generar, siguen sin respuesta.

Al contrario que los otros tres satélites galileanos, que la poseen en abundancia, Ío carece prácticamente de agua. Se especula con que en las etapas iniciales de su formación, al principio de la historia del Sistema Solar, Júpiter era lo bastante caliente como para evaporar y disociar el agua y otros elementos volátiles en las cercanías de su órbita, pero no de sus otras lunas hoy heladas.

Desde la desaparición de la sonda Galileo en septiembre de 2003, las observaciones de los satélites jovianos se realizan desde la Tierra. Habrá que esperar al menos una década para que de nuevo otro vehículo espacial se aventure en sus cercanías. Sin embargo, uno de los objetivos fundamentales de las misiones en preparación no es la volcánica Ío, a pesar de su indudable interés, sino la fría y helada luna Europa. Pero esa es otra historia.

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El autor

Ángel Gómez Roldán es Divulgador científico especializado en astronomía y ciencias del espacio, y director de la revista "AstronomíA".

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