This is an authorized translation of an Eos article. Esta es una traducción al español autorizada de un artículo de Eos.
“¿Puedes imaginarte [que] ‘más agua que en la Tierra’ sea ahora algo común en otras partes del sistema solar?” preguntó Steve Vance, científico planetario del Laboratorio de Propulsión a Chorro de la NASA y científico del proyecto de la misión Europa Clipper de la agencia.
La Tierra puede ser la canica azul más vistosa, pero las lunas de Júpiter, Europa y Ganímedes; las lunas de Saturno, Encélado y Titán; y más objetos del sistema solar exterior han resultado ser mundos oceánicos notablemente activos. Sus superficies muestran evidencia de un resurgimiento vibrante en escalas de tiempo más cortas de lo que imaginábamos. Sus interiores están rellenados con formas exóticas de hielo y vastos mares de agua. Pueden tener fuentes hidrotermales que alimentan los océanos. Todas estas características se suman a la potencial habitabilidad.
El motor de gran parte de este dinamismo es el vulcanismo. En lo más profundo del interior de estas lunas se podría encontrar vulcanismo silícico tan común en la Tierra, mientras que una forma más exótica de vulcanismo podría agitar sus heladas superficies. La mezcla de calor, agua, hielo y roca hacen a estos mundos fascinantes para los científicos planetarios y de la Tierra.
¿Podrían estas lunas volcánicas albergar vida? ¿Qué es lo que se necesita para crear zonas habitables en el sistema solar exterior? Las evidencias de estos mundos oceánicos podrían cambiar la forma en la que buscamos mundos habitables y ayudar a obtener información sobre cómo podría surgir la vida en toda la galaxia.
La necesidad de mantenerse caliente
Todos los mundos oceánicos, incluyendo a la Tierra, necesitan una cosa: calor.
En nuestro planeta, el calor proviene de dos fuentes. El calor que mantiene nuestros océanos en estado líquido proviene principalmente del Sol. El interior de la Tierra, por otra parte, se mantiene caliente debido a la desintegración radioactiva de los elementos y el calor residual de la formación de nuestro planeta. Todo este calor interno debe ir a alguna parte—“Es muy difícil para un objeto tan grande sacar todo su calor radioactivo”, explicó Vance—y el vulcanismo es un mecanismo eficiente para hacer que esto pase.
En el exterior del sistema solar, se necesita algo más para generar calor que permita el agua líquida y el vulcanismo. A tales distancias, el Sol no provee suficiente energía para mantener el agua líquida, y si bien las lunas de los gigantes gaseosos son considerablemente grandes—algunas más grandes que Mercurio—aún así son muy pequeñas para albergar la cantidad de desintegración radioactiva o el calor residual necesario para mantener el tipo de vulcanismo común en la Tierra.
Gran parte del calor que se encuentra dentro de estos mundos oceánicos provienen de las fuerzas de marea. A medida que gira alrededor de un gigante gaseoso, en conjunto con otras lunas, la luna oceánica se estira y distorsiona regularmente. Parte de esta energía se convierte en calor.
Esto lo vemos de manera más dramática en Ío, una de las cuatro lunas Galileanas más cercanas a Júpiter. Su órbita alrededor de Júpiter y su interacción con Calisto, Europa y Ganímedes hacen que Ío sea atormentada hasta el punto de ser el cuerpo volcánicamente más activo del sistema solar.
Los efectos de marea en las otras lunas de Júpiter son menos dramáticos, pero aún así son lo suficientemente fuertes para, ocasionalmente, permitir océanos de agua líquida debajo de gruesas capas heladas. En el caso de Europa, el calentamiento de marea podría ser suficiente incluso para que se forme magma en su manto rocoso.
No tenemos evidencia directa de vulcanismo silícico en ninguna de estas lunas mas que en Ío, pero los modelos indican que sus interiores podrían contener suficiente calor para causar que una roca se fusione.
“Lo que queda por ver es cuánta…relación térmica y dinámica existe entre el vulcanismo silícico en el interior y lo que sucede sobre este,” explicó Sarah Fagents, vulcanóloga planetaria en la Universidad de Hawái en Mānoa.
Criovulcanismo
En realidad, estas lunas pueden ser la fuente no solo de uno sino de dos tipos de vulcanismo: vulcanismo silícico y su primo lejano, el criovulcanismo.
El criovulcanismo describe un proceso en el que un volcán erupciona volátiles como el amoníaco (a diferencia de silicatos como los feldespatos) en un ambiente por debajo del punto de congelación de los volátiles. En el sistema solar exterior, las superficies de la mayoría de los objetos son tan frías que el agua siempre está congelada. Esto es parte del por qué las imágenes del criovulcanismo potencial de las misiones Voyager, Galileo y Cassini de la NASA fueron tan sorprendentes para los científicos.
Es casi seguro que los penachos de Encélado son ejemplos de criovulcanismo, que puede contribuir a la formación de estructuras como las crestas de Europa y las montañas de Titán.
Fagents estaba estudiando “lavas basálticas y objetos explosivos” terrestres, recordó, cuando “mi jefe me impulsó a observar las características de la superficie de Europa. Fue asombroso. Miras la superficie de Europa y está cubierta con tal diversidad de rasgos…Aquí[Allá] están estos pequeños elementos en forma de domo y flujos que realmente parecen como si hubiera habido fluidos en la superficie.”
Para Fagents y otros vulcanólogos, las formas tipo domo y tipo flujos de Europa les recordaron a los conocidos domos y flujos de lava en lugares como Las Cascadas o Yellowstone en América del Norte. Sin embargo, la superficie de Europa está compuesta enteramente de hielo, y de acuerdo con los datos geofísicos que se tienen actualmente, no existen rocas en cientos de kilómetros por debajo de su caparazón helado.
“Hay rasgos en las superficies de estos cuerpos de los que no tenemos un buen análogo terrestre,” explicó Fagents. “Intentamos hacer… análogos de vulcanismo silícico, pero no creo que sean necesariamente los mejores.”
Esta alternativa al vulcanismo silícico abre la puerta entre las disciplinas. “Hay muchas cosas que podemos aprender de los campos de la glaciología e hidrogeología que podrían ser más pertinentes que la vulcanología,” dijo Fagents. “Es necesario incorporar una diversidad de experiencias y puntos de vista” para comprender mejor este fenómeno.
Teorías de fracturamiento
“Encontré un vínculo entre la ciencia planetaria y mi conocimiento en física al pensar en la dinámica de los fluidos geofísicos en Europa”.
Lynnae Quick, geofísica planetaria del Centro de Vuelos Espaciales Goddard de la NASA y científica de la misión Europa Clipper, fue una de esas personas cuya experiencia ayudó a entrelazar la observación científica con el proceso científico. “Mientras estaba estudiando el posgrado en física, Louis Prockter [científica planetaria] me ofreció una pasantía en LFA [Laboratorio de Física Aplicada de la Universidad de Johns Hopkins], así que pasé un verano estudiando a Europa,” recordó Quick. “Realmente me enamoré. Encontré un vínculo entre la ciencia planetaria y mi conocimiento en física al pensar en la dinámica de los fluidos geofísicos en Europa”
Quick estaba intrigada por los mecanismos del criovulcanismo porque, al menos comparado con el vulcanismo terrestre, el fenómeno puede parecer contraintuitivo. El magma silicatado tiende a ser menos denso y más flotante que la roca que lo rodea, lo que hace que se eleve y haga erupción. El agua líquida, por otra parte, es más densa que su contraparte sólida. (Cualquiera que haya observado hielo en una bebida ha visto esta contradicción en acción: el hielo flota.) Por lo tanto, la idea que el agua líquida en la capa helada de Europa pudiera elevarse y hacer erupción sobre el hielo era difícil de imaginar.
“El vulcanismo es un proceso puramente endógeno impulsado por la fusión y el ascenso boyante…pero el criovulcanismo es un poco más complicado que eso”, dijo Fagents. Debe haber fracturas en la capa de hielo y luego un mecanismo que permita al líquido fluir a través de esas fracturas. “La diferencia de densidad no es grande, pero ciertamente sería lo suficiente como para mantener el agua del océano donde está, especialmente si es más salada y densa que el agua regular.”
Han surgido dos teorías principales para explicar cómo el agua líquida (criomagma) puede hacer erupción, y nuevamente las fuerzas de marea entran en juego. La primera teoría involucra el estiramiento y la contracción de las mareas que experimentan los mundos oceánicos mientras orbitan su planeta de origen. Estos procesos mareales pueden causar que los focos de agua se presuricen en ciertas partes de la órbita de la luna, y potencialmente desencadenen erupciones.
La segunda teoría, propuesta por Fagents en 2003 y desarrollada posteriormente por Eloide Lesage del Laboratorio de Propulsión a Chorro, considera a la transición del agua a estado sólido y el consiguiente aumento de volumen, puede ser una fuerza poderosa. En la Tierra, por ejemplo, puede destruir montañas mediante gelifracción. En un mundo oceánico como Europa, donde podrían encontrarse focos de agua líquida en la capa helada, el aumento del volumen del hielo aumentaría la presión en dichos focos.
“Tienes pequeñas zonas de fundido en la corteza, y una presión excesiva actuando sobre ellas,” explicó Quick. “Asumimos que estos focos no necesariamente se deformarán dentro del hielo quebradizo para adaptarse a la excesiva presión. La única forma de atenuar la presión es tener fracturas llenas de líquido que se forman por la presurización de estos focos al subir a la superficie.
“Es sorprendente cuántos tipos de estructuras vemos que podrían ser potencialmente criovolcánicas,” dijo Fagents. “Realmente no tenemos una prueba irrefutable excepto por Encélado.”
Más preguntas que respuestas
Ahora mismo, dijo Fagents, los científicos tienen más preguntas que soluciones.
“Sabemos que las piezas del rompecabezas funcionan en forma aislada,” dijo, pero “no sabemos cómo encajan entre ellas, o incluso si encajan, en función de comprender el vulcanismo desde la profundidad hasta la superficie.”
Algunas de estas piezas incluyen cómo las fracturas se mantienen abiertas en el hielo para permitir que ocurran erupciones. “Uno de los puntos conflictivos es el hecho que es muy difícil tener fracturas que atraviesan la capa de hielo, especialmente para los espesores de las capas de hielo que estamos observando”, explicó Fagents. “Claramente Encélado lo logra, pero con capas de hielo más gruesas, se tiene una presión estática que quiere cerrar cualquier fractura que se abra.”
Otro problema es el mecanismo por el cual se forman las estructuras planetarias con agua líquida o hielo líquido. “El agua líquida tiene una viscosidad muy baja,” añadió. “No se puede hacer relieve con agua.”
Otra característica desconcertante de las lunas es la edad de sus superficies heladas. Los datos han revelado que las superficies de estos mundos oceánicos son mucho más jóvenes de lo que los científicos anticiparon cuando Voyager 1 y 2 se dirigieron por primera vez al sistema solar exterior.
“En Europa, sabemos que el líquido en el subsuelo tiene sales y minerales y todas estas cosas maravillosas,” explicó Quick mientras describía cómo interpretar las superficies de las lunas heladas. “Si vemos un elemento que tiene un albedo bajo— es decir, una superficie relativamente oscura—sabemos que es bastante reciente, bastante joven.”
Quick señaló que, en Titán, Cassini-Huygens capturó la imagen de lo que podría ser un fluido rico en amoniaco saliendo del volcán Doom Mons. Este fluido probablemente estaba sólido en ese momento, mencionó, pero aún apuntaba a un criovulcanismo reciente.
Las cosas podrían ser aún más extrañas. Vance pensó que podría haber “vulcanismo de salmuera” impulsado por fluidos más densos y ricos en sal en mundos con gruesas capas de hielo sobre un océano líquido. “Es vulcanismo invertido,” explicó, y no es del todo desconocido en la Tierra. Tales fenómenos son “de corta duración en la Antártida, pero eso se debe a que [los] volúmenes de material que [las salmueras] pueden atravesar son pequeños. Es intrigante imaginar, en una capa de hielo de 30 kilómetros en Europa, algún mecanismo para acumular grandes cantidades de salmuera—fuertes gradientes químicos, especialmente si, como en el caso de Europa, tienes hielo rico en oxígeno que fluye hace un océano relativamente reducido.”
Hielo, volcanes y vida
Toda esta teorización insinuaba la pregunta más fascinante de todas: ¿Podría haber vida? Responder a esa pregunta requiere que comprendamos cómo se conectan los componentes de roca, agua y hielo de estos mundos oceánicos.
“Si piensas en las lunas como Europa y Encélado, donde hay océanos que se asientan justo encima de mantos rocosos, eso significa que tienen un fondo marino,” dijo Quick. “Si ese material rocoso está caliente de alguna manera, esperamos que haya fuentes hidrotermales y el tipo de química que vemos en el fondo marino de la Tierra.”
Ésa es la próxima frontera.
“Sabemos que, para la vida, necesitamos una fuente de energía. Necesitamos agua líquida. Necesitamos compuestos orgánicos,” dijo Quick. “Para lugares como Europa y Encélado, hemos detectado compuestos orgánicos, sabemos que tenemos agua líquida, y tenemos calentamiento de marea.”
Así que las piezas pueden estar en su lugar para la vida, o al menos para la habitabilidad, en el sistema solar exterior. La cuestión de si la vida podría surgir en mundos oceánicos como Encélado, Europa o Titán se reduce en dónde se reúnan estos diferentes componentes.
En el sistema solar exterior, “en el océano abierto y las profundidades medias no sucede demasiado porque no es ahí donde los principales gradientes fuertes de energía se encuentran,” dijo Vance. Lugares más prometedores se pueden encontrar en donde se producen gradientes químicos y de energía, lo que impulsa reacciones químicas. En los mundos oceánicos, estas interfaces incluyen las áreas entre los interiores rocosos y los océanos, o incluso el límite entre los océanos y las capas de hielo.
Jennifer Glass, profesora asociada en la Facultad de Ciencias de la Tierra y la Atmósfera en el Instituto Tecnológico de Georgia, abordó desde un diferente ángulo la cuestión de habitabilidad y vida fuera de la Tierra.
“La principal manera de poder acumular biomasa,” explicó, “es la respiración, es decir, tener una fuente de electrones (un reductor) y luego un sumidero para esos electrones (un oxidante), y entonces mover los electrones a lo largo de una membrana y bombear los protones.”
Este proceso de respiración puede haber ocurrido en la Tierra primitiva en fuentes hidrotermales, con el vulcanismo y magmatismo haciéndolo posible. Ese rol lo puede desempeñar el calentamiento de marea en los mundos oceánicos como Encélado, Europa y Titán. Sin esa u otra “fuente de calor interno de alguna forma, todo esto está fuera de discusión,” dijo Glass. “Necesitas calor y una fuente de compuestos reducidos…Los entornos como las fuentes hidrotermales también serían ventajosos porque se obtienen fuertes gradientes.”
Glass piensa que después de la Tierra, los mundos oceánicos probablemente alberguen las condiciones más habitables en nuestro sistema solar. Pero luego esto se vuelve complicado. “Realmente estamos pensando en un sistema que es simplemente una isla en lo profundo,” Glass mencionó sobre las fuentes hidrotermales, “pero todavía depende en gran medida de los oxidantes de la superficie.”
Un importante estudio realizado por Eric Gaidos de la Universidad de Hawái en Mānoa y sus colegas describió cuán difícil sería para la vida afianzarse en un mundo oceánico helado. “Aún si el interior de Europa fuera geológicamente activo, las reacciones generadas por energía, como la metanogénesis y la reducción de azufre utilizadas por organismos terrestres, no estarían disponibles para formas de vida hipotéticas,” escribieron Gaidos y sus coautores. “El carbono y el azufre saldrían como especies reducidas en lugar de oxidadas.”
“El criovulcanismo realmente mantiene su influencia para que la energía y los compuestos orgánicos circulen a través del subsuelo poco profundo”.
Las formas de vida hipotéticas podrían depender del maná de la superficie. “Considere el agua, la energía y los compuestos orgánicos,” dijo Quick. “El criovulcanismo realmente mantiene su influencia para que la energía y los compuestos orgánicos circulen a través del subsuelo poco profundo.”
“Lo que hace al criovulcanismo importante [para la potencial vida en los mundos oceánicos], en una manera distinta del vulcanismo silícico, [que] es lo que mantiene caliente a las lunas normalmente frías y podría proporcionar lugares para la vida dentro de sus capas de hielo,” dijo Quick. “Tenemos criomagmas que se mueven a través de las capas de hielo, por lo que se tiene zonas de agua cálida, fangosa y salada.
Fagents estuvo de acuerdo. “Los fluidos en movimiento a través de una capa de hielo también sería muy importantes, debido a [que el proceso pone] nutrientes en contacto con ambientes habitables,” dijo.
Esas zonas de agua podrían ser incluso un hábitat por sí mismos. “Hay bacterias en los clatratos de gas” en la Tierra, explicó Glass. “Se podría pensar en ellos casi como un nicho de hielo. Si hay zonas de agua fundida [en un mundo oceánico], podrían ser habitables para ellas.”
Adentrándose al sistema solar exterior y más allá
“Estos mundos realmente han cambiado nuestro pensamiento sobre qué hace a un mundo habitable y dónde tiene que estar ubicado alrededor de la estrella,” mencionó Quick.
Los mundos habitables pueden rodear grandes planetas y generar el calor necesario para el vulcanismo—y el agua líquida.
Los datos del Telescopio Espacial James Webb enriquecen el conocimiento de los astrónomos acerca de los exoplanetas cada día, y una flotilla de misiones se dirigirán al sistema solar exterior durante la próxima década. El Europa Clipper de la NASA orbitará Europa, Dragonfly visitará la superficie de Titán, y el Explorador de Lunas Heladas de Júpiter (JUICE, por sus siglas en inglés) de la Agencia Espacial Europea realizará observaciones con un detalle sin precedentes de Calisto, Europa y Ganímedes.
Los científicos esperan comparar los nuevos datos con los colectados en misiones anteriores. “Si Europa Clipper ve rasgos en la superficie que fueron caracterizados como posibles flujos de criolava o depósitos de penachos cuando la sonda espacial Galileo tomó las imágenes por primera vez, y estos elementos se han hecho más grandes desde entonces o todavía tienen un albedo muy bajo, esto podría sugerir que el criovulcanismo ha sido una ocurrencia regular y que las erupciones han estado ocurriendo, al menos esporádicamente, desde que los elementos fueron capturados en imagen por primera vez,” explicó Quick.
Explorar el hielo y los volcanes del sistema solar exterior también ayudará a los científicos a aprender sobre nuestro propio planeta y sus orígenes. “Cuando pensamos en destinos como la luna de Saturno, Titán,” dijo Quick, “es como si pudiéramos mirar…en el pasado de la Tierra. Y es maravilloso que tengamos la capacidad para hacerlo.”
Datos de autor
Erik Klemetti (@eruptionsblog), Escritor de ciencia
This translation by Claudia Isabel Sánchez Alva (@Clau_Sanchez48) was made possible by a partnership with Planeteando and GeoLatinas. Esta traducción fue posible gracias a una asociación con Planeteando y GeoLatinas.