Io, una luna de Júpiter, es el mundo más activo volcánicamente del sistema solar, con cientos de volcanes, algunos de ellos con erupciones de lava que ascienden hasta alturas del orden de los 400 kilómetros (unas 250 millas). Sin embargo, una investigación reciente indica que las concentraciones de actividad volcánica están notablemente desplazadas con respecto de donde se esperaba que estuvieran según los modelos que predicen cómo se calienta el interior del satélite.
Io está atrapado en un tira y afloja entre la extensa gravedad de Júpiter y los tirones gravitatorios más pequeños, pero sincronizados de un modo muy influyente, que ejercen dos lunas vecinas que orbitan más lejos de Júpiter: Europa y Ganímedes. Io traza sus órbitas en torno a Júpiter con más rapidez que estos otros satélites, completando dos órbitas por cada una que completa Europa, y cuatro por cada una que completa Ganímedes. Esta sincronía significa que Io experimenta siempre en la misma posición orbital la atracción gravitacional más fuerte de sus lunas vecinas, lo cual distorsiona la órbita de Io hasta una forma ovalada. Esto, a su vez, causa que Io se flexione a medida que se mueve alrededor de Júpiter.
Cuando Io se acerca a Júpiter, la enorme gravedad del planeta gigante deforma la luna hacia él, y luego, mientras se aleja, disminuye la fuerza gravitacional y la luna se relaja. La flexión provocada por la gravedad de Júpiter causa un calentamiento periódico. Del mismo modo en el que un alambre se calienta en el punto por el que lo estamos doblando y enderezando repetidas veces, las flexiones de Io crean fricciones en su interior, lo cual a su vez genera el tremendo calor que alimenta a su vulcanismo extremo.
Lo que no ha estado muy claro es cómo exactamente este calentamiento de marea afecta al interior de Io. Algunos proponen que se calienta hasta el interior profundo, pero la opinión predominante es que la mayor parte del calentamiento se produce dentro de una capa relativamente poco profunda bajo la corteza. Esa capa, llamada astenosfera, es la zona donde la roca se comporta como masilla, deformándose lentamente por efecto del calor y la presión.
El equipo de la astrónoma y geóloga planetaria Rosaly Lopes, del Laboratorio de Propulsión a Chorro (JPL) de la NASA, en Pasadena, California, ha realizado un análisis detallado cuyos resultados respaldan la opinión mayoritaria de que la mayor parte del calor es generado en la astenosfera. Sin embargo, los resultados también indican que la actividad volcánica está localizada de 30 a 60 grados al este de donde debería estar, según los criterios teóricos aceptados tradicionalmente.
Las explicaciones propuestas para esta aparente anomalía incluyen una velocidad de rotación de Io mayor de la calculada; la existencia de una estructura interior que permita al magma viajar a lo largo de grandes distancias desde el lugar donde se produce el mayor calentamiento hasta los puntos de erupción que expulsan el material a la superficie; o algún componente no tenido en cuenta en los modelos de calentamiento de marea, como por ejemplo la existencia de mareas de fluidos provenientes de un océano de magma subterráneo.
Hay indicios a favor de esta última explicación, la de un océano de magma subterráneo global. Sin embargo, el océano de magma de Io no sería como los océanos en la Tierra. En vez de ser una capa del todo fluida, probablemente sería más como una esponja con al menos un 20 por ciento de silicato fundido dentro de una matriz de roca lentamente deformable.
Este calentamiento interno que Io experimenta a través del efecto de marea ejercido por Júpiter, Europa y Ganímedes, también lo experimentan otros astros, y se cree que es el responsable de mantener los océanos de agua líquida que, según todos los indicios, existen bajo las cortezas heladas de mundos como por ejemplo la propia luna Europa y Encélado (un satélite de Saturno).
Dado que el agua líquida es un ingrediente fundamental para la vida, algunos científicos creen factible que exista vida en los subsuelos de esos u otros mundos parecidos, siempre y cuando haya una fuente de energía utilizable por tales formas de vida, así como un suministro de materias primas a modo de nutrientes. Los mundos como Io, Europa y Encélado tienen superficies demasiado frías como para permitir la existencia de agua líquida en su superficie, y además carecen de una atmósfera con una presión adecuada. Sin embargo, en su subsuelo, la situación puede ser muy distinta, permitiendo que allí se den las condiciones básicas necesarias para el surgimiento de formas de vida.
Conocer a fondo los entresijos del calentamiento interno de esos y otros mundos similares por acción del efecto de marea podría revelar información crucial sobre las probabilidades de que en mundos de otras partes del universo existan ecosistemas basados en esa clase de medio subterráneo.
El vulcanismo de Io es tan extenso que renueva por completo la superficie del astro una vez cada millón de años aproximadamente. En otras palabras, no hay en la superficie de Io ningún terreno con más de un millón de años de edad. En cambio, hay terrenos en otros astros del sistema solar que no han experimentado apenas cambio alguno en los últimos 4.000 millones de años.
En el nuevo análisis también trabajó Christopher Hamilton de la Universidad de Maryland en College Park, Estados Unidos, y se usó un nuevo mapa geológico global de Io, producido por David Williams de la Universidad Estatal de Arizona y sus colegas.
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Dado que el agua líquida es un ingrediente fundamental para la vida, algunos científicos creen factible que exista vida en los subsuelos de esos u otros mundos parecidos, siempre y cuando haya una fuente de energía utilizable por tales formas de vida, así como un suministro de materias primas a modo de nutrientes. Los mundos como Io, Europa y Encélado tienen superficies demasiado frías como para permitir la existencia de agua líquida en su superficie, y además carecen de una atmósfera con una presión adecuada. Sin embargo, en su subsuelo, la situación puede ser muy distinta, permitiendo que allí se den las condiciones básicas necesarias para el surgimiento de formas de vida.
Conocer a fondo los entresijos del calentamiento interno de esos y otros mundos similares por acción del efecto de marea podría revelar información crucial sobre las probabilidades de que en mundos de otras partes del universo existan ecosistemas basados en esa clase de medio subterráneo.
El vulcanismo de Io es tan extenso que renueva por completo la superficie del astro una vez cada millón de años aproximadamente. En otras palabras, no hay en la superficie de Io ningún terreno con más de un millón de años de edad. En cambio, hay terrenos en otros astros del sistema solar que no han experimentado apenas cambio alguno en los últimos 4.000 millones de años.
En el nuevo análisis también trabajó Christopher Hamilton de la Universidad de Maryland en College Park, Estados Unidos, y se usó un nuevo mapa geológico global de Io, producido por David Williams de la Universidad Estatal de Arizona y sus colegas.
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