Detectan amoníaco en la superficie de Europa a partir de datos históricos de Galileo

Publicado el por nosolosputniks

La detección se concentra en fracturas y terrenos jóvenes de la superficie de Europa, lo que apunta a un intercambio reciente entre el interior del satélite y su océano subsuperficial.

Un nuevo estudio, liderado por Al Emran, se basa en el reanálisis de datos de la misión Galileo y ha identificado compuestos portadores de amoníaco en regiones concretas de la superficie de Europa. Las señales espectroscópicas, registradas a finales de la década de 1990, no habían sido identificadas hasta ahora y sugieren que Europa ha experimentado actividad geológica en tiempos recientes.

El hallazgo se basa en la identificación de una banda de absorción en torno a 2,20 μm, característica de especies amoniacadas como el amoníaco hidratado y determinadas sales de amonio. Estas señales aparecen asociadas a fracturas, bandas y terrenos caóticos, considerados entre las unidades geológicas más jóvenes. Este patrón sugiere un transporte de materiales desde capas subsuperficiales. Entre los procesos implicados se incluyen el criovulcanismo y la movilización de salmueras.

Reanálisis de datos de Galileo y detección de amoníaco en Europa

El resultado procede del reestudio de observaciones obtenidas por el espectrómetro NIMS durante varios sobrevuelos de Europa a finales de los años noventa. Este instrumento registra datos en el infrarrojo cercano, lo que permite inferir la composición superficial del hielo y de los materiales no helados. En este análisis se ha aislado una absorción centrada en torno a 2,20 μm, atribuida a compuestos amoniacados.

Mapa compuesto de la superficie de Europa con detecciones de compuestos amoniacados superpuestas sobre fracturas del hielo observadas por la sonda Galileo.
Detección de compuestos portadores de amoníaco en la superficie de Europa a partir de datos de la sonda Galileo. En rojo se indican las regiones con detección positiva y en púrpura las zonas sin detección. Las fracturas visibles en la imagen corresponden a terrenos jóvenes de la corteza helada. Créditos: NASA/JPL-Caltech

La señal presenta profundidades de banda del orden del 1 %, lo que explica que pasara inadvertida en análisis anteriores. El estudio emplea técnicas avanzadas de limpieza de ruido y modelado espectral para descartar artefactos instrumentales y efectos de radiación. Tras este procesamiento, las detecciones aparecen agrupadas en píxeles contiguos, reforzando su carácter real.

El modelado espectral indica que los candidatos más plausibles para explicar la absorción a 2,20 μm son el amoníaco hidratado, NH₃·H₂O, y sales de amonio como el cloruro de amonio (NH₄Cl). Ambos compuestos son químicamente inestables en la superficie de Europa debido a la intensa radiación del entorno joviano, lo que implica una deposición relativamente reciente en términos geológicos.

El análisis descarta que la señal pueda explicarse únicamente por sulfatos hidratados u otros materiales ya conocidos en la superficie europea. Aunque algunos presentan absorciones en regiones próximas del espectro, su forma y posición no coinciden con la banda estrecha identificada en los datos de NIMS. La comparación con espectros de laboratorio y la mejora estadística de los ajustes al incluir fases amoniacadas respaldan esta interpretación.

Asociación con fracturas y terrenos geológicamente jóvenes

Las detecciones no se distribuyen al azar sobre la superficie de Europa, sino que se concentran en algunas de sus unidades geológicas más jóvenes. Los píxeles con absorción a 2,20 μm se localizan en regiones fracturadas, bandas lineales y áreas de terreno caótico, formaciones asociadas a procesos endógenos recientes en la corteza helada.

Los terrenos caóticos, caracterizados por bloques de hielo desorganizados, domos y depresiones, indican interacción entre la superficie y materiales más cálidos o líquidos procedentes del subsuelo. Su asociación con compuestos amoniacados sugiere que líquidos ricos en sales y amoníaco pudieron ascender desde capas profundas o reservorios poco profundos antes de que la radiación del entorno joviano los degradara.

Bandas lineales y sistemas de crestas entrecruzadas en la superficie helada de Europa.
Vista de un sector de Europa con bandas y crestas lineales registradas por Galileo en el sobrevuelo del 26 de septiembre de 1998. Créditos: NASA /JPL Caltech/SETI Institute

Las bandas y fracturas lineales se interpretan como estructuras tectónicas generadas por esfuerzos de extensión y cizalla en la corteza helada. En algunos casos, estas estructuras habrían actuado como conductos para el transporte de salmueras desde el interior. La coincidencia entre estas estructuras y las detecciones espectrales apunta a un patrón controlado por la geología interna del satélite.

La localización de compuestos amoniacados en estas regiones es especialmente relevante si se considera la corta vida química del amoníaco en el entorno radiativo de Júpiter. Los modelos indican que estas especies desaparecen de la superficie en escalas muy inferiores a un millón de años, lo que implica un emplazamiento geológicamente reciente.

Implicaciones para la química del océano subsuperficial

En un océano dominado por agua líquida, la presencia de amoníaco resulta especialmente relevante. Disuelto en el agua, actúa como anticongelante y reduce su punto de congelación. En Europa, este efecto favorece la persistencia de agua líquida y sugiere una corteza helada menos espesa que en un sistema compuesto únicamente por hielo de H₂O.

Desde el punto de vista geoquímico, la detección de nitrógeno en forma de especies amoniacadas apunta a un océano químicamente reducido y con pH relativamente elevado, lo que condiciona la estabilidad de los minerales disueltos y las reacciones químicas internas. Aunque el amoníaco no implica actividad biológica, amplía el rango de escenarios fisicoquímicos plausibles para el océano europeano.

La corta vida del amoníaco bajo la radiación joviana refuerza la existencia de intercambio reciente entre el océano o reservorios subsuperficiales y la superficie. Su detección indica que la corteza no actúa como una barrera completamente aislante y que pueden producirse episodios de transporte de materiales en escalas geológicas cortas.

Estos resultados son coherentes con otros indicios de actividad reciente en Europa, como la presencia de hielo cristalino o la morfología de los terrenos caóticos, y refuerzan el escenario de un satélite con una corteza helada activa y un océano químicamente conectado con su interior rocoso.

Ilustración del océano subsuperficial de Europa bajo la corteza helada, con posibles penachos y circulación interna
Ilustración que muestra el océano salado bajo la corteza helada de Europa y su posible comunicación con la superficie. Créditos: NASA/JPL-Caltech

Contexto en la exploración futura del sistema joviano

El hallazgo se integra en el marco de la exploración del sistema joviano y de sus satélites helados. Las misiones a Júpiter han revelado un entorno dominado por fuertes campos gravitatorios y radiativos, pero también por procesos internos capaces de mantener océanos líquidos bajo capas de hielo de decenas de kilómetros.

Estos resultados aportan contexto para la misión Europa Clipper, centrada en caracterizar la estructura de la corteza, la composición superficial y la interacción entre el océano y el hielo. La detección de amoníaco en regiones jóvenes define objetivos concretos para futuras observaciones espectroscópicas de alta resolución.

De forma complementaria, la misión JUICE permitirá comparar la presencia de compuestos amoniacados en distintos satélites del sistema joviano. Este enfoque comparativo es clave para evaluar si la química observada en Europa es un rasgo singular o parte de un patrón más amplio asociado a océanos subsuperficiales.

En conjunto, el reanálisis de los datos de Galileo amplía el conocimiento sobre la composición de Europa y refuerza la evidencia de intercambio reciente entre su interior y la superficie, reforzando la idea de que Europa es un mundo activo, donde estos procesos siguen siendo relevantes en la actualidad geológica.

Referencias y más información:

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La diferencia entre Ío y Europa apunta a su formación, no a una pérdida extrema de agua

Publicado el por nosolosputniks

Un estudio reciente analiza la evolución temprana de los satélites de Júpiter y muestra que los escenarios de escape atmosférico extremo no bastan para explicar el contraste actual entre Ío y Europa, reforzando la importancia de las condiciones de formación en el entorno joviano.

Comparación de los satélites Ío y Europa de Júpiter, mostrando la superficie volcánica de Ío y la superficie helada y fracturada de Europa.
Comparación de Ío y Europa. Créditos: NASA/JPL/DLR

Ío y Europa, dos de los principales satélites de Júpiter, presentan hoy una diferencia extrema en composición y actividad geológica. Mientras Europa conserva una gruesa capa de hielo y un océano global bajo su superficie, Ío es un cuerpo rocoso, muy denso y dominado por un volcanismo intenso. Desde hace años se plantea si ambos mundos pudieron formarse de manera similar y divergir después, o si esa diferencia ya estaba marcada desde su origen. Un trabajo teórico reciente aporta nuevos argumentos a favor de esta segunda opción.

En los últimos años ha ganado peso la hipótesis de que Ío y Europa se formaron inicialmente ricos en agua y que Ío perdió después sus volátiles debido al calentamiento y al escape atmosférico durante las primeras fases del sistema joviano. El nuevo estudio examina ese escenario con modelos físicos detallados y concluye que resulta difícil sostenerlo incluso bajo condiciones especialmente favorables a la pérdida de agua.

El problema del contraste entre Ío y Europa

La diferencia entre Ío y Europa ha sido uno de los principales retos para los modelos de formación de satélites. Ambos cuerpos tienen tamaños comparables y orbitan relativamente cerca uno del otro, pero sus densidades y estados actuales son muy distintos. Europa presenta una densidad media baja, compatible con una fracción significativa de agua, mientras que Ío alcanza valores cercanos a 3.500 kg/m³, propios de un cuerpo mayoritariamente rocoso.

Explicar este contraste únicamente mediante procesos posteriores a la formación requiere mecanismos capaces de eliminar grandes cantidades de agua de Ío sin afectar de forma equivalente a Europa. Entre ellos, la pérdida atmosférica impulsada por el calor temprano del entorno de Júpiter ha sido una de las propuestas más debatidas en la literatura científica reciente.

Cómo se modela la pérdida de agua en los satélites jovianos

Simulación de la evolución térmica y de la pérdida de agua en un protosatélite similar a Ío durante su formación alrededor de Júpiter.
Simulación de la evolución de un protosatélite similar a Ío durante su formación a unas 6 veces el radio de Júpiter. El modelo muestra cómo aumenta la temperatura interna, cómo se libera agua desde los minerales hidratados y cómo parte de ese agua se pierde al espacio en las primeras fases, antes de que el sistema se enfríe. Créditos: Bennacer, Mousis y Hue

El estudio, firmado por Yannis Bennacer, Olivier Mousis y Vincent Hue, analiza la evolución temprana de Ío y Europa durante sus primeros millones de años. El modelo reconstruye cómo se formaron ambos satélites alrededor de Júpiter, cómo su interior se calentó debido a distintas fuentes de energía y cómo ese calentamiento pudo liberar agua hacia la superficie.

El punto de partida es que los satélites pudieron acrecer a partir de silicatos hidratados, minerales que incorporan agua en su estructura cristalina. A medida que el interior se calienta, estos minerales se deshidratan y liberan agua. Esa agua puede migrar hacia la superficie y formar océanos y atmósferas temporales, que quedarían expuestas a la pérdida hacia el espacio si la temperatura superficial es elevada y la gravedad insuficiente para retenerlas.

El modelo explora un amplio conjunto de escenarios. Se consideran distintos modos de acreción, desde el crecimiento progresivo a partir de partículas pequeñas hasta impactos de cuerpos de mayor tamaño, así como diferentes duraciones del proceso y posiciones orbitales dentro del entorno joviano. En cada caso se calcula cuándo comienza la deshidratación del interior, cuánta agua se libera y si los mecanismos de escape pueden eliminarla de forma eficaz.

Por qué Ío no pudo perder un océano primitivo

Los resultados muestran una diferencia clara entre ambos satélites. En el caso de Europa, la deshidratación significativa del interior se produce cuando la fase más energética del sistema ya ha pasado. Para entonces, la irradiación procedente de Júpiter ha disminuido y la superficie no puede mantener océanos expuestos ni atmósferas densas durante largos periodos. En ese contexto, la pérdida de agua es limitada y Europa conserva la mayor parte de sus volátiles en la mayoría de escenarios plausibles.

En Ío, el resultado es mucho más restrictivo. Incluso suponiendo un escape atmosférico extremadamente eficiente, el modelo indica que el satélite no puede eliminar por completo un océano primitivo si este se forma tras la deshidratación interna. Una vez que el entorno se enfría y el disco circumjoviano se disipa, cualquier agua restante queda protegida en forma de hielo y deja de estar accesible a los mecanismos de escape considerados.

Para reproducir la elevada densidad actual de Ío, cercana a 3.500 kg/m³, el estudio exige condiciones muy específicas. Ío tendría que haberse formado muy cerca de Júpiter, o haber crecido en un intervalo de tiempo extremadamente corto, o haber acumulado gran parte de su masa mediante impactos energéticos. Aun así, estos escenarios no explican de forma sólida una pérdida completa de agua si el material original contenía silicatos hidratados.

Un origen distinto desde la formación

Esquema de la formación de los satélites galileanos de Júpiter mostrando cómo los materiales hidratados conservan agua en la región de Europa y se deshidratan antes de alcanzar Ío.
Esquema del disco circumjoviano durante la formación de los satélites galileanos. Los materiales hidratados que dieron lugar a Europa conservaron su contenido en agua, mientras que los mismos materiales se deshidrataron al cruzar la línea de deshidratación de los filosilicatos antes de incorporarse a Ío, dando lugar a un satélite intrínsecamente seco. Créditos: Southwest Research Institute

A partir de estos resultados, los autores proponen una alternativa más coherente. Ío habría acrecido principalmente a partir de material anhidro, pobre en agua, en una región del disco joviano situada por debajo de la línea de deshidratación de los filosilicatos. En ese entorno, el agua liberada por los minerales no se incorporaría al satélite, mientras que más lejos, en la región donde se formó Europa, sí podría retenerse.

Este planteamiento desplaza el origen del contraste entre Ío y Europa desde su evolución posterior hacia sus condiciones iniciales de formación. No serían dos cuerpos que siguieron trayectorias similares y luego divergieron, sino satélites que se formaron a partir de materiales distintos en regiones térmicamente diferenciadas del entorno de Júpiter.

Implicaciones para la exploración de Europa

El estudio tiene también implicaciones observacionales directas. Si Europa no perdió una fracción importante de su agua por escape atmosférico, la composición isotópica de ese agua debería reflejar la del material primitivo que la formó. En particular, el cociente deuterio-hidrógeno podría ser comparable al medido en asteroides hidratados y condritas carbonáceas.

Las futuras mediciones de Europa Clipper y de la misión JUICE permitirán poner a prueba esta predicción y aportar nuevas restricciones sobre el origen de los satélites galileanos. Estos datos ayudarán a discriminar entre escenarios de formación y a entender mejor cómo se distribuyó el agua en el entorno del Júpiter primitivo.

Aunque el modelo adopta supuestos que favorecen la pérdida de volátiles, los resultados indican que Ío no puede despojarse fácilmente de un océano primitivo. En conjunto, el trabajo refuerza la idea de que la configuración actual del sistema joviano interior está determinada, en gran medida, por las condiciones de formación y no por procesos extremos de erosión posteriores.

Referencias y más información

Los planes de estudio futuros de las lunas galileanas de Júpiter

Publicado el por nosolosputniks

La comunidad científica internacional considera el estudio de la luna Europa de Júpiter como prioridad. La existencia de un lago global bajo su superficie da que pensar en la posibilidad de encontrar vida microbiana. Donde hay agua podría haber vida, así de simple resumen los científicos esta posibilidad. Y en las lunas galileanas, Europa, Ganímedes y Calisto, hay más agua que en nuestro planeta, aunque la gruesa superficie de hielo dificulta su estudio. Otro de los problemas es la intensa radiación que emite Júpiter y por tanto a mayor cercanía mayor protección con lo que se incrementa el peso y a la par se reduce el período de misión y el peso útil para la instrumentación de las sondas.

De izquierda a derecha Ío, Europa, Ganímedes y Calisto, las cuatro lunas de Júpiter descubiertas por Galileo Galilei en 1610.
De izquierda a derecha Ío, Europa, Ganímedes y Calisto, las cuatro lunas de Júpiter descubiertas por Galileo Galilei en 1610. Créditos: NASA.

Por ello, las agencias espaciales han empezado a planificar diferentes misiones para el estudio de estos mundos helados alrededor del gigante Júpiter. Veamos por donde van los tiros:

Europa Clipper de la NASA

El Congreso norteamericano ha obligado a la NASA a desarrollar una ambiciosa misión de estudio de la luna Europa con un orbitador Europa Clipper y con un aterrizador. El primero de ellos ya se encuentra en fase de estudio, sería una misión de tipo flagship, esto es de las más caras que realiza la agencia como lo son la sonda Cassini en Saturno, el rover Curiosity en Marte o la pasada misión Galileo a Júpiter.

El aspecto de la sonda Europa Clipper de la NASA sobre la luna Europa.
El aspecto de la sonda Europa Clipper de la NASA sobre la luna Europa. Créditos: NASA.

Deberá ser lanzada en el año 2022 a bordo de un cohete SLS para llegar a su objetivo cinco años más tarde o en 2030 como muy pronto si lo hacen desde otro lanzador. Ya han elegido su instrumentación inicial y aunque tiene posibilidad de que surjan cambios, su construcción se iniciará en los próximos años. En caso del aterrizador se tratará de una misión independiente que de momento no se ha aprobado nada. Es el Congreso quien presiona a la NASA y no al revés como siempre en el pasado solía suceder. Lo cierto es que con el actual presupuesto de la agencia espacial norteamericana dificilmente podrían desarrollar un aterrizador en condiciones con opciones de hacerlo llegar en la década de los 30.

JUICE de la ESA

Por otro lado, la Agencia Espacial Europea (ESA) está desarrollando la misión JUICE (JUpiter ICy moons Explorer) para ser lanzada en el año 2022 hacia el sistema joviano. Constaría de un orbitador que sobrevolará en dos ocasiones a la luna Europa en 2029, catorce sobrevuelos a Calisto y doce a Ganímedes antes de entrar en órbita en este último a finales del año 2032, con lo que se convirtiría además de la primera sonda europea independiente en explorar el Sistema Solar exterior y en la primera sonda en orbitar una luna de otro planeta.

Aspecto de la sonda JUICE de la ESA. Créditos: ESA.
Aspecto de la sonda JUICE de la ESA. Créditos: ESA.

La sonda JUICE será la segunda sonda dotada con paneles solares para el estudio del sistema solar exterior tras la sonda Juno de la NASA, actualmente orbitando Júpiter.

Otras posibles misiones a las lunas galileanas

Europa Clipper de la NASA y JUICE de la ESA serían las dos misiones aprobadas en firme actualmente para el estudio de las lunas galileanas en las próximas décadas. Pero aún hay más, que si bien cabe no hay nada aprobado en firme al respecto, al igual que el aterrizador de la NASA en Europa, podrían ser una realidad si se decide gastar los millones necesarios para ello. Hablamos de la sonda Laplace de la agencia rusa Roscosmos para el estudio de Ganímedes, las pequeñas misiones CLEO/P de la ESA para acompañar a la sonda Europa Clipper de la NASA y la sonda FIRE.

El ambicioso proyecto de misión Laplace constaba de un orbitador y un aterrizador para la luna Europa aunque por las dificultades técnicas para aguantar la alta radiación debido a la cercanía de Europa a Júpiter se cambió el objetivo a Ganímedes, denominándose ahora Laplace-P. Estas sondas que deberían llegar a primeros de los años 30 a su destino tienen pocas opciones de salir adelante debido a las dificultades presupuestarias actuales de la agencia rusa. No obstante son proyectos sólidos muy maduros que llevan desarrollándose más de una década.

Aspecto del aterrizador Laplace-P con la luna Ganímedes y Júpiter al fondo
Aspecto del aterrizador Laplace-P con la luna Ganímedes y Júpiter al fondo. Créditos: Roscosmos.

Las misiones CLEO y CLEP eran dos propuestas de la ESA de pequeñas misiones que deberían viajar a bordo del orbitador americano Europa Clipper en los desarrollos conceptuales iniciales de esta misión. Una vez aprobada la misión por la NASA ya no hay sitio para estas misiones. La primera, CLEO (CLipper Esa Orbiter), era un pequeño orbitador de la luna Ío, el mundo volcánico más activo del sistema solar y luna galileana más próxima a Júpiter. La segunda, CLEP (CLipper Esa Penetrator) trataría de estudiar la superficie de la luna Europa directamente mediante el uso de un pequeño penetrador. Ambas propuestas están descartadas y probablemente por ello nos perdamos la posibilidad de sobrevolar la luna Ío en muchas décadas. Hay otros estudios conceptuales o meros powerpoints como lo queráis llamar, para el estudio de esta luna, como la propuesta de misión FIRE (Flyby of Io with Repeat Encounters) que sobrevolaría la luna Ío en diez ocasiones, pero como dijimos antes, no es prioridad el estudio de este peligroso mundo volcánico debido a la alta dosis de radiación por su cercanía a Júpiter y por claro está, teniendo los otros tres mundos helados con agua bajo su superficie las prioridades científicas se derivan hacia esos mundos.

Las agencias norteamericana, europea y rusa están centradas en el estudio de Marte para la próxima década y en las lunas galileanas en la siguiente. La agencia china, japonesa e india aún no tienen previsto a corto plazo el estudio del sistema solar exterior aunque en el caso de la primera, nunca se sabe lo que se podría esperar de ella.

Vídeo de las sondas Laplace-P y JUICE: