Las muestras recogidas por la misión china Chang’e-6 en la cara oculta de la Luna están permitiendo revisar el modelo cronológico utilizado para datar las superficies lunares y reconstruir la historia temprana de impactos en el Sistema Solar interior.
Durante décadas, la cronología de la superficie lunar se ha basado en la relación entre la densidad de cráteres y la datación o edad radiométrica de las muestras recogidas en lugares concretos. Las misiones Apolo y Luna trajeron rocas que permitieron calibrar ese modelo, pero todas procedían de la cara visible de la Luna. La misión Chang’e-6, lanzada en mayo de 2024, se convirtió en la primera en traer material desde la cara oculta, recogido en la cuenca Apolo dentro de la gran cuenca de impacto Polo Sur-Aitken.
El análisis de estas muestras proporciona nuevas referencias para calibrar la cronología lunar y evaluar cómo evolucionó la tasa de impactos en los primeros miles de millones de años del Sistema Solar.
Mapa topográfico de la cara oculta de la Luna obtenido por la misión Lunar Reconnaissance Orbiter. La gran depresión central corresponde a la cuenca Polo Sur–Aitken, donde aterrizó la misión Chang’e-6. Créditos: NASA / GSFC / University of Arizona.
El telescopio espacial James Webb ha revelado por primera vez la estructura vertical de la ionosfera de Urano, mostrando cómo cambian la temperatura y la densidad del ion H3+ desde unos 475 hasta 5.000 km de altitud sobre el planeta. Las observaciones, realizadas el 19 de enero de 2025 durante casi una rotación completa de Urano, ofrecen la visión más detallada hasta ahora de su atmósfera superior y confirman que su termosfera continúa enfriándose en comparación con décadas anteriores.
La ionosfera es la región alta de la atmósfera donde la radiación solar y las partículas energéticas arrancan electrones de las moléculas, generando un gas parcialmente ionizado. En los gigantes gaseosos y helados, dominados por hidrógeno, uno de los iones más importantes es H3+, el ion trihidrógeno. Este ion se forma a partir del hidrógeno molecular y emite radiación en el infrarrojo cercano. Esa emisión permite medir, a distancia, tanto la temperatura como la cantidad de iones presentes, lo que convierte a H3+ en un indicador directo de las condiciones físicas de la termosfera.
Urano visto por el telescopio espacial James Webb en el infrarrojo cercano, donde se aprecian detalles de su atmósfera superior y el sistema de anillos. Créditos: ESA/Webb, NASA, CSA, STScI, P. Tiranti, H. Melin, M. Zamani (ESA/Webb).
Hasta ahora, el conocimiento directo de la estructura vertical de la ionosfera de Urano era muy limitado. La sonda Voyager 2, que sobrevoló el planeta en 1986, proporcionó datos sobre densidad electrónica, pero no perfiles verticales detallados de H3+. Las observaciones realizadas desde la Tierra en el infrarrojo permitieron estimar temperaturas medias y detectar una tendencia al enfriamiento desde principios de los años noventa, pero no mostraban cómo variaban esos parámetros con la altitud.
El James Webb utilizó su instrumento NIRSpec para observar las líneas de emisión de H3+ en el intervalo infrarrojo donde este ion brilla con mayor intensidad. Al estudiar el borde del disco del planeta, los investigadores pudieron reconstruir cómo cambian temperatura y densidad con la altura. El resultado es un perfil vertical completo de la ionosfera entre aproximadamente 475 y 5.000 km.
Los datos muestran que la temperatura aumenta gradualmente con la altitud hasta alcanzar un máximo de unos 470 K en torno a 3.600 km, y luego desciende de forma progresiva a mayores alturas. La temperatura media obtenida, 426 K, se sitúa en el extremo bajo de los valores medidos en las últimas décadas, lo que refuerza la idea de que la atmósfera superior de Urano se ha ido enfriando con el tiempo.
En cuanto a la densidad de H3+, el máximo se localiza cerca de 1.200 km, con valores del orden de 3 × 10^8 m−3. Por encima de unos 2.000 km la densidad disminuye con rapidez. Estos valores son inferiores a los previstos por algunos modelos teóricos desarrollados en años anteriores, lo que indica que las condiciones actuales de la termosfera y la geometría del campo magnético del planeta influyen de forma decisiva en la estructura real de la ionosfera.
Perfiles verticales globales de temperatura (izquierda) y densidad (derecha) del ion H3+ en la ionosfera de Urano, derivados de observaciones del instrumento NIRSpec del telescopio espacial James Webb el 19 de enero de 2025. Créditos: Tiranti et al., 2026
El estudio también revela variaciones según la longitud. Se identifican dos regiones con emisión más intensa de H3+, situadas en zonas próximas a las regiones aurorales. En estas áreas se observan aumentos moderados de temperatura y densidad, coherentes con procesos de calentamiento e ionización asociados a la interacción entre la atmósfera y el campo magnético.
Además, aparece una región donde tanto la emisión como la densidad de H3+ disminuyen de forma apreciable. Esta zona podría estar relacionada con la configuración particular del campo magnético de Urano, que está inclinado aproximadamente 59° respecto al eje de rotación y desplazado del centro del planeta. Esa geometría compleja puede modificar la forma en que las partículas energéticas penetran en la atmósfera y alteran localmente la estructura de la ionosfera.
Esquema del campo magnético de Urano que muestra la fuerte inclinación del eje del dipolo magnético, aproximadamente 59°, y su desplazamiento respecto al centro del planeta. Créditos: NASA / Voyager 2.
La comparación con modelos anteriores muestra diferencias notables. Algunos cálculos predecían densidades máximas más elevadas y a mayor altitud. Parte de la discrepancia puede deberse a que las observaciones del James Webb se realizaron cerca del terminador, la frontera entre día y noche, donde la ionización por radiación solar es menor que en la región subsolar. También influye el hecho de que la termosfera actual parece ser más fría que en la época de Voyager 2, lo que modifica la distribución vertical del hidrógeno molecular y, en consecuencia, la producción de H3+.
Estos resultados tienen implicaciones más amplias. La termosfera de los planetas gigantes es sistemáticamente más caliente de lo que se esperaría considerando solo la energía solar que reciben, un problema aún abierto en física planetaria. Medir con precisión cómo varían temperatura y densidad con la altitud permite restringir los mecanismos de calentamiento y transporte de energía, ya sea por interacción con el viento solar, por procesos magnetosféricos o por dinámica atmosférica.
La obtención de perfiles verticales directos de H3+ en Urano supone un avance significativo en el estudio de los gigantes helados. Hasta que una futura misión orbital pueda medir in situ estas capas altas, el telescopio espacial James Webb se consolida como la herramienta más potente para investigar la estructura y evolución de las atmósferas superiores de los planetas del Sistema Solar exterior.
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.
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
Un análisis sistemático de imágenes sugiere pérdida reciente de volátiles en la superficie del planeta
Mercurio ha sido descrito durante décadas como un planeta geológicamente agotado, con una superficie dominada por procesos antiguos y sin apenas actividad en la actualidad. Sin embargo, un nuevo estudio publicado en Nature aporta evidencias que obligarían a revisar esta visión. Un análisis sistemático de las «slope lineae», unas estructuras brillantes y alargadas observadas en pendientes del planeta, sugiere que Mercurio podría seguir perdiendo volátiles en la actualidad, aunque a escalas espaciales y temporales difíciles de detectar con los datos disponibles.
Imagen de alta resolución de la cámara MDIS de la misión MESSENGER que muestra slope lineae en la pared interna de un cráter de Mercurio. Créditos: NASA/JHUAPL/Carnegie Institution of Washington.
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 Ío y Europa. Créditos: NASA/JPL/DLR
