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:

Contenidos relacionados:

Las slope lineae de Mercurio y su relación con la pérdida de volátiles

Publicado el por nosolosputniks

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.

Las slope lineae son rasgos estrechos, de cientos de metros a varios kilómetros de longitud, que se desarrollan ladera abajo y que destacan por su alto albedo y su aparente juventud geológica. Fueron identificadas por primera vez en imágenes de alta resolución obtenidas por la misión norteamericana Messenger entre 2011 y 2015, pero hasta ahora no existía un inventario global ni un análisis cuantitativo de su distribución, morfología y contexto geológico.

Aunque el aspecto de las slope lineae de Mercurio recuerda al de las recurring slope lineae descritas en Marte, los datos disponibles apuntan a mecanismos de formación distintos, dominados en Mercurio por la pérdida de volátiles sólidos en un entorno prácticamente sin atmósfera.

Inventario global de las slope lineae en Mercurio

El nuevo trabajo, liderado por Valentin Bickel desde la Universidad de Berna y desarrollado en colaboración con el Observatorio Astronómico de Padua, aborda esta laguna mediante técnicas de machine learning. A partir del análisis automático de más de 100.000 imágenes de la cámara MDIS de MESSENGER, el equipo ha identificado inicialmente 925 detecciones, que tras un proceso de depuración se reducen a 402 slope lineae únicas distribuidas por todo el planeta, entre latitudes de 84° N y 40° S.

La mayor parte de estas estructuras se concentra en el hemisferio norte, con acumulaciones destacadas en regiones como Budh Planitia, Sobkou Planitia y el cráter Degas, que presenta la mayor densidad conocida. La distribución no es homogénea y está condicionada, en parte, por la cobertura y resolución de las imágenes disponibles, lo que sugiere que el número real de lineae podría ser bastante mayor.

Las slope lineae se localizan preferentemente en pendientes pronunciadas, a menudo superiores a las del terreno circundante, y en cotas ligeramente más bajas que la media global, aunque más elevadas que las de los hollows, unas depresiones brillantes y sin borde bien definido que también se asocian a la pérdida de volátiles en la superficie de Mercurio. El análisis espectral muestra que lineae y hollows comparten una pendiente espectral azulada, claramente distinta del terreno de fondo, lo que apunta a una composición o un estado superficial similar.

Slope lineae brillantes en las paredes internas de cráteres de Mercurio, asociadas a hollows y a pendientes orientadas hacia el ecuador, observadas por la cámara MDIS de la misión MESSENGER.
Ejemplos de slope lineae y sus regiones fuente asociadas a hollows y estructuras similares en cráteres como Degas y Martins. Imagen compuesta a partir de datos de la cámara MDIS de la misión MESSENGER. Créditos: NASA/JHUAPL/Carnegie Institution of Washington.

Relación con cráteres jóvenes, pendientes ecuatoriales y terrenos volcánicos

Uno de los resultados más consistentes del estudio es la fuerte asociación entre las slope lineae y cráteres de impacto relativamente jóvenes. Aunque los catálogos globales incluyen solo cráteres mayores de 20 km, una inspección manual indica que cerca del 90 % de las lineae se encuentran en cráteres, muchos de ellos de menor tamaño. La mayoría de estos cráteres tienen diámetros en torno a 10 km, próximos al límite entre cráteres simples y complejos, y presentan paredes internas bien definidas.

Las regiones fuente de las lineae se sitúan casi siempre en la parte superior de la pendiente, a menudo en el borde interno del cráter. En torno al 87 % de los casos, el origen coincide con hollows o con pequeñas estructuras brillantes similares, demasiado pequeñas para haber sido catalogadas en estudios previos. Estas observaciones refuerzan la idea de un vínculo directo entre ambos tipos de rasgos.

Además, las slope lineae aparecen con preferencia en pendientes orientadas hacia el ecuador, es decir, en laderas que reciben una mayor insolación media a lo largo del año. Este patrón es estadísticamente significativo y se mantiene incluso al corregir posibles errores derivados de la baja resolución de los modelos topográficos globales. En conjunto, estos datos sugieren que la radiación solar y el entorno térmico desempeñan un papel relevante en la activación de estos procesos.

Desde el punto de vista geológico, cerca del 60 % de las lineae se localiza en llanuras lisas de origen volcánico, una proporción mayor que la observada para los hollows. Esto apunta a la existencia de una capa volcánica superficial que podría actuar como sello sobre materiales más ricos en volátiles, creando las condiciones necesarias para su preservación y posterior liberación.

Un modelo conceptual para la pérdida reciente de volátiles

A partir de todos estos resultados, los autores proponen un modelo conceptual para explicar la formación de las slope lineae. En este escenario, impactos relativamente recientes perforan una capa volcánica superficial y alcanzan un sustrato enriquecido en volátiles, generando una red de fracturas que facilita la migración de calor y materiales hacia la superficie. En zonas llanas, este proceso daría lugar a hollows, mientras que en las pendientes más empinadas, especialmente las orientadas hacia el ecuador, la desvolatilización inducida por la insolación provocaría desplazamientos superficiales de bajo volumen que generan las lineae.

Esquema conceptual de la formación de slope lineae en Mercurio mediante impactos, fracturación del subsuelo y desvolatilización inducida por calor e insolación.
Esquema conceptual de la formación de slope lineae en Mercurio mediante impactos, fracturación del subsuelo y desvolatilización inducida por calor e insolación. Créditos: Bickel et al.

Los modelos térmicos indican que las temperaturas superficiales y a un metro de profundidad en las zonas con lineae son suficientes para permitir la sublimación de sustancias como el azufre elemental, considerado el candidato más plausible entre los volátiles implicados. Las tasas estimadas de crecimiento vertical asociadas a la pérdida de azufre podrían explicar por qué no se han detectado cambios geomorfológicos evidentes entre las imágenes de MESSENGER separadas por unos cuatro años.

Perspectivas con BepiColombo

Aunque el estudio no detecta actividad observable a escala métrica en el intervalo cubierto por MESSENGER, los autores subrayan que esto es coherente con procesos lentos o de pequeña escala, por debajo de la resolución disponible. La misión BepiColombo, de la ESA y JAXA, que iniciará su fase científica en órbita alrededor de Mercurio a finales de 2026, ofrecerá una gran oportunidad para poner a prueba estas hipótesis.

Con una mayor resolución espacial, una cobertura más homogénea y una línea temporal de más de 15 años respecto a MESSENGER, los instrumentos de BepiColombo permitirán buscar cambios sutiles en regiones con slope lineae y evaluar si estas estructuras siguen formándose en la actualidad. Si se confirma su relación con la pérdida de volátiles, las slope lineae podrían convertirse en un indicador geomorfológico directo del presupuesto actual de volátiles de Mercurio, aspecto muy importante para comprender la evolución del planeta más cercano al Sol.

Referencias y más información

Contenidos relacionados:

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

El interior de Titán, entre un océano global y capas deformables de hielo profundo

Publicado el por nosolosputniks

Un estudio basado en datos de la misión Cassini muestra que la deformación de Titán no requiere necesariamente un océano subsuperficial continuo

Durante años, el interior de Titán se ha interpretado como uno de los casos más representativos de un satélite con un océano global oculto bajo su superficie helada. A partir de los datos obtenidos por la misión Cassini, la interpretación dominante en la literatura post-misión asumía que bajo la corteza de hielo de la mayor luna de Saturno existía una capa continua de agua líquida, situada entre el núcleo rocoso y el hielo superficial. Esta hipótesis convirtió a Titán en un miembro destacado del grupo de los llamados «mundos océano» y reforzó su interés desde el punto de vista geofísico y químico.

La base de esta interpretación está en la respuesta de Titán a la gravedad de Saturno. Su órbita ligeramente elíptica provoca ciclos periódicos de compresión y relajación a lo largo de cada revolución. Cassini midió este efecto de forma indirecta, detectando pequeñas variaciones en su velocidad durante una serie limitada de sobrevuelos dedicados a la medición de su campo gravitatorio. El grado de deformación inferido parecía elevado para un cuerpo completamente sólido y se consideró compatible con la presencia de una capa líquida interna, capaz de facilitar una respuesta más flexible frente a las fuerzas gravitatorias del planeta.

Modelo del interior de Titán con núcleo rocoso hidratado, océano subsuperficial de agua líquida y capas de hielo a alta presión.
Ilustración artística del interior de Titán según un modelo completamente diferenciado, con un núcleo rocoso hidratado, un océano subsuperficial de agua líquida y capas de hielo a alta presión, basada en datos de la misión Cassini. Créditos: A. D. Fortes/UCL/STFC

A partir de estas observaciones se desarrollaron modelos que describían a Titán como una estructura en capas bien definida, con un núcleo rocoso, un océano global de agua líquida y una corteza de hielo relativamente rígida en la superficie. Con el tiempo, esta visión pasó de ser una hipótesis plausible a convertirse en la explicación asumida de forma general, pese a que siempre estuvo sustentada en inferencias indirectas.

Hipótesis del océano subsuperficial en Titán

Esta circunstancia introduce una limitación fundamental. Cassini nunca observó el interior de Titán de forma directa y solo realizó diez sobrevuelos específicamente diseñados para estudiar su gravedad. Toda la información disponible procede del análisis de desviaciones extremadamente pequeñas en la trayectoria de la nave y de cómo estas se traducen en modelos físicos del interior. Con un conjunto de datos tan limitado, distintas configuraciones internas pueden producir respuestas externas similares, lo que deja un margen real para interpretaciones alternativas.

Precisamente, de eta ambigüedad parte un nuevo estudio publicado en Nature. No incorpora observaciones nuevas procedentes de otra misión, sino que reanaliza los mismos datos de la Cassini utilizando técnicas de procesado desarrolladas con posterioridad al final de la misión. Estas herramientas permiten reducir el ruido de las señales originales y extraer información que antes quedaba parcialmente oculta por las limitaciones del análisis inicial.

Reinterpretación de los datos gravitatorios de Cassini

El enfoque del trabajo va más allá de cuantificar cuánto se deforma Titán bajo la atracción de Saturno. Se centra también en cómo se comporta durante ese proceso y en cuánta energía se pierde internamente cuando la luna se comprime y se relaja de forma repetida. Esa pérdida de energía, que se transforma en calor, depende de la naturaleza de los materiales del interior y permite distinguir entre un comportamiento dominado por un líquido libre y otro controlado por materiales sólidos capaces de deformarse lentamente.

Según este nuevo análisis, la forma en que Titán pierde energía al deformarse no encaja bien con la presencia de un océano global continuo. Un océano de ese tipo tendería a desacoplar mecánicamente las capas profundas y a reducir su participación en el proceso de deformación. Sin embargo, los datos reanalizados apuntan a una absorción de energía más eficiente de lo que cabría esperar en ese escenario.

Modelo del interior de Titán con capas de hielo de alta presión parcialmente deformables y ausencia de un océano subsuperficial global.
Esquema del interior de Titán propuesto a partir del reanálisis de los datos gravitatorios de la misión Cassini, con capas de hielo de alta presión, fusión parcial localizada y sin un océano global continuo. Créditos: Petricca et al., 2025.

A partir de esta discrepancia, los autores proponen una hipótesis alternativa. En lugar de un océano global, el interior de Titán estaría dominado por capas muy extensas de hielo sometidas a altas presiones. En esas condiciones, el hielo no se comporta como el sólido rígido de la superficie, sino como un material capaz de deformarse de manera lenta y progresiva. Estas capas profundas podrían encontrarse cerca de su punto de fusión y contener pequeñas cantidades de agua líquida dispersa, pero sin formar una capa continua que rodee toda la luna.

En este escenario, la deformación observada por Cassini no sería una prueba directa de un océano oculto, sino la consecuencia de un interior mayoritariamente sólido, pero dinámico, capaz de responder de forma apreciable a las fuerzas gravitatorias de Saturno. El calor generado durante estos ciclos podría transportarse hacia el exterior sin que llegue a acumularse suficiente agua líquida como para dar lugar a un océano estable a escala global.

Implicaciones para la estructura interna de Titán

Conviene insistir en que esta nueva propuesta no sustituye una certeza por otra. Tanto la hipótesis clásica del océano global como este modelo alternativo son interpretaciones compatibles, con distintos matices, de los datos escasos datos disponibles. La diferencia es que el nuevo análisis muestra que la existencia de un océano subsuperficial continuo no es una consecuencia obligada de las observaciones y que el interior de Titán puede explicarse mediante una estructura más compleja de lo que se asumía durante años.

El caso de Titán tiene implicaciones más amplias. Durante la última década, el concepto de mundo océano se ha aplicado a numerosos satélites helados a partir de evidencias indirectas similares. Este estudio subraya hasta qué punto interpretaciones consolidadas pueden depender de modelos simplificados y de conjuntos de datos escasos, y cómo revisiones posteriores pueden abrir escenarios alternativos igualmente plausibles.

Desde el punto de vista de la presencia de agua líquida, el nuevo modelo no la descarta, pero la sitúa en un contexto distinto. En lugar de un océano extenso y global, el agua quedaría confinada a cantidades más limitadas y localizadas dentro de capas profundas de hielo, con implicaciones diferentes para los procesos químicos internos.

La misión Dragonfly, cuyo lanzamiento está previsto para finales de esta década, podrá aportar nuevas pistas, aunque no está diseñada para explorar directamente el interior profundo de Titán. Hasta entonces, la estructura interna de la luna sigue siendo un problema abierto, condicionado por la escasez de datos y por la necesidad de interpretar señales indirectas obtenidas por la misión Cassini.

Referencias y más información:

Las grandes cuencas de impacto de Mercurio revelan una secuencia común de vulcanismo

Publicado el por nosolosputniks

Un estudio comparativo muestra que el tamaño del impacto y la evolución térmica del planeta controlaron el relleno volcánico de sus principales cuencas

Cuando se observan las grandes cuencas de impacto en la superficie de Mercurio, resulta tentador pensar que cada una cuenta una historia distinta. Sus tamaños varían, su aspecto no es idéntico y las llanuras volcánicas que las rellenan muestran diferencias claras en brillo y color. Sin embargo, un nuevo análisis de los datos de la misión MESSENGER sugiere que, por debajo de esas diferencias, todas siguen un mismo guion.

El estudio, publicado en Journal of Geophysical Research: Planets, compara cinco de las mayores cuencas de impacto del planeta, Caloris, Rembrandt, Beethoven, Tolstoj y Rachmaninoff. Juntas cubren un amplio abanico de tamaños y edades y permiten observar cómo responde el interior de Mercurio cuando un impacto excava la corteza con distinta energía. En lugar de analizar cada cuenca por separado, los autores las ponen en contexto y buscan patrones comunes.

Detalle de la cuenca Caloris captada por la sonda Messenger de la NASA. Créditos: NASA

Tras formarse, estas cuencas no quedaron como simples cicatrices. Muy pronto se convirtieron en zonas preferentes para el ascenso de magma. Grandes volúmenes de lava inundaron sus interiores y dieron lugar a extensas llanuras que hoy dominan buena parte de la superficie mercuriana. Lo que no estaba claro hasta ahora era si las diferencias espectrales entre esas llanuras indicaban magmas distintos, procedentes de fuentes diferentes, o si simplemente reflejaban etapas sucesivas de un mismo proceso volcánico.

Para aclararlo, los autores recurrieron a los datos espectrales del instrumento MASCS-VIRS a bordo de MESSENGER. Este instrumento mide cómo refleja la luz la superficie de Mercurio en el visible y el infrarrojo cercano, lo que permite distinguir entre distintos tipos de lavas. Al aplicar una misma clasificación espectral a todas las cuencas, se evita el problema habitual de comparar estudios regionales que utilizan criterios distintos.

Uno de los puntos clave del trabajo es la revisión de una unidad espectral conocida como Young High-reflectance Red Plains, abreviada como YHRP. Con este nombre se agrupan llanuras volcánicas relativamente jóvenes que destacan por ser más brillantes que las lavas circundantes y por mostrar una pendiente espectral más pronunciada. Dicho de forma simple, son lavas que reflejan más luz y cuyo comportamiento espectral sugiere una evolución distinta respecto a las fases volcánicas anteriores.

Mapas de varias cuencas de impacto de Mercurio con las llanuras YHRP marcadas sobre un modelo de relieve, mostrando su distribución espacial en Rachmaninoff, Rembrandt, Beethoven, Tolstoj y Caloris
Distribución de las Young High-reflectance Red Plains en cinco grandes cuencas de impacto de Mercurio superpuesta sobre un modelo digital de elevación. La imagen muestra que la presencia de estas llanuras no guarda una relación directa con la topografía actual. Créditos: Caminiti et al.

Hasta ahora, estas llanuras se habían identificado de forma clara solo en el interior de la cuenca Rembrandt y se consideraban un rasgo local. El nuevo estudio cambia esa visión. Las YHRP también aparecen en otras grandes cuencas, como Caloris y Beethoven, lo que indica que no son una rareza puntual, sino una fase que se repite cuando se dan las condiciones adecuadas.

Al comparar las cinco cuencas, emerge una secuencia que se repite con notable consistencia. En la base aparecen materiales muy oscuros, asociados tanto a restos de la corteza primitiva rica en carbono como a fundidos de impacto generados durante la formación de la cuenca. Sobre ellos se emplaza un primer episodio de vulcanismo efusivo, que da lugar a llanuras relativamente oscuras y poco reflectantes.

Más tarde, un segundo pulso volcánico produce lavas más brillantes, clasificadas como High-reflectance Red Plains, que cubren amplias zonas del interior de las cuencas mayores. En algunos casos, el proceso continúa con un tercer episodio aún más tardío, representado por las YHRP, que se superponen a todas las unidades anteriores y marcan la fase más evolucionada del relleno volcánico.

Esquema de una cuenca de impacto en Mercurio mostrando tres modelos de generación de lavas volcánicas: fusión parcial del manto, variación en la profundidad de fusión y cristalización fraccionada durante el ascenso del magma.
Esquema conceptual de los procesos volcánicos propuestos para explicar la formación de las Young High-reflectance Red Plains en grandes cuencas de impacto de Mercurio. Se ilustran tres escenarios: fusión parcial del manto, cambios en la profundidad de generación del magma y cristalización fraccionada durante su ascenso. Créditos: Caminiti et al.

Esta secuencia se reconoce con claridad en Rembrandt, Caloris y Beethoven. En cambio, en Tolstoj y Rachmaninoff el proceso parece detenerse antes de la formación de YHRP. La clave es que esta diferencia no guarda relación con la latitud, la altitud actual ni la composición media de la corteza. Los datos apuntan a dos factores mucho más decisivos.

El primero es el tamaño de la cuenca de impacto. Los impactos mayores excavaron a más profundidad y generaron perturbaciones térmicas más intensas en el manto subyacente. Estas condiciones favorecieron tanto la generación de magmas más evolucionados como la apertura de sistemas de fracturas capaces de facilitar su ascenso hasta la superficie.

El segundo factor es el momento en que se produjo el vulcanismo. Las cuencas que albergan YHRP muestran actividad volcánica concentrada en etapas relativamente tempranas de la historia de Mercurio, cuando el interior del planeta aún conservaba suficiente calor. En cuencas con vulcanismo más tardío, como Rachmaninoff, el enfriamiento progresivo del planeta pudo limitar la formación o la llegada a la superficie de estos magmas más evolucionados.

Todo esto tiene implicaciones directas para entender el interior de Mercurio. A primera vista, la diversidad espectral de las llanuras volcánicas podría interpretarse como el reflejo de un manto químicamente muy heterogéneo. Sin embargo, el estudio muestra que no hace falta recurrir a esa explicación. Procesos como la fusión parcial a distintas profundidades y la cristalización fraccionada durante el ascenso del magma pueden generar lavas con propiedades espectrales distintas a partir de una fuente similar.

En este marco, las YHRP no serían el producto de una región del manto diferente, sino el resultado lógico de una evolución progresiva del mismo sistema magmático bajo condiciones térmicas cambiantes. Aunque no se descarta por completo la existencia de heterogeneidades en el manto, los datos disponibles no obligan a invocarlas.

El trabajo cobra un interés adicional en el contexto de la misión BepiColombo, que alcanzará la órbita de Mercurio a finales de 2026. Sus instrumentos ofrecerán una resolución espacial y espectral muy superior a la de MESSENGER y permitirán examinar con más detalle la distribución y la naturaleza de estas llanuras volcánicas. Las grandes cuencas analizadas en este estudio se perfilan así como escenarios clave para investigar las últimas fases del vulcanismo mercuriano.

En conjunto, el estudio muestra que las grandes cuencas de impacto de Mercurio no solo alteraron su superficie, sino que condicionaron de forma directa cómo, cuándo y qué tipo de lavas llegaron a ella. En esas llanuras volcánicas queda registrado, capa a capa, el enfriamiento progresivo del interior del planeta y la historia térmica de uno de los mundos más extremos del Sistema Solar.

Referencias y más información