Io, la luna volcánica de Júpiter, no parece tener un océano de magma bajo la superficie, lo que resuelve algunos problemas sobre cómo entran en erupción los volcanes de Io y plantea preguntas más amplias sobre océanos de magma similares dentro de otras lunas y planetas.
Los datos de misiones anteriores habían hecho que los científicos planetarios se preguntaran si, en lugar de solo bolsas de derretimiento, Ío contenía una capa de magma de 50 kilómetros (31 millas) de profundidad: un océano de roca fundida del ancho de la Luna. En la década de 1990, la misión Galileo de la NASA realizó mediciones de inducción magnética que sugerían que existía dicha capa, mientras que más recientemente, la distribución de los volcanes en Io mapeado por la NASA Juno misión a Júpiter Se consideró sugestivo de un océano de magma global que distribuye calor a través de la Luna.
Pero nuevas mediciones de Juno, junto con datos de archivo del misión galileoaparentemente han descartado la posibilidad de una Océano de magma debajo de la superficie de Ío..
Hasta 400 volcanes están en erupción en la superficie de la luna más interna de Júpiter yocon prácticamente cada centímetro cuadrado de la luna cubierto de llanuras de lava. La lava en erupción (roca fundida que llega a la superficie) proviene de áreas de “derretimiento” dentro del manto, que son bolsas de magma (roca fundida que todavía está bajo tierra) ascendentes.
La energía para derretir la roca en el manto de Ío provendría del calentamiento de las mareas en las garras del campo gravitacional de Júpiter: Ío se mueve alrededor de Júpiter en una órbita excéntrica y su distancia del planeta gigante puede variar en 2.175 millas (3.500 kilómetros). Esto significa que la fuerza gravitacional que siente desde Júpiter cambia a lo largo de su órbita, girando y apretando el interior de la luna, lo que resulta en la liberación de energía en forma de calor.
Junto con mareas gravitacionales similares pero más pequeñas de otras lunas europa, Ganímedes y Calistosignifica que se inyecta una enorme cantidad de energía de marea en el interior de Ío, pero ¿es esta energía suficiente para mantener una capa del manto completamente derretida?
Juno llegó a Júpiter en 2016 y ha realizado más de 60 órbitas alrededor del planeta gigante, pero durante los últimos años se ha ido acercando y sobrevolando las grandes lunas galileanas. El 30 de diciembre de 2023 y el 3 de febrero de 2024, Juno voló a 1.500 kilómetros (930 millas) de Ío.
Desde entonces ha realizado más sobrevuelos de Io, y cerca de Io, la gravedad de la luna perturba las señales de radio transmitidas desde Juno a la nave espacial. Junto con datos de archivo de la nave espacial Galileo, los investigadores dirigidos por Ryan Park del Laboratorio de Propulsión a Chorro de la NASA pudieron utilizar esos dos sobrevuelos para medir el campo gravitacional de Ío y cómo cambia a medida que la luna volcánica es comprimida y estirada por la órbita de Júpiter. (y la de sus lunas compañeras).
Si Io tuviera un océano de magma bajo la superficie, la luna se deformaría bajo la gravedad de Júpiter en una cantidad significativa. Sin embargo, las mediciones Doppler sugieren que Ío es bastante rígido, lo que significa que su interior es bastante sólido. No puede haber un océano de magma.
Si no hay un océano de magma, ¿de dónde viene el ‘derretimiento’ que emerge de los volcanes en forma de lava? En la Tierra, el derretimiento se produce por fuerzas tectónicas. Debido a que el derretimiento es menos denso y, por lo tanto, más flotante que el manto sólido circundante, el magma se eleva y emerge a través de los volcanes. Si bien no parece haber un océano de magma global en Ío, debe haber bolsas de magma que pueden elevarse y salir a la superficie a través de volcanes.
Se pueden establecer comparaciones entre Io y Tierra‘s lunatambién. A primera vista no se parecen mucho: la luna de la Tierra es árida e inerte, Ío está cubierta de volcanes. Sin embargo, Ío es sólo un 5% mayor en diámetro y densidad que la Luna. Además, durante los primeros 100 millones de años de existencia de nuestra Luna, tuvo un océano de magma como consecuencia de su nacimiento violento de los escombros de un enorme impacto en la joven Tierra. Poco a poco, el calor se fue escapando de la luna de la Tierra y el océano de magma se solidificó. El equipo de Park sostiene que el calentamiento de las mareas por sí solo no es suficiente para crear un océano de magma; se necesita algo dramático como la formación de la luna de la Tierra para generar suficiente energía.
Los hallazgos también tienen repercusiones más amplias para exoplanetas. Los astrónomos están encontrando muchos exoplanetas en órbitas muy estrechas alrededor de las estrellas más pequeñas, conocidas como enanas m. Al estar tan cerca, estarían sujetos al calentamiento de las mareas, y los astrónomos se habían preguntado si tendrían océanos globales de magma. El sistema Io-Júpiter es similar, en escala, a un exoplaneta que orbita alrededor de una enana M, y si el Io volcánico no tiene un océano de magma, entonces quizás los exoplanetas en órbitas cercanas alrededor de enanas M tampoco lo tengan.
Los hallazgos fueron publicados en Nature.