Mundos activos: nuevos descubrimientos en geología planetaria

Introducción

La geología planetaria ha avanzado a gran velocidad durante la última década: nuevas misiones y estudios han sacado a la luz procesos dinámicos en otros mundos. Desde los planetas rocosos interiores (Mercurio, Venus, Marte) hasta las lunas heladas del Sistema Solar exterior, los científicos han catalogado vulcanismo, tectónica, sedimentación y otros procesos que dan forma a estos cuerpos. Cabe destacar que ahora hay pruebas de que varios mundos «muertos» están hoy geológicamente activos. Este resumen presenta los principales hallazgos de 2015–2025 —con especial atención a los resultados revisados por pares y a los datos oficiales de las misiones— y extrae de la literatura científica cifras clave (con sus incertidumbres) y citas de expertos. Repasamos la contracción y los sismos de Mercurio, el vulcanismo en curso de Venus, los antiguos lagos y los sismos actuales de Marte, las erupciones volcánicas de Ío, la luna de Júpiter, la tectónica helada de Europa, los paisajes de hidrocarburos de Titán, la luna de Saturno, los géiseres de Encélado y el sorprendente criovulcanismo de Plutón.

Mercurio: un planeta de una sola placa que sigue en movimiento

Durante mucho tiempo se creyó que Mercurio era una reliquia de la geología del Sistema Solar primitivo, pero la sonda orbital MESSENGER de la NASA (2011–2015) reveló un pasado sorprendentemente activo, y señales de actividad incluso hoy. La única placa litosférica rígida de Mercurio se ha ido contrayendo a medida que se enfría su núcleo de hierro, lo que ha producido gigantescos escarpes de fallas de cabalgamiento (acantilados) por todo el globo[1][2]. En la última campaña de imágenes a baja altitud de MESSENGER, los científicos descubrieron escarpes de falla pequeños y jóvenes de apenas decenas de metros de altura y unos pocos kilómetros de longitud. Estos diminutos acantilados están tan bien conservados que tienen que ser geológicamente recientes: probablemente se formaron en los últimos 50 millones de años (o incluso más recientemente), porque el bombardeo constante de meteoroides habría borrado los rasgos más antiguos[3][4]. Como explicó un miembro del equipo: «El bombardeo constante de meteoroides degrada y destruye con rapidez estructuras tan pequeñas, lo que indica que tienen que haberse formado hace relativamente poco»[4]. Su corta edad apunta con fuerza a que el interior de Mercurio sigue enfriándose y contrayéndose, lo que lo convierte en un planeta «tectónicamente activo» hoy[5]. De hecho, un estudio de 2016 dirigido por Thomas Watters informó de que Mercurio se une a la Tierra como planeta tectónicamente activo, con nuevas fallas que probablemente se están formando «hoy, mientras el interior de Mercurio sigue enfriándose»[5]. Esto echa por tierra la vieja idea de que la Tierra era el único planeta tectónicamente activo de nuestro Sistema Solar.

Sismos mercurianos: si las fallas de Mercurio se están deslizando hoy, puede que se produzcan «sismos mercurianos». Por analogía con los sismos lunares superficiales de nuestra Luna (que llegaron a una magnitud de ~5), los científicos esperan que el deslizamiento de las fallas de Mercurio pueda generar sismos de una magnitud similar, de ~5 en la escala de Richter[6]. Ningún sismómetro ha visitado aún Mercurio, pero futuras misiones podrían poner a prueba esta predicción[7]. La existencia de un núcleo activo se ve corroborada por el duradero campo magnético de Mercurio, que persiste desde hace miles de millones de años y sugiere un núcleo externo parcialmente líquido que se enfría despacio[8]. Todas estas líneas de evidencia (escarpes jóvenes, un campo magnético de larga duración, posibles sismos) apuntan a un calor interno de larga duración que impulsa una tectónica de contracción prolongada en Mercurio[8].

Vulcanismo antiguo y mapa global: MESSENGER confirmó además que el vulcanismo modeló la superficie de Mercurio, sobre todo durante sus primeros 2.000 millones de años. El planeta está cubierto de llanuras volcánicas lisas (mares de lava solidificada) que inundaron las cuencas de impacto hace eones. Por ejemplo, las llanuras volcánicas del norte cubren aproximadamente el 6 % de la superficie de Mercurio. Estas lavas y las llanuras intercratéricas más antiguas permitieron elaborar el primer mapa geológico global de Mercurio[9][10]. A partir de más de 100.000 imágenes, los cartógrafos del USGS elaboraron en 2016 un mapa global que muestra que la topografía de Mercurio varía en unos 10 kilómetros (desde ≈ –5.380 m en las tierras bajas hasta +4.480 m en los terrenos más elevados)[11]. La mayor cuenca volcánica, Caloris, abarca 1.550 km y está rellena de llanuras lisas que más tarde fueron plegadas por esfuerzos tectónicos[12]. MESSENGER también encontró pruebas de vulcanismo piroclástico: más de 100 lugares con erupciones explosivas de ceniza procedentes de bocas volcánicas, lo que indica que el interior de Mercurio contuvo en su día gases volátiles[13]. Aunque el vulcanismo de Mercurio terminó en su mayor parte hace miles de millones de años, estos depósitos y los «huecos» (extrañas depresiones someras que probablemente se formaron por la sublimación de material rico en volátiles) muestran un planeta más rico en volátiles de lo esperado[13]. Incluso hoy se conserva hielo de agua en los cráteres polares en sombra permanente; el espectrómetro de neutrones de MESSENGER confirmó la existencia de abundante hielo de agua en los polos de Mercurio, bajo una capa aislante de polvo rico en materia orgánica[1][2].

En resumen, Mercurio —a menudo calificado de planeta «muerto»— es geológicamente dinámico a su manera. Su única placa gigante está surcada de fallas causadas por la contracción global. Tuvo un vulcanismo antiguo muy extenso y, posiblemente, aún sufre algún que otro sismo a medida que se encoge. Como comentó un investigador, encontrar diminutos escarpes recientes en Mercurio «es como encontrar el brote de un árbol que se creía extinto desde hacía mucho»[14]: una señal de que, bajo su antigua superficie, el motor geológico de Mercurio no se ha enfriado del todo.

Venus: vulcanismo en curso y tectónica de «banquisa»

Venus —de un tamaño similar al de la Tierra— tiene una geología extremadamente distinta, caracterizada por una litosfera estancada (sin tectónica de placas al estilo terrestre) y una superficie remodelada por el vulcanismo. Un viejo enigma era si Venus sigue siendo hoy volcánicamente activo o si sus volcanes se apagaron hace eones. A lo largo de la última década, varios estudios han zanjado la cuestión: Venus está activo ahora.

Detección de coladas de lava activas: en 2015, científicos que utilizaban la sonda orbital Venus Express de la ESA detectaron puntos calientes infrarrojos transitorios en la superficie[15][16]. Aparecieron en la zona de rift de Ganiki Chasma (cerca de los volcanes Ozza Mons y Maat Mons) y se observó que aumentaban de brillo y se desvanecían en apenas unos días, algo coherente con lava fresca que entra en erupción y se enfría[17][18]. Se registraron cuatro episodios de este tipo. Uno de los puntos calientes (apodado «Objeto A») tenía unos 1 km² de extensión y una temperatura de ~830 °C, muy por encima de la temperatura superficial normal, de ~480 °C[19]. Debido a la visión borrosa (Venus Express miraba a través de las nubes desde la órbita), cada punto caliente aparecía difuminado en más de 100 km, pero la zona realmente caliente sobre el terreno era probablemente muy pequeña (∼1 km de ancho)[20][19]. «Hemos visto ya varios episodios en los que un punto de la superficie se calienta de repente mucho más y luego vuelve a enfriarse», informó Eugene Shalygin, autor principal del estudio de 2015, que lo calificó de «la prueba más sugerente hasta la fecha de vulcanismo activo» en Venus[16][21]. Estas observaciones sitúan a Venus en el exclusivo club de los cuerpos del Sistema Solar actualmente activos desde el punto de vista volcánico (junto con la Tierra y Ío, la luna de Júpiter)[22].

Las pruebas se hicieron aún más sólidas en 2023, cuando unos investigadores volvieron a analizar imágenes de radar de la sonda orbital Magellan de la década de 1990 y descubrieron cambios directos en un volcán. Comprobaron que una boca volcánica del Maat Mons (el volcán más alto de Venus) había aumentado de tamaño y cambiado de forma de manera visible a lo largo de un periodo de 8 meses en 1991[23][24]. La boca pasó de una superficie de ~2,2 km² a un cráter irregular de ~4 km² y mostraba indicios de coladas de lava frescas en las inmediaciones[23][25]. Esto indica que en 1991 se produjo una erupción en Venus, que Magellan captó por fortuna antes y después. Los autores del estudio de 2023 señalaron que se trata de «la primera prueba directa de una erupción volcánica reciente en [Venus]», puesto que, en la imagen posterior, el cráter de la boca estaba lleno de roca fundida nueva que se desbordaba por sus laderas[25]. Además, en 2024 un equipo liderado por científicos italianos anunció que había encontrado otros dos depósitos de coladas volcánicas al comparar datos de radar de Magellan de 1990 con los de 1992[26][27]. Estas coladas, en el Sif Mons y en el oeste de Niobe Planitia, mostraban un aumento de la reflectividad del radar coherente con lava recién solidificada que no estaba allí dos años antes[28]. En conjunto, estos hallazgos sugieren que las erupciones volcánicas en Venus son relativamente frecuentes y no episodios aislados. «Al analizar las coladas de lava que observamos, hemos descubierto que la actividad volcánica de Venus podría ser comparable a la de la Tierra», afirmó el Dr. Davide Sulcanese, autor principal del estudio de 2024[29][30]. En otras palabras, en Venus podría haber erupciones cada pocos años o décadas, que mantendrían joven la superficie en algunos lugares.

Tectónica sin placas: a diferencia de la Tierra, Venus no parece tener placas corticales en movimiento ni zonas de subducción globales. Su enorme atmósfera de olla a presión (90 bar) y su clima caluroso y seco han dado lugar a una única envoltura litosférica estancada. Sin embargo, investigaciones recientes muestran que la corteza de Venus no es del todo inmóvil: podría estar fragmentada en grandes bloques que se empujan y rotan, de forma análoga a la banquisa de un océano helado[31][32]. En 2021, Paul Byrne y sus colegas identificaron bandas de crestas y surcos que delimitan bloques planos en las regiones de tierras bajas de Venus. Concluyeron que estos bloques «se han desplazado, han rotado y se han deslizado unos junto a otros con el tiempo… un poco como la tectónica de placas de la Tierra, pero a menor escala, más bien como trozos de banquisa» que flotan sobre un fluido[32][33]. Esta «tectónica de banquisa» de Venus se debe probablemente a la convección del manto bajo una corteza delgada y quebradiza, que hace que la superficie se fragmente sin que existan límites de placa en sentido estricto[34]. Es un estilo tectónico recién reconocido, exclusivo de Venus, que sugiere que su interior sigue agitándose con vigor. «No es tectónica de placas como la de la Tierra… pero sí es una prueba de deformación debida al flujo del manto interior», señaló Byrne, «un tipo de acoplamiento entre el interior y la superficie que no se observa en ningún otro lugar… salvo en [algunos] interiores continentales de la Tierra»[35][36]. El descubrimiento de este mecanismo tectónico implica que el manto de Venus se encuentra en pleno proceso de vuelco y puede renovar la superficie de forma periódica. De hecho, gran parte de la superficie de Venus parece joven (menos del 20 % cubierta por cráteres de impacto), lo que sugiere que el vulcanismo y la deformación tectónica la renovaron por completo a escala global hace unos 500 millones de años, posiblemente en un episodio de vuelco catastrófico[37][38]. Ahora sabemos que la actividad localizada persiste hoy.

Rasgos geológicos y misiones: Venus está salpicado de más de 1.600 grandes volcanes (en su mayoría extintos) y de inmensas estructuras tectónicas circulares llamadas coronae (probablemente formadas por plumas del manto). Algunas coladas de lava de Venus son larguísimas: una se extiende a lo largo de más de 7.000 km por las llanuras. En particular, Venus Express observó un fuerte aumento del SO₂ atmosférico en 2006–07 que algunos atribuyeron a la desgasificación de erupciones[39]. Y el radar de Magellan cartografió coladas de lava jóvenes que parecen cubrir cráteres de impacto, lo que confirma que ha habido vulcanismo en los últimos millones de años[40][41]. Ahora que se ha observado lava activa de forma directa, los científicos están deseosos de regresar. La NASA y la ESA han aprobado nuevas misiones (VERITAS, DAVINCI, EnVision) para la década de 2030 con el fin de cartografiar Venus con mayor resolución e incluso muestrear la atmósfera en busca de gases volcánicos. Estas misiones se apoyarán en los avances de 2015–2025. Como comentó Håkan Svedhem, científico del proyecto Venus Express: «Parece que por fin podemos incluir a Venus en el pequeño club de los cuerpos del Sistema Solar con actividad volcánica… Venus, nuestro vecino más cercano, sigue activo y cambiando en la actualidad»[22][42].

Marte: lagos antiguos, sismos actuales y erupciones recientes

Marte ha sido el centro de una intensa exploración geológica en la última década, gracias a los róveres (Curiosity, Perseverance, Zhurong), los módulos de aterrizaje (InSight) y los orbitadores (de la NASA, la ESA, la ISRO, los Emiratos Árabes Unidos y China). La imagen que va surgiendo es la de un planeta que fue similar a la Tierra en su juventud —con lagos, ríos, vulcanismo y posiblemente un océano—, pero que se volvió frío y árido, aunque no del todo muerto desde el punto de vista geológico. Entre los procesos clave de Marte figuran la sedimentación por agua y viento, un vulcanismo que abarca miles de millones de años, la fracturación tectónica por esfuerzos corticales e incluso una actividad sísmica e hidrológica en la actualidad.

Registros sedimentarios del agua: el róver Curiosity de la NASA ha descubierto en el cráter Gale un rico registro estratigráfico de un antiguo sistema de lagos de unos 3.500–3.800 millones de años de antigüedad. Curiosity encontró lutitas finamente estratificadas que se depositaron en un lago tranquilo de agua dulce que llenaba la cuenca de 150 km de ancho de Gale[43][44]. Estos sedimentos lacustres muestran patrones (como finas laminaciones e incluso grietas de desecación apodadas «Old Soaker») que indican que el lago atravesó ciclos de humedad y sequía a lo largo de millones de años[43][45]. «Imagina estanques repartidos por el suelo del cráter Gale… arroyos que podrían haber surcado las paredes del cráter… que se desbordaban y luego se secaban, un ciclo que probablemente se repitió numerosas veces a lo largo de millones de años», escribieron los científicos de Curiosity[43][46]. En 2019, un estudio de Nature Geoscience (con William Rapin como autor principal) informó de depósitos de sales minerales (sulfatos y cloruros) en un tramo de estratos de 150 m de espesor llamado Sutton Island, prueba de que estanques someros de salmuera sufrieron evaporación bajo el antiguo clima de Marte[47][48]. Las sales —mezcladas con sedimentos y no en forma de costras evaporíticas puras— sugieren lagos salados efímeros que «pasaron por episodios de desbordamiento y desecación» y que dejaron una «marca de agua» de las fluctuaciones climáticas[49][48]. Estas rocas registran la transición de Marte de un entorno más húmedo al desierto helado de hoy[49]. De hecho, la detección por parte de Curiosity de grietas de desecación en rocas de más de 3.000 millones de años es una prueba directa de que el agua estancada llegó a secarse en la superficie, lo que implica condiciones habitables (con agua líquida) que perduraron, pero que también cambiaron con el tiempo[50][51]. Como dijo el científico de la misión A. Vasavada, el cráter Gale ofrece «un registro único de un Marte en cambio… de cuándo y cómo empezó a evolucionar el clima del planeta», y de cuánto tiempo pudo haber persistido la vida en la superficie[51].

En el cráter Jezero de Marte, el róver Perseverance explora desde 2021 un antiguo delta fluvial. Las imágenes de alta resolución confirmaron que el lago de Jezero estaba alimentado por un río que depositó sedimentos deltaicos estratificados, entre ellos grandes bloques (de hasta un metro) en la parte alta de los afloramientos, prueba de crecidas repentinas episódicas en el pasado de Marte[52][53]. La presencia de estas rocas grandes y redondeadas dentro de las capas del antiguo delta indica que en ocasiones el agua fluía a gran velocidad, seguida de periodos más tranquilos que permitieron que se asentaran los sedimentos finos. La exploración del delta por parte de Perseverance en 2022 reveló areniscas con estratificación cruzada y estratos inclinados característicos de un entorno de delta fluvial con meandros. Estas observaciones subrayan aún más que Marte tuvo agua superficial sostenida y ciclos hidrológicos activos en su historia temprana, hace unos 3.700 millones de años. Además, Perseverance hizo un sorprendente descubrimiento ígneo: el suelo del cráter Jezero (bajo el delta) está formado por rocas volcánicas —lava enfriada— y no por los sedimentos lacustres esperados[54][55]. Los instrumentos detectaron abundantes cristales de olivino en estas rocas, lo que indica que se solidificaron a partir de un magma de enfriamiento lento y que más tarde entraron en contacto con agua, formando minerales de alteración[56][57]. Esto implica que, después del impacto que formó Jezero, la lava fluyó sobre el suelo del cráter o se introdujo en él. Estas rocas ígneas son más fáciles de datar que las sedimentarias, de modo que, cuando las muestras regresen a la Tierra (previsto para ~2033), deberían permitir fijar el momento de las fases volcánica y lacustre de Jezero[58][59]. La coexistencia de alteraciones por agua en estas rocas volcánicas resulta emocionante: «Descubrir el potencial de entornos habitables en algo tan inhabitable como las antiguas coladas de lava de Jezero hace albergar esperanzas sobre lo que hay en las rocas sedimentarias» que aún quedan por muestrear[59][60].

Más allá de los cráteres, los orbitadores han cartografiado vastos depósitos de minerales hidratados (arcillas, sulfatos) por todo Marte, que señalan dónde existió en su día agua subterránea o superficial de larga duración. Por ejemplo, la sonda Mars Express de la ESA encontró indicios de que hoy podría existir un lago de agua líquida subterráneo bajo el casquete polar sur. Los sondeos de radar (instrumento MARSIS) detectaron en 2018 una «reflexión subsuperficial anómalamente brillante» bajo 1,5 km de hielo, que abarcaba una zona de 20 km cerca de los 81° S[61][62]. La mejor interpretación es una capa de agua líquida en forma de salmuera de unos 20 × 30 km de extensión bajo el hielo[62]. Un trabajo posterior de 2020 identificó otros tres «estanques» de agua enterrados cerca del lago principal[63][64]. El agua tiene que ser extremadamente salada (rica en percloratos u otras sales anticongelantes) para mantenerse líquida a temperaturas de ~–68 °C, pero este hallazgo plantea la posibilidad de que exista una red de antiguos lagos subglaciares en Marte[65]. Se estima que el mayor lago mide 20 × 30 km y podría formar parte de todo un sistema hidrológico oculto de millones o miles de millones de años de antigüedad[63][66]. Los científicos siguen debatiendo si estas reflexiones del radar corresponden realmente a agua líquida o quizá a algunas arcillas hidratadas poco habituales (algunos estudios de 2022 sugirieron que las arcillas o el hielo estratificado podrían imitar la señal). Si se trata de agua, sería un objetivo de primer orden en la búsqueda de vida marciana actual (análogo a los lagos subglaciares de la Antártida, que albergan ecosistemas microbianos)[67].

Vulcanismo, del pasado al presente: Marte alberga el mayor volcán del Sistema Solar (el Monte Olimpo, de ~21 km de altura) y enormes provincias volcánicas (Tharsis y Elysium). La mayor parte del vulcanismo marciano tuvo lugar hace 3.000–4.000 millones de años y dio lugar a volcanes en escudo y coladas de inundación. Sin embargo, una cuestión importante ha sido si los volcanes de Marte pudieron volver a despertar, aunque fuera a trompicones, en el pasado geológico reciente. Las pruebas actuales sugieren que sí: puede que Marte siga siendo volcánicamente activo a pequeña escala. A finales de 2020, investigadores de la Universidad de Arizona y del PSI identificaron en Marte un depósito volcánico hasta entonces desconocido que podría tener solo ~50.000 años[68][69]. Este depósito, situado en Elysium Planitia, en una fisura llamada Cerberus Fossae, aparece como un manto liso y oscuro que cubre unos 13 km (8 millas) de ancho sobre las llanuras circundantes[70][71]. Se superpone a las coladas de lava locales (lo que significa que es más joven) y tiene una morfología que recuerda a un manto eruptivo piroclástico: ceniza y piedra pómez esparcidas por una explosión volcánica[72][73]. Los científicos lo interpretan como el producto de un volcán adolescente en términos marcianos: «Este podría ser el depósito volcánico más joven documentado hasta ahora en Marte», afirmó el autor principal, David Horvath[74]. Si los 4.500 millones de años de historia geológica de Marte se comprimieran en un solo día, «esto habría ocurrido en el mismísimo último segundo», señaló Horvath[75]. El depósito se formó probablemente cuando el magma del subsuelo interactuó con hielo o agua subterránea, lo que provocó una erupción impulsada por gases (similar a abrir una lata de refresco agitada)[76][73]. La explosión esparció ceniza hasta ~10 km (6 millas) de altura en el cielo de Marte[77]. Lo que hace este hallazgo especialmente intrigante es que se encuentra a solo ~1.600 km del módulo de aterrizaje InSight de la NASA, que entre 2019 y 2022 detectó sismos marcianos originados en la región de Cerberus Fossae[78][79]. Dos de los mayores sismos (de magnitud 4,1) procedían de esta zona. Este vínculo espacial sugiere que el movimiento de magma podría estar causando la actividad sísmica y que persisten bolsas de roca fundida bajo Elysium Planitia[78]. Como escribieron Horvath y sus colaboradores, «La corta edad de este depósito plantea sin lugar a dudas la posibilidad de que todavía pueda haber actividad volcánica en Marte», y resulta «intrigante que los sismos marcianos recientes detectados por InSight procedan de Cerberus Fossae»[78][80]. En suma, puede que Marte no haya terminado de entrar en erupción, al menos en lugares aislados donde persiste el calor interno.

Marte también vivió erupciones volcánicas verdaderamente colosales en su pasado remoto. Un estudio de 2021 sobre la región de Arabia Terra (de P. Whelley y colaboradores) encontró indicios de miles de antiguas «supererupciones» hace unos 4.000 millones de años[81][82]. Estas explosiones (comparables a los supervolcanes terrestres) habrían expulsado magma de forma explosiva, cubriendo Marte de ceniza y afectando probablemente al clima[81][82]. Siete grandes depresiones de Arabia Terra se identificaron como calderas y no como cráteres de impacto —cada una de decenas de millas de ancho—, formadas por el colapso del terreno tras erupciones masivas[83]. Los investigadores estimaron que cada supererupción expulsó del orden de 400 millones de piscinas olímpicas de magma y gas (es decir, de cientos a miles de kilómetros cúbicos)[84]. Estas se produjeron a lo largo de un periodo de 500 millones de años[81], lo que significa que Marte fue extremadamente activo desde el punto de vista volcánico durante sus primeros mil millones de años. Estos hallazgos subrayan que Marte ha conocido todo el espectro del vulcanismo, desde antiguos supervolcanes hasta, posiblemente, una diminuta fuente de lava hace apenas 50 milenios.

Tectónica y sismos marcianos: a diferencia de la Tierra, Marte no tiene hoy tectónica de placas: su corteza es una única placa continua. Pero sí tiene muchos rasgos tectónicos: el gran sistema de cañones de Valles Marineris (de 4.000 km de longitud, formado por el rifting de la corteza), vastas redes de fallas y crestas de arruga debidas al enfriamiento del planeta, y fracturas inducidas por impactos. Hasta hace poco, todos ellos eran reliquias del pasado. Eso cambió con InSight (que aterrizó en 2018), la misión que desplegó el primer sismómetro en Marte. InSight estuvo escuchando sismos marcianos durante cuatro años y detectó 1.319 sismos en total[85][86]. La mayoría fueron pequeños (magnitud 2–3), pero unos pocos alcanzaron el rango de M4 o más, entre ellos un sismo de magnitud 4,7 en mayo de 2022, el mayor jamás registrado en otro planeta. Los datos de InSight permitieron a los científicos cartografiar el interior de Marte. Las ondas sísmicas revelaron que la corteza en el lugar de aterrizaje tiene un espesor de ~20 km (si hay dos capas) o de ~39 km (si hay tres capas)[87][88]. Los datos de gravedad global combinados con este punto de «anclaje» sugieren que la corteza de Marte tiene un espesor medio de 24–72 km (probablemente más cercano al extremo inferior de ese intervalo)[89]. Bajo la corteza, Marte tiene un manto que se extiende unos 1.500 km hacia el interior y que, a diferencia del terrestre, no se diferencia en manto inferior y superior (es más uniforme y su composición es similar a la del manto superior de la Tierra, rico en olivino)[90][91]. En 2021, los científicos de InSight anunciaron que habían determinado el tamaño del núcleo de Marte: aproximadamente 3.660 ± 80 km de diámetro (un radio de unos 1.830 ± 40 km)[92]. Es mayor y menos denso de lo que se pensaba, lo que implica un núcleo líquido de hierro y níquel parcialmente aleado con elementos más ligeros como azufre, carbono, oxígeno y quizá hidrógeno[93]. El núcleo está mayormente fundido (al principio no se detectó ningún núcleo interno sólido, aunque un análisis de 2025 sugiere que Marte podría tener un núcleo interno sólido de unos 600 km de radio)[94]. Que el núcleo de Marte sea proporcionalmente grande (la mitad del diámetro del planeta) significa que el manto que lo recubre es relativamente más delgado y que la litosfera (la capa exterior rígida) es muy gruesa, del orden de 500 km de espesor[95][96]. Una litosfera tan gruesa explica por qué Marte carece de tectónica de placas: la corteza y el manto superior son demasiado rígidos para romperse en placas en movimiento. Con todo, Marte sigue siendo tectónicamente activo en pequeña medida: los esfuerzos derivados del enfriamiento y la contracción en curso y de la carga de los volcanes provocan sismos y movimientos de falla ocasionales. Por ejemplo, el graben de Cerberus Fossae, donde se originan sismos, podría estar abriéndose o deslizándose lentamente por fuerzas volcánicas o tectónicas. Además, todo el planeta está recorrido por crestas de arruga (crestas bajas asociadas a fallas en las llanuras volcánicas) que indican una contracción global (como la piel de una pasa al arrugarse), aunque mucho menos pronunciada que la de Mercurio.

¿Filtraciones de agua en la actualidad? Una posible actividad geológica sugerente en el Marte actual es la aparición de flujos estacionales en laderas conocidos como RSL (líneas recurrentes de ladera, por sus siglas en inglés: Recurring Slope Lineae). Son franjas oscuras que aparecen en laderas empinadas y cálidas en verano, se alargan cuesta abajo y luego se desvanecen en las estaciones más frías. En 2015, con datos del Mars Reconnaissance Orbiter, los científicos descubrieron que los lugares con RSL muestran minerales de sales hidratadas (percloratos) cuando las franjas alcanzan su mayor tamaño, pero no en las épocas más frías y secas[97][98]. Esto implica que el agua líquida en forma de salmuera desempeña un papel: probablemente se funde lo justo para humedecer el suelo y disolver las sales, lo que oscurece la superficie[99][100]. «La detección de sales hidratadas en estas laderas significa que el agua desempeña un papel fundamental en la formación de estas franjas», dijo Lujendra Ojha, autor principal del estudio de 2015[101][102]. Las sales (perclorato de magnesio, clorato, etc.) pueden reducir el punto de congelación del agua, lo que permite que las salmueras fluyan de forma transitoria a –20 °C[99][100]. Así pues, Marte podría tener una actividad hídrica contemporánea a escala muy pequeña: no verdaderos «arroyos», sino suelo húmedo que podría deberse a la fusión de hielo del subsuelo, a la delicuescencia de sales higroscópicas o a acuíferos someros. Sin embargo, investigaciones posteriores de 2017–2020 sugirieron que muchos RSL podrían ser en realidad flujos de arena seca, y que la hidratación de las sales sería un efecto coincidente. La cuestión sigue abierta. Si el agua líquida llega a fluir brevemente, es probable que se evapore con rapidez en la tenue atmósfera de Marte. Aun así, los RSL representan la actividad hidrológica marginal de Marte en la actualidad, y cualquier líquido transitorio es importante para evaluar la habitabilidad presente (aunque las salmueras serían extremadamente saladas y de corta duración).

Resumen: Marte se perfila como un mundo con un rico pasado geológico de agua y fuego, y con un presente activo de formas sutiles. En la antigüedad tuvo lagos, deltas, manantiales termales y supervolcanes, y ahora tiene tormentas de polvo, ciclos estacionales de escarcha y deshielo, algún que otro sismo marciano y, posiblemente, algún eructo volcánico o hilillo de salmuera. En palabras del geólogo planetario Alfred McEwen, «Marte no está muerto, sino que descansa», con los estremecimientos justos para mantener ocupados a los científicos. A medida que sigamos estudiando Marte, sobre todo con el retorno de muestras en el horizonte, esperamos más sorpresas sobre su cronología geológica y su actividad interna.

Las lunas de Júpiter: los infiernos de Ío y el océano oculto de Europa

Las lunas galileanas de Júpiter presentan algunas de las geologías más extremas y fascinantes del Sistema Solar. Ío es un paisaje infernal de vulcanismo constante, mientras que Europa es un mundo oceánico cubierto de hielo, con una corteza helada sometida a tectónica. Ganimedes y Calisto son menos activos, pero también tienen su historia (Ganimedes posee su propio campo magnético y, probablemente, un océano profundo). Aquí nos centramos en Ío y Europa —ejemplos de procesos geológicos volcánicos frente a helados— con un guiño a los descubrimientos recientes.

Ío volcánico: extremo y en curso: Ío es el cuerpo con mayor actividad volcánica del Sistema Solar, un auténtico mundo volcánico alienígena. Calentado por las intensas fuerzas de marea de Júpiter, el interior de Ío se funde y origina cientos de volcanes en su superficie. Misiones anteriores han observado gigantescas calderas, lagos de lava y coladas de lava sulfurosas de entre 200 y 300 km de longitud. Antes de 2015 ya sabíamos que Ío estaba activo (Voyager vio erupciones en 1979 y Galileo cartografió más de 100 bocas activas). Pero las observaciones recientes de la misión Juno de la NASA han revelado erupciones que baten récords en Ío. A finales de 2024, durante un sobrevuelo a distancia, el mapeador infrarrojo de Juno (JIRAM) detectó una erupción tan potente que saturó el detector[103]. Este suceso, en el polo sur de Ío, fue un enorme punto caliente volcánico que irradiaba más de 80 billones de vatios de potencia térmica[104][105]. Para ponerlo en perspectiva, es más de cinco veces el consumo total de energía de la humanidad en la Tierra. La zona caliente de lava abarcaba unos 100.000 km² —aproximadamente la superficie de Islandia—, lo que la convierte en la emisión térmica más intensa jamás registrada en Ío (superando con creces a la anterior campeona de Ío, Loki Patera)[104][106]. «Este es el suceso volcánico más potente jamás registrado en el mundo más volcánico de nuestro Sistema Solar, y eso es decir mucho», afirmó el Dr. Scott Bolton, investigador principal de Juno[107][108]. La cámara de Juno incluso registró cambios visibles en la superficie cerca del polo sur de Ío entre las imágenes tomadas en octubre y diciembre de 2024, probablemente debidos a depósitos recientes[109]. Los científicos sospechan que la erupción procedía de un conjunto de fisuras que drenaban un reservorio de magma subsuperficial, posiblemente análogo a una erupción de basaltos de inundación en la Tierra[103][110]. La magnitud de la erupción —«una región ígnea mayor que el lago Superior de la Tierra» que liberó «seis veces la producción total de energía de todas las centrales eléctricas del mundo»— subraya la ferocidad del calentamiento de marea de Ío[104][111]. El vulcanismo de Ío es tan vigoroso que renueva continuamente la superficie de la luna y entierra los cráteres de impacto (de hecho, Ío casi no tiene cráteres de impacto; su superficie es geológicamente joven, con menos de 1 millón de años de media). La misión continuada de Juno prevé sobrevuelos cercanos de Ío en 2025–2026, que deberían aportar datos aún más nítidos sobre estos rasgos volcánicos y quizá captar erupciones en tiempo real.

El volcán más famoso de Ío, Loki Patera, es un lago de lava de 200 km de ancho que se ilumina periódicamente cuando la corteza se vuelca. Las observaciones desde tierra (década de 2010) revelaron que la actividad de Loki es cuasiperiódica, con erupciones aproximadamente cada 500 días[112]. Pero Ío tiene decenas de penachos activos en cualquier momento dado. Estos penachos, compuestos de gas dióxido de azufre y ceniza, pueden alcanzar 300–500 km por encima de la superficie de Ío y fueron vistos por primera vez como nubes azules en forma de paraguas por Voyager. Juno, a principios de 2024, incluso fotografió dos penachos volcánicos sobre el limbo de Ío durante un sobrevuelo[113]. Con más de 400 volcanes activos identificados, Ío es en la práctica una máquina de bombeo por mareas que convierte la energía gravitatoria de Júpiter en magma. Se han medido temperaturas de lava en Ío de hasta ~1.600 °C —más altas que las de la mayoría de las lavas terrestres—, lo que sugiere composiciones ultramáficas (ricas en magnesio) como las de las antiguas komatiitas de la Tierra. El vulcanismo de Ío ofrece una ventana a un magmatismo similar al de la Tierra primitiva y a procesos extremos de calentamiento de marea.

Europa: capa de hielo tectónica y océano subsuperficial: Europa, la luna de Júpiter con corteza de hielo, ha cautivado por igual a geólogos y astrobiólogos. Aunque es algo más pequeña que nuestra Luna, probablemente alberga un océano global de agua salada bajo su corteza helada, un océano que podría ser un hábitat para la vida. Entre 2015 y 2025, los investigadores han avanzado en la comprensión de cómo se comporta la capa de hielo de Europa y de cómo el océano subsuperficial se manifiesta en la superficie.

Uno de los hallazgos destacados es el descubrimiento de 2022 de que las omnipresentes crestas dobles de Europa (largas crestas paralelas con un surco central, que a veces se extienden miles de kilómetros) probablemente se forman a partir de agua subsuperficial cercana a la superficie. Un estudio de Riley Culberg y sus colegas señaló el asombroso parecido entre las crestas dobles de Europa y una cresta doble más pequeña observada en la capa de hielo de Groenlandia, en la Tierra[114][115]. Los datos de radar de Groenlandia mostraron que una bolsa de agua subsuperficial se había vuelto a congelar y había empujado el hielo hacia arriba, creando una sección transversal de cresta doble con forma de letra «M»[116]. Aplicado a Europa, parece que unas lentes de agua dentro del hielo (quizá alimentadas por el océano o por agua de fusión procedente de abajo) podrían volver a congelarse y agrietar la superficie hasta formar las crestas[115][117]. De ser así, eso significa que la capa de hielo de Europa está impregnada de bolsas de agua líquida a poca profundidad (quizá ~1–3 km bajo la superficie)[118]. Estas podrían formarse por migración de salmuera o por fusión debida a la flexión de marea. Es importante destacar que tales bolsas acercarían la química del océano a la superficie y podrían ser objetivos para futuros módulos de aterrizaje (mucho más fáciles de muestrear que perforar decenas de kilómetros de hielo)[117][119]. Culberg señaló: «La presencia de agua líquida en la capa de hielo sugeriría que el intercambio entre el océano y la capa de hielo es habitual», lo que podría hacer circular nutrientes y energía para la vida[120][121]. Y «el agua somera significa que podría haber objetivos más fáciles para que futuras misiones tomen imágenes o muestras que podrían conservar pruebas de vida» sin necesidad de acceder por completo al océano profundo[120][121]. En resumen, la corteza de Europa podría no ser un bloque sólido de hielo, sino un sistema dinámico de hielo y agua en capas con geología activa. Esto se suma a pruebas anteriores de hielo móvil: los terrenos caóticos (bloques revueltos, semejantes a icebergs, en una matriz helada) indican probablemente zonas donde la capa de hielo se fundió parcialmente o se hundió en lentes de agua subsuperficiales[122] (un modelo propuesto en 2011 por Schmidt et al.).

La geología superficial de Europa es joven (con una edad media inferior a ~60 Ma) y está surcada por fracturas y crestas causadas por los esfuerzos de marea. Se cree que estos rasgos atraviesan buena parte de la capa de hielo, de 20–30 km de espesor, y que actúan como conductos entre el océano y la superficie. De hecho, desde 2012 el telescopio espacial Hubble ha informado de detecciones intermitentes de penachos de vapor de agua en la región polar sur de Europa, que se elevan quizá entre 100 y 200 km de altura[123]. En 2018, unos científicos volvieron a los datos de la sonda Galileo de 1997 y hallaron una sugerente prueba in situ de que Galileo atravesó un penacho: su magnetómetro y sus sensores de plasma registraron una perturbación compatible con partículas cargadas procedentes de un penacho de agua durante el sobrevuelo cercano de Europa E12[124][125]. Este resultado de «datos antiguos, nuevas pruebas» sugiere con firmeza que Europa expulsa activamente, de vez en cuando, pequeñas cantidades de su océano al espacio[126][127]. (El vapor podría brotar por las grietas cuando los esfuerzos de marea son máximos.) Si estos penachos son reales y contienen material del océano, ofrecen a las naves espaciales una forma de muestrear indirectamente el océano de Europa atravesando el penacho, algo que la próxima misión Europa Clipper de la NASA (lanzamiento en 2024) pretende hacer si es posible. En cualquier caso, el océano de Europa está confirmado por varias líneas de evidencia (inducción magnética, densidad, geología de la superficie) y se estima que tiene ~100 km de profundidad bajo el hielo y que contiene entre 2 y 3 veces más agua que los océanos de la Tierra[128][129]. Es probable que este océano esté en contacto con un fondo marino rocoso, lo que podría permitir la existencia de respiraderos hidrotermales (como los de Encélado). Si hay algún lugar más allá de la Tierra que podría albergar vida en la actualidad, el océano de Europa —mantenido líquido por el calentamiento de marea, enriquecido por la química roca-agua y posiblemente en intercambio con la superficie— es uno de los principales candidatos.

La tectónica de hielo de Europa también intriga a los geólogos. Hay indicios de que una porción de corteza fue desplazada y rotada en su día 80° (como si se hubiera «ensamblado» en una nueva posición), lo que apunta a un comportamiento similar al de las placas en el pasado de Europa. Sin embargo, a diferencia de las placas de la Tierra, las de Europa pueden ser episódicas y estar impulsadas desde abajo por ascensos de agua del océano o de hielo cálido, ya que la superficie fría es frágil. Europa carece de topografía elevada (es relativamente plana, con pocas zonas de más de unos cientos de metros de relieve), probablemente porque la corteza helada puede fluir a escala de tiempo geológico. Solo se observan unos pocos cráteres de impacto, el mayor de apenas ~50 km de diámetro, lo que subraya el reciclaje de una superficie joven. Además, la química de la superficie muestra sales de sulfato y posiblemente compuestos orgánicos depositados desde el océano o resultantes del procesado por radiación de agua oceánica eyectada, otra pista de la comunicación entre el océano subsuperficial y la superficie.

De cara al futuro, Europa Clipper orbitará Júpiter y realizará unos 50 sobrevuelos cercanos de Europa a principios de la década de 2030, con un radar penetrador de hielo (para detectar bolsas de agua), espectrómetros, cámaras de alta resolución y un magnetómetro para medir las propiedades del océano. La misión JUICE de la ESA (lanzada en 2023) también sobrevolará Europa dos veces en 2032. En conjunto, estas misiones ampliarán enormemente los hallazgos de 2015–2025 y probablemente dibujarán un panorama más claro de la geología y la habitabilidad de Europa. A mediados de 2025, Europa se presenta como un mundo con una geología activa que se manifiesta en su deformación superficial y posibles penachos, todo ello derivado de un océano interior que la convierte, podría decirse, en una hermana de la Tierra por tener un océano global de agua y un interior activo (aunque encerrado en hielo).

Las lunas de Saturno: los paisajes de hidrocarburos de Titán y los penachos de Encélado

El sistema de Saturno ofrece dos mundos especialmente notables para la geología: Titán, con su densa atmósfera y un ciclo hidrológico basado en el metano que esculpe un paisaje parecido al terrestre, y Encélado, una pequeña luna helada con géiseres criovolcánicos que brotan de un océano subsuperficial. Estos cuerpos han sido investigados a fondo por el orbitador Cassini (que exploró Saturno entre 2004 y 2017), y los investigadores siguen analizando el tesoro de datos de Cassini a lo largo de la década de 2020.

Titán: ríos, lagos y posibles criovolcanes: Titán es único: la única luna con una atmósfera densa (presión de 1,45 atm) y con fenómenos meteorológicos activos. Es mucho más frío que la Tierra (superficie a ~94 K, –179 °C), por lo que el metano y el etano líquidos hacen las veces del agua. Entre 2015 y 2025, las últimas observaciones de Cassini y los análisis posteriores respondieron a importantes preguntas sobre los líquidos de la superficie de Titán y apuntaron a la existencia de actividad interna.

Uno de los resultados principales fue la determinación de las profundidades y la composición de los mares de Titán. El polo norte de Titán tiene grandes lagos y mares de metano y etano líquidos, análogos a los lagos terrestres. El mayor, Kraken Mare, es un mar más grande que el mar Caspio (tiene una superficie de unos 400.000 km², alrededor de 1,6 veces la de los Grandes Lagos juntos)[130]. En el sobrevuelo T104 de Cassini (2014), el altímetro de radar sondeó la superficie y el fondo de Kraken Mare en una zona de estuario (Moray Sinus). Los datos mostraron que Moray Sinus tiene ~85 m (280 ft) de profundidad, mientras que la parte central de Kraken Mare es tan profunda que no se detectó ningún eco de radar del fondo, lo que implica una profundidad superior al alcance del instrumento, de ~100–300 m[131][132]. Al analizar la pérdida de señal, los investigadores estimaron que la profundidad central de Kraken es de al menos 300 m (~1.000 ft)[133][134]. «El mayor mar de Titán… contiene alrededor del 80 % de los líquidos de superficie de la luna», señaló el autor principal, Valerio Poggiali[135]. El líquido es una mezcla de metano y etano, pero, curiosamente, la composición de Kraken resultó estar dominada por el metano, de forma similar a la del segundo mar más grande, Ligeia Mare[131][136]. Los científicos esperaban que Kraken (por ser más grande y estar a menor latitud) pudiera ser más rico en etano (un producto de la ruptura del metano atmosférico), pero parece no diferir de forma notable de los demás mares del norte[132][137]. Esta homogeneidad ayuda a acotar los modelos del ciclo hidrológico del metano de Titán. Es probable que los lagos y mares de Titán se comuniquen a través de acuíferos subterráneos o mediante intercambios de vapor de metano a través de la atmósfera. El hecho de que el metano no se haya convertido por completo en etano y se haya hundido sugiere una reposición de metano (puesto que la química impulsada por la luz solar convertiría todo el metano en etano y otros productos en una escala de tiempo de ~10 millones de años[138]). La solución a este «enigma del metano» podría ser la desgasificación geológica: quizá Titán tenga criovolcanes o reservorios subsuperficiales que liberan metano con el tiempo para reabastecer la atmósfera. Cassini sí encontró posibles formas del relieve criovolcánicas: la más notable es la región llamada Sotra Patera–Doom Mons. Allí, la cartografía por radar reveló una fosa de 1,7 km de profundidad y 30 km de ancho (Sotra Patera) junto a dos montañas de ~1 km de altura (Doom Mons y Erebor Mons), con rasgos lobulados similares a coladas a su alrededor[139][140]. Este terreno se parece mucho a las calderas y coladas volcánicas de la Tierra, salvo que está formado por hielo de agua y otras mezclas heladas, no por roca[141][139]. «La vista en 3D revela múltiples picos montañosos, fosas profundas y coladas con forma de dedos en Sotra Facula… parte del terreno se asemeja a conos volcánicos, cráteres y coladas de la Tierra», informó el equipo del USGS de Randolph Kirk[142][143]. Concluyen que el criovulcanismo (vulcanismo de hielo) es la mejor explicación de este rasgo, lo que lo convierte en «el mejor candidato hasta la fecha a volcán de hielo en Titán»[141][139]. Dos picos de ~1.000 m de altura y una caldera de 1,7 km de profundidad sugieren la erupción de material que dejó un vacío (la caldera) y construyó domos bajos[139][144]. Si es cierto, Titán tiene (o tuvo) calor interno suficiente para fundir el hielo y expulsar líquidos a la superficie. Este podría ser el mecanismo que repone el metano de la superficie y la atmósfera: la descomposición de clatratos o de hidrocarburos más profundos, liberados a través de criovolcanes. También implica que el interior de Titán, aunque frío, no está completamente congelado: puede haber un profundo océano subsuperficial de agua rica en amoníaco que actúe como fuente del criovulcanismo. De hecho, las mediciones de gravedad de Cassini y el bamboleo rotacional inducido de Titán indican que Titán sí tiene un océano global a ~100 km de profundidad, intercalado entre capas de hielo.

En la superficie, la geomorfología de Titán resulta en algunos lugares inquietantemente parecida a la de la Tierra. El radar y las imágenes de Cassini mostraron cauces fluviales dendríticos excavados en colinas, abanicos aluviales e incluso dunas de arena. El ecuador de Titán tiene vastos campos de dunas de compuestos orgánicos oscuros (hidrocarburos complejos), con dunas lineales de hasta 100 m de altura y decenas de kilómetros de longitud, modeladas por vientos constantes. Cerca de los polos, Cassini identificó rasgos de costa, valles fluviales ramificados e incluso episodios de lluvia (se observaron nubes y manchas oscurecidas en la superficie) que confirman un ciclo meteorológico activo. En 2016, Cassini observó el fenómeno de la «Isla Mágica»: rasgos brillantes transitorios en Ligeia Mare que aparecían y desaparecían, probablemente debidos a olas provocadas por la lluvia de metano o a burbujas de gas flotantes en el mar[145]. Titán tiene así unas interacciones superficie-atmósfera activas: los ríos fluyen cuando llueve metano, los lagos se llenan y se evaporan, y los vientos transportan arena.

Un llamativo análogo terrestre se encontró en 2013, cuando los datos del altímetro de radar de Cassini sugirieron la presencia de cañones llenos de líquido en Titán. Se trata de cañones de entre 300 y 700 m de profundidad (cerca de Ligeia Mare) en los que las reflexiones del radar indicaron que por el fondo fluían metano y etano líquidos (lo que los convierte en el «Gran Cañón de Titán»). El líquido es extremadamente liso para el radar y llena casi hasta el borde esos canales, lo que implica un nivel del mar estable conectado con los lagos principales. Esto aporta información sobre la corteza de Titán: es lo bastante resistente como para sostener paredes de cañón empinadas, posiblemente debido a un lecho rocoso rígido de hielo de agua.

La geología de Titán está estrechamente ligada a su clima. A lo largo de decenas de miles de años (los ciclos orbitales de Titán), la distribución del calentamiento solar cambia, lo que posiblemente transfiere metano de un polo a otro y provoca ascensos y descensos cíclicos del nivel del mar. De hecho, el polo sur de Titán tiene cuencas lacustres vacías y rasgos que sugieren que se ha secado y que nos encontramos en un periodo pluvial de verano boreal.

En resumen, entre 2015 y 2025 Titán se ha revelado como un cuerpo geológicamente rico: tiene una erosión fluida activa, un ciclo «hidrológico» completo (con el metano como fluido de trabajo), una geología en estado sólido con rasgos de tipo tectónico (cadenas montañosas de hasta ~3 km de altura debidas a esfuerzos antiguos o a la contracción) y, posiblemente, una actividad interior en curso que expulsa metano. Como bromeó un científico de Cassini, «Titán representa un entorno modelo de una posible atmósfera de la Tierra primitiva»[130], solo que sumido en una congelación extrema. Con la aeronave de rotores Dragonfly de la NASA prevista para visitar Titán en la década de 2030, la futura geología in situ examinará las dunas y los probables depósitos criovolcánicos en busca de química orgánica compleja y de pistas sobre el pasado geológico de Titán.

Encélado: géiseres criovolcánicos y océano hidrotermal: la pequeña luna Encélado (de 500 km de diámetro) asombró al mundo cuando Cassini descubrió en 2005 sus géiseres del polo sur. Más de 100 chorros de vapor de agua y partículas de hielo salen disparados desde cuatro fracturas llamadas «rayas de tigre», lo que indica una fuente interna de agua líquida. En la última década, las inmersiones profundas de Cassini en el penacho de Encélado (en especial el sobrevuelo E-21 de 2015) han detallado su composición y han aportado pruebas de la existencia de un fondo marino hidrotermal activo bajo el hielo de Encélado.

El espectrómetro de masas de Cassini (INMS) y su analizador de polvo cósmico (CDA) descubrieron que el penacho es sobre todo agua, pero contiene ~1 % de otros volátiles y partículas diminutas[146][147]. Cabe destacar que en 2017 los científicos informaron de que el penacho contiene abundante hidrógeno molecular (H₂)[148][149]. Este H₂ se explica mejor por reacciones agua-roca en el fondo oceánico: en concreto, agua caliente que reacciona con rocas ricas en hierro mediante serpentinización, proceso que produce H₂[148][149]. Cassini también detectó partículas de sílice de tamaño nanométrico en el anillo E de Saturno (generado por el penacho de Encélado)[150][151]. Estos granos de sílice (SiO₂) probablemente se forman cuando fluidos hidrotermales alcalinos se mezclan con agua más fría, exactamente lo que ocurre en torno a los respiraderos hidrotermales del fondo oceánico terrestre, donde la sílice precipita por el contacto entre la roca caliente y el agua del mar. La presencia de estos materiales sugiere que el agua del océano de Encélado circula a través de un núcleo rocoso a temperaturas de quizá ~90 °C o más, lixiviando minerales[150][151]. «El reciente descubrimiento de nanopartículas de sílice procedentes de Encélado demuestra la presencia de reacciones hidrotermales en curso en el interior», escribía un artículo de Nature Communications de 2015[150][151]. Esto es de enorme calado: Encélado tiene un océano global subsuperficial (de ~30–40 km de profundidad) bajo una capa de hielo de ~20 km de espesor en los polos (más gruesa en el ecuador), y es probable que el océano esté caliente en el fondo debido al calentamiento de marea en el núcleo[152]. Este entorno —agua + calor + minerales + moléculas orgánicas (también detectadas en el penacho)— cumple prácticamente todos los requisitos de la habitabilidad. En 2017, la NASA anunció que el océano de Encélado tiene una posible fuente de energía para la vida: cuando se encontró H₂, señalaron que los microbios metanógenos de la Tierra podrían usar H₂ + CO₂ para producir metano con fines metabólicos[146][153].

Desde el punto de vista geológico, el terreno polar sur de Encélado es un lugar de criovulcanismo activo. Las «rayas de tigre» son fracturas de 130 km de longitud que ventilan el océano. La región es cálida (se han medido hasta ~190 K en algunos puntos, muy por encima de los ~70 K del resto de Encélado) y muestra una importante renovación de la superficie: el polo sur casi no tiene cráteres de impacto y parece cubierto de material del penacho depositado (hielo brillante parecido a la nieve). Los datos de gravedad y rotación de Cassini revelaron un ligero bamboleo compatible con que la capa de hielo no esté congelada al núcleo, lo que confirma un océano global que desacopla la capa[152]. Los modelos indican que deben proceder del interior unos ~20–30 GW de calor para mantener los penachos (parte del calor se observa como emisión térmica). Cómo genera y transporta Encélado tanto calor sigue siendo objeto de investigación: probablemente se trate de una combinación de fricción de marea en el núcleo y, quizá, de una física exótica de percolación del agua.

La actividad en curso de Encélado lo convierte en un objetivo prioritario de la astrobiología. A diferencia de Europa, Encélado rocía convenientemente su océano al espacio, lo que facilita la toma de muestras. Cassini realizó en esencia una cata remota del océano, detectando no solo H₂ sino también compuestos orgánicos como metano, amoníaco, monóxido de carbono, compuestos orgánicos simples y complejos (posiblemente incluso trazas de benceno). Un estudio de 2018 encontró nuevos compuestos orgánicos complejos en el penacho —algunos con masas superiores a 200 uma— que podrían proceder de la química hidrotermal o de espuma marina rica en materia orgánica expulsada del océano[154][155]. Los siguientes pasos son conceptos de misión que volverían a Encélado para analizar el penacho con más detalle y buscar biomoléculas o incluso señales de vida.

Desde una perspectiva geológica, Encélado presenta claramente una tectónica y una renovación de la superficie en curso, impulsadas por su calentamiento de marea orbital. La corteza del polo sur se flexiona lo suficiente como para abrir y cerrar periódicamente las fisuras de las rayas de tigre (Cassini observó que la intensidad del penacho varía con la posición de Encélado en su órbita y es mayor cuando las fisuras se abren por tracción). La superficie de la luna fuera de los polos también muestra crestas tectónicas, fracturas y llanuras relativamente jóvenes, aunque las latitudes medias y el hemisferio delantero son más antiguos y tienen más cráteres (aun así, ninguno es extremadamente grande; el mayor cráter mide ~35 km). Es probable que Encélado tenga una distribución asimétrica del calor (sobre todo en el polo sur y ninguno en el polo norte; por qué solo un polo está activo es un misterio sin resolver: quizá se invirtió en el pasado, o el calentamiento por la excentricidad de marea se concentra allí). En cualquier caso, Encélado destaca como un diminuto mundo helado con una actividad geológica comparable a la de un planeta, en la práctica un análogo de una mini-Europa pero con un acceso más fácil a su océano.

Los descubrimientos de 2015–2025 —en especial la confirmación de la actividad hidrotermal— han afianzado la visión de Encélado como uno de los lugares más habitables más allá de la Tierra. Como dijo Linda Spilker, científica del proyecto Cassini, «Es la guinda del pastel. Encélado tiene casi todos los ingredientes que se necesitan para sustentar la vida tal como la conocemos». Las futuras misiones (como la propuesta «Enceladus Orbilander») pretenden buscar vida directamente en su penacho en la década de 2040.

Plutón y más allá: llanuras heladas y criovolcanes en planetas enanos

Por último, merece la pena señalar la geología revolucionaria revelada en Plutón (visitado por New Horizons en 2015). Aunque Plutón es un planeta enano del cinturón de Kuiper (no una luna ni un planeta propiamente dicho), su geología, conocida por los hallazgos de 2015, es asombrosa y relevante para los procesos del Sistema Solar exterior. Plutón tiene un glaciar de hielo de nitrógeno (Sputnik Planitia) que convecciona y se renueva activamente, en esencia una «lámpara de lava» de nitrógeno sólido que se voltea debido al calor interno. Unos polígonos de ~33 km de ancho cubren Sputnik Planitia y se interpretan como celdas de convección del hielo de nitrógeno, que asciende y desciende en una capa de ~7–10 km de espesor[156][157]. Esta superficie no tiene ningún cráter de impacto: una búsqueda de New Horizons no encontró ninguno, lo que implica una edad inferior a 10 millones de años[158][159] (¡y un modelo de tasas de sublimación sugiere que podría ser tan joven como ~180.000 años[160]!). Por tanto, Plutón es geológicamente activo hoy, probablemente impulsado por el lento enfriamiento de un océano interno o por el calor residual de la desintegración radiactiva. Rodeando a Sputnik hay montañas de hielo de agua de hasta 4–6 km de altura (el hielo de agua se comporta como roca sólida a la temperatura de 38 K de Plutón). Un conjunto montañoso, Tenzing Montes, alcanza ~6,2 km de altura cerca del borde occidental de Sputnik.

New Horizons también descubrió posibles criovolcanes. Destacan dos grandes montículos, Wright Mons y Piccard Mons. Wright Mons tiene ~150 km de ancho, con una enorme depresión central, y se eleva ~4–5 km sobre las llanuras circundantes[161][162]. Piccard es aún mayor (~7 km de altura y 225 km de ancho)[161][163]. Ambos tienen una superficie ondulada y con montículos y carecen de cráteres de impacto, lo que sugiere que se construyeron por acumulación de coladas criovolcánicas relativamente recientes de hielo de agua mezclado con volátiles más blandos[162][164]. En 2022, un estudio de Nature realizado por Kelsi Singer et al. informó de que la zona alrededor de Wright y Piccard Mons parece haber sido renovada por múltiples erupciones criovolcánicas a lo largo del tiempo, con una edad superficial que podría ser tan joven como entre 1.000 millones y 100 millones de años (según el recuento de cráteres, que son escasos allí)[161][162]. Los autores describen grandes campos lobulados —de decenas de kilómetros de ancho— de lo que parece «criolava» congelada (una mezcla semisólida de hielo de agua y quizá amoníaco o metanol que reduce el punto de congelación) que fluyó y luego se solidificó[161]. Estas coladas se apilan en montículos con fosas, en lugar de las calderas nítidas de los volcanes rocosos, pero indican de todos modos que Plutón ha sido geológicamente activo en un pasado relativamente reciente. «Large-scale cryovolcanic resurfacing on Pluto» (renovación criovolcánica a gran escala en Plutón) es como lo expresó el artículo de Singer[165]. La existencia de tal actividad sugiere que el interior de Plutón se mantuvo más cálido de lo esperado, probablemente debido a un océano subsuperficial que, al congelarse parcialmente, puede empujar agua hacia la superficie, o a capas aislantes de clatratos.

Además, la superficie de Plutón muestra colosales fallas tectónicas y graben (por ejemplo, Virgil Fossa) de cientos de km de longitud, que se interpretan como señales de una expansión global, coherente con un océano subsuperficial que se congeló y se expandió (el agua se expande al congelarse)[166][167]. En Caronte, la gran luna de Plutón, New Horizons reveló un cinturón tectónico aún más espectacular: Serenity Chasma, parte de un sistema de fracturas de 1.800 km de longitud y hasta 7,5 km de profundidad que rodea el ecuador de Caronte[168][169]. Para situarlo, los abismos de Caronte son 4,5 veces más profundos que el Gran Cañón de la Tierra[170][171]. Esta gigantesca estructura tectónica de «separación» se formó probablemente cuando el océano interno de Caronte se congeló, se expandió y abrió la corteza agrietándola, literalmente «la superficie de Caronte se fracturó al estirarse»[172][173]. La tectónica de estos cuerpos pequeños demuestra que incluso los mundos helados lejanos experimentan potentes fuerzas geológicas si tienen interiores de agua líquida que cambian de fase o de volumen.

La idea clave es que la actividad geológica no es exclusiva de los planetas terrestres: incluso objetos remotos, fríos o diminutos pueden ser dinámicos. Entre 2015 y 2025 hemos aprendido que el criovulcanismo (vulcanismo de hielo) es un tema común en el Sistema Solar exterior, desde Europa y Encélado hasta Titán, Plutón y quizá Tritón (Voyager vio los géiseres de nitrógeno de Tritón en 1989, y probablemente allí también exista un océano subsuperficial). Cada mundo tiene su particularidad: Encélado lanza chorros de agua desde las rayas de tigre; Europa se flexiona y posiblemente subduce placas de hielo; en Titán llueven hidrocarburos y quizá se extruyen mezclas heladas; Plutón construye montañas de volcanes de hielo; Tritón lanza géiseres de nitrógeno.

Conclusión

La última década ha enriquecido profundamente nuestra comprensión de la geología planetaria más allá de la Tierra. Ahora reconocemos que los procesos geológicos son diversos y están muy extendidos en el Sistema Solar: las rocas y los hielos pueden fundirse, fluir, agrietarse y explotar en entornos que van desde el calor abrasador de 470 °C de Venus hasta el frío glacial de –230 °C de Plutón. El vulcanismo no se limita al magma silicatado: puede ser de azufre en Ío o de agua y amoníaco en un mundo helado. La tectónica no tiene por qué implicar movimientos de placas: puede ser una contracción global de placa única en Mercurio, un estiramiento de la corteza en Marte y Caronte, o la convección de la capa de hielo en Europa. Los ciclos sedimentarios se dan con agua en Marte y con metano en Titán. Incluso la presencia de océanos —que se creía exclusiva de la Tierra— está ya demostrada en varios cuerpos (Europa, Encélado, Titán, Ganimedes, probablemente Plutón y Tritón, posiblemente Calisto y otros), e impulsa la geología de formas sorprendentes.

Esta era (2015–2025) de exploración planetaria ha sido especialmente fructífera: MESSENGER puso fin a su misión en Mercurio con revelaciones sobre un planeta que sigue encogiéndose; los datos de Venus Express y de Magellan nos mostraron que Venus tiene volcanes activos hoy; Curiosity y Perseverance dibujaron un cuadro detallado del pasado acuoso de Marte e insinuaron una actividad en curso (sismos, quizá erupciones recientes); Juno nos dio asientos de primera fila ante las erupciones volcánicas de Ío y nuevos datos sobre el hielo de Europa; el final de Cassini confirmó que los mares de Titán son profundos y que el océano de Encélado es habitable; y New Horizons desveló la superficie asombrosamente joven de Plutón, modelada por hielos en convección y criovolcanes. Cada descubrimiento aporta resultados cuantitativos dignos de mención: por ejemplo, los escarpes de 3 km de altura y las fallas de 1.000 km de Mercurio; la boca volcánica de Venus que pasó de ~2,2 a ~4 km² en 8 meses; la erupción de Marte de hace ~50.000 años que cubrió una zona de 8 millas; la erupción de 80 TW de Ío, que abarcó 100.000 km²; las crestas dobles de Europa, de ~300 m de altura, a partir de bolsas de agua de ~1 km de profundidad; el Kraken de Titán, con al menos 300 m de profundidad y el 80 % de los líquidos de superficie; el penacho de Encélado, con ~1 % de H₂ en volumen, que indica respiraderos a 90 °C; las llanuras en convección de Plutón, de menos de 10 Ma, y sus volcanes de hielo de 4 km. Estas cifras miden fenómenos que, hasta hace poco, no pasaban de ser especulación.

Y, lo que es más importante, estos hallazgos alimentan nuevas misiones y estudios. Con Mars Sample Return, Europa Clipper, Dragonfly (la aeronave de rotores de Titán) y las propuestas de misiones a Encélado, Ío y Venus, las décadas de 2020 y 2030 pondrán a prueba aún más nuestra comprensión. La última década ha demostrado que la geología planetaria es un campo vibrante y en evolución: los planetas y lunas «muertos» están muy vivos a su manera. Como hemos visto, a veces los datos antiguos pueden dar lugar a nuevos descubrimientos (por ejemplo, los datos de Magellan y Galileo, de hace décadas, que han revelado actividad en Venus y en Europa), lo que nos recuerda que debemos seguir escudriñando los registros. Los próximos años prometen profundizar en estos conocimientos: por ejemplo, esperamos que los datos sísmicos de InSight (que aún se están analizando) desvelen el estado del núcleo de Marte, que Clipper quizá sorprenda los penachos de Europa en plena acción y que Dragonfly tome muestras de compuestos orgánicos en una duna de Titán. Cada una de ellas planteará sin duda nuevas preguntas. Pero una lección general de 2015–2025 es clara: la geología es un proceso universal: dondequiera que haya energía (interna o externa) y materiales (roca, hielo o gas), los cuerpos planetarios, grandes y pequeños, experimentarán cambios. Los otros mundos de nuestro Sistema Solar no son esferas estáticas, sino lugares dinámicos con volcanes, sismos, deslizamientos de tierra, glaciares y quizá incluso ingredientes para la vida, que reflejan los mismos procesos físicos en entornos inéditos. Al explorarlos, no solo satisfacemos la curiosidad, sino que también ponemos un espejo ante los capítulos tempranos y extremos de la historia de nuestro propio planeta.

Referencias

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