Criovolcán

Tipo de volcán que expulsa sustancias volátiles como agua, amoníaco o metano, en lugar de roca fundida.

Una imagen de dos grandes criovolcanes
Leviathan Patera (centro) y Ruach Planitia (arriba a la izquierda), dos grandes formaciones criovolcánicas en la luna Tritón de Neptuno

Un criovolcán (a veces denominado informalmente volcán de hielo ) es un tipo de volcán que expulsa gases y material volátil como agua líquida , amoníaco e hidrocarburos . El material que estalla se denomina colectivamente criolava ; se origina a partir de un depósito de criomagma subterráneo . Las erupciones criovolcánicas pueden adoptar muchas formas, como erupciones de fisuras y de cortina, flujos de criolava efusivos y resurgimiento a gran escala, y pueden variar mucho en los volúmenes de salida. Inmediatamente después de una erupción, la criolava se congela rápidamente, creando características geológicas y alterando la superficie.

Aunque es poco frecuente en el Sistema Solar interior , el criovulcanismo pasado y reciente es común en los objetos planetarios del Sistema Solar exterior, especialmente en las lunas heladas de los planetas gigantes y, potencialmente, también entre los planetas enanos . Como tal, el criovulcanismo es importante para las historias geológicas de estos mundos, ya que crea accidentes geográficos o incluso renueva la superficie de regiones enteras. A pesar de esto, solo se han observado unas pocas erupciones en el Sistema Solar. La naturaleza esporádica de las observaciones directas significa que el número real de criovolcanes existentes es controvertido.

Al igual que el vulcanismo en los planetas terrestres , el criovulcanismo se produce por el calor interno que se escapa del interior de un objeto celeste, a menudo suministrado por un intenso calentamiento de marea en el caso de las lunas de los planetas gigantes. Sin embargo, los planetas enanos aislados son capaces de retener suficiente calor interno proveniente de la formación y la desintegración radiactiva como para impulsar el criovulcanismo por sí solos, una observación que ha sido apoyada tanto por observaciones in situ realizadas con naves espaciales como por observaciones a distancia realizadas con telescopios.

Etimología y terminología

El término criovolcán fue acuñado por Steven K. Croft en un resumen de una conferencia de 1987 en la Geological Society of America (GSA) Abstract with Programs. El término es, en última instancia, una combinación de crio-, del griego antiguo κρῠ́ος ( krúos , que significa frío o escarcha), y volcán. [1] [2] : 492  En general, la terminología utilizada para describir el criovulcanismo es análoga a la terminología volcánica:

  • La criolava y el criomagma se distinguen de una manera similar a la lava y el magma . El criomagma se refiere al material fundido o parcialmente fundido debajo de la superficie de un cuerpo, donde luego puede hacer erupción en la superficie. Si el material aún está fluido, se clasifica como criolava, que puede fluir en canales de criolava , análogos a los canales de lava . Sin embargo, las erupciones explosivas pueden pulverizar el material en una " ceniza " fina denominada material crioclástico . [3] : 161–162  [4] : 768  El material crioclástico que fluye cuesta abajo produce flujos crioclásticos , análogos a los flujos piroclásticos . [5] : 149 
  • Un edificio criovolcánico es una forma de relieve formada por erupciones criovolcánicas. Estas pueden adoptar la forma de escudos (análogos a los volcanes en escudo terrestres ), [2] : 487  conos (análogos a los conos de ceniza y conos de salpicadura ), [6] : 922  o domos (análogos a los domos de lava ). [7] : 431  Los edificios criovolcánicos pueden soportar formas de relieve secundarias, como estructuras de colapso similares a calderas , canales de flujo criovolcánicos (análogos a las características del flujo de lava) y campos y llanuras criovolcánicos (análogos a los campos y llanuras de lava ). [2] : 487 

Como el criovulcanismo ocurre en gran medida en mundos helados, el término volcán de hielo a veces se utiliza de manera coloquial. [8]

Tipos de criovulcanismo

Erupciones explosivas

Diagrama de la estructura interior de Encélado.
Diagrama de las columnas polares del sur de Encélado, un ejemplo de criovulcanismo explosivo, y el océano interno de Encélado

Se espera que el criovulcanismo explosivo, o erupciones crioclásticas , sea impulsado por la exsolvatación de gases volátiles disueltos a medida que la presión cae mientras el criomagma asciende, de manera muy similar a los mecanismos del vulcanismo explosivo en los planetas terrestres. Mientras que el vulcanismo explosivo terrestre es impulsado principalmente por agua disuelta ( H 2 O ), dióxido de carbono ( CO 2 ) y dióxido de azufre ( SO 2 ), el criovulcanismo explosivo puede ser impulsado por metano ( CH 4 ) y monóxido de carbono ( CO ). Tras la erupción, el material criovolcánico se pulveriza en explosiones violentas de manera muy similar a la ceniza volcánica y la tefra , produciendo material crioclástico. [4] : 768 

Erupciones efusivas

El criovulcanismo efusivo se produce con poca o ninguna actividad explosiva y se caracteriza por flujos de criolava generalizados que cubren el paisaje preexistente. A diferencia del criovulcanismo explosivo, no se han observado casos de criovulcanismo efusivo activo. Las estructuras construidas por erupciones efusivas dependen de la viscosidad del material erupcionado. Las erupciones de criolava menos viscosa pueden resurgir grandes regiones y formar llanuras extensas y relativamente planas, similares a los volcanes en escudo y las erupciones de basalto de inundación en los planetas terrestres. El material erupcionado más viscoso no viaja tan lejos y, en cambio, puede construir características localizadas de alto relieve, como domos criovolcánicos. [3] : 199–200 

Mecanismos

Para que se produzca criovulcanismo, deben cumplirse tres condiciones: debe producirse un suministro abundante de criomagma en un yacimiento, el criomagma debe tener una fuerza que impulse el ascenso y deben formarse conductos hacia la superficie por donde el criomagma pueda ascender. [3] : 180–181 

Ascenso

Un desafío importante en los modelos de mecanismos criovolcánicos es que el agua líquida es sustancialmente más densa que el hielo de agua, en contraste con los silicatos donde el magma líquido es menos denso que la roca sólida. Como tal, el criomagma debe superar esto para poder erupcionar en la superficie de un cuerpo. [3] : 180–182  Los científicos planetarios han propuesto una variedad de hipótesis para explicar cómo el criomagma entra en erupción en la superficie:

  • Flotabilidad composicional: la introducción de impurezas como el amoniaco, que se espera que sea común en el Sistema Solar exterior, [9] puede ayudar a reducir las densidades de los criomagmas. Sin embargo, es poco probable que la presencia de impurezas en el criomagma por sí sola logre superar la barrera de densidad. Por el contrario, la densidad de la capa de hielo también puede aumentar a través de impurezas, como las partículas de silicato de inclusión y las sales. En particular, es probable que los objetos que solo están parcialmente diferenciados en un núcleo rocoso y un manto helado tengan capas de hielo ricas en partículas de silicato. [3] : 183–184  [2] : 488 
  • Flotabilidad impulsada por gas: además de afectar la densidad, la inclusión de más impurezas volátiles puede ayudar a disminuir la densidad del criomagma a medida que asciende mediante la formación de burbujas de gas. Los compuestos volátiles se disuelven completamente en el criomagma cuando se presuriza profundamente debajo de la superficie. Si el criomagma asciende, se despresuriza. Esto conduce a la exsolución de los volátiles fuera del criomagma, formando burbujas de gas que ayudan a reducir la densidad de la solución a granel. [3] : 183 
  • Presurización interna: la presurización progresiva de un océano subterráneo a medida que se enfría y se congela puede ser suficiente para obligar al criomagma a ascender a la superficie debido a la propiedad inusual del agua de expandirse al congelarse. La presurización interna del océano no requiere la adición de otros compuestos volátiles. [10] [3] : 183 

Erupción

Además de superar la barrera de densidad, el criomagma también necesita una forma de alcanzar la superficie para poder entrar en erupción. Las fracturas, en particular, son el resultado de tensiones globales o localizadas en la corteza helada, que proporcionan posibles conductos eruptivos que el criomagma puede explotar. Estas tensiones pueden provenir de fuerzas de marea a medida que un objeto orbita alrededor de un planeta padre, especialmente si el objeto está en una órbita excéntrica o si su órbita cambia. El verdadero desplazamiento polar , en el que la superficie del objeto se desplaza con respecto a su eje de rotación, puede introducir deformidades en la capa de hielo. Los eventos de impacto también proporcionan una fuente adicional de fracturamiento al interrumpir y debilitar violentamente la corteza. [3] : 185 

Un modelo alternativo para las erupciones criovolcánicas invoca la convección en estado sólido y el diapirismo . Si una parte de la capa de hielo de un objeto es lo suficientemente cálida y dúctil , podría comenzar a conveccionarse, de manera muy similar a lo que hace el manto de la Tierra . [11] A medida que el hielo se convecciona, el hielo más cálido se vuelve flotante en relación con el hielo más frío circundante, elevándose hacia la superficie. La convección puede verse favorecida por las diferencias de densidad local en el hielo debido a una distribución desigual de las impurezas en la capa de hielo. Si el hielo cálido se introduce en hielo particularmente impuro (como hielo que contiene grandes cantidades de sales), el hielo cálido puede provocar el derretimiento del hielo impuro. El derretimiento puede luego continuar con la erupción o la elevación del terreno para formar diapiros superficiales. [3] : 189–190 

Generación de yacimientos de criomagma

Diagrama de la estructura interna de Europa.
Diagrama de la probable estructura interna de Europa, con un núcleo caliente calentado por las mareas debido a la influencia de Júpiter. Bajo la superficie de Europa existe un océano subterráneo global, con posible derretimiento localizado dentro de su capa de hielo

El criovulcanismo implica la generación de grandes volúmenes de fluido fundido en el interior de mundos helados. Un reservorio primario de dicho fluido son los océanos subterráneos. [3] : 167  Los océanos subterráneos están muy extendidos entre los satélites helados de los planetas gigantes [3] : 167  y se mantienen en gran medida por el calentamiento de las mareas , donde la órbita ligeramente excéntrica de la luna permite que el núcleo rocoso disipe energía y genere calor. [12] : 675  También existen evidencias de océanos subterráneos para los planetas enanos Plutón [13] y, en menor medida, Ceres , [14] [15] Eris , Makemake , [16] : 8  Sedna , Gonggong y Quaoar . [17] : 8  En el caso de Plutón y los otros planetas enanos, hay comparativamente poco, si es que hay alguno, calentamiento de marea a largo plazo. Por lo tanto, el calentamiento debe ser en gran medida autogenerado, proveniente principalmente de la desintegración de isótopos radiactivos en sus núcleos rocosos. [3] : 171 

Los reservorios de criomagma también pueden formarse hipotéticamente dentro de la capa de un mundo helado, ya sea por fusión localizada directa o por la inyección de criomagma desde un océano subterráneo más profundo. Una capa convectiva en la capa de hielo puede generar columnas cálidas que se extienden lateralmente en la base de la frágil corteza helada. El hielo cálido que se introduce puede derretir el hielo impuro, formando una región de fusión con forma de lente. [18] [3] : 173  Otros métodos propuestos para producir derretimientos localizados incluyen la acumulación de estrés dentro de fallas de desgarre , donde la fricción puede generar suficiente calor para derretir el hielo; y eventos de impacto que calientan violentamente el sitio de impacto. [3] : 174  Mientras tanto, los modelos intrusivos proponen que un océano subterráneo más profundo inyecta directamente criomagma a través de fracturas en la capa de hielo, de manera muy similar a los sistemas de diques y umbrales volcánicos . [3] : 173–174 

Composición del criomagma

Se espera que el agua sea el componente dominante de los criomagmas. Además del agua, el criomagma puede contener impurezas adicionales, cambiando drásticamente sus propiedades. [3] : 162  Ciertos compuestos pueden reducir la densidad del criomagma. El amoníaco ( NH 3 ) en particular puede ser un componente común de los criomagmas, y se ha detectado en las columnas de la luna Encélado de Saturno . Una mezcla eutéctica de amoníaco y agua parcialmente congelada puede ser positivamente flotante con respecto a la corteza helada, lo que permite su erupción. [4] : 766–767  El metanol ( CH 3 OH ) puede reducir aún más la densidad del criomagma, al tiempo que aumenta significativamente la viscosidad. [3] : 178  Por el contrario, algunas impurezas pueden aumentar la densidad del criomagma. Las sales, como el sulfato de magnesio ( MgSO 4 ) y el sulfato de sodio ( Na 2 SO 4 ) aumentan significativamente la densidad con cambios comparativamente menores en la viscosidad. Las composiciones saladas o salobres del criomagma pueden ser un criovulcanismo importante en las lunas heladas de Júpiter , donde las impurezas dominadas por la sal son probablemente más comunes. [10] [3] : 183  Además de afectar la densidad y la viscosidad, las inclusiones de impurezas (particularmente sales y especialmente amoníaco) pueden estimular la fusión al reducir significativamente el punto de fusión del criomagma. [4] : 766 

Propiedades de los criomagmas hipotéticos [19] [3] : 178 
Composición del criomagma, % de masaPunto de fusión (K)Densidad del líquido (g/cm 3 )Viscosidad del líquido (Pa·s)Densidad del sólido (g/cm 3 )
Agua pura
100 % H2O		2731.0000,00170,917
Salmuera
81,2 % H 2 O , 16 % MgSO 4 , 2,8 % Na 2 SO 4		2681.190,0071.13
Amoniaco y agua
67,4% H 2 O , 32,6% NH 3		1760,94640,962
Amoniaco, agua y metanol
47% H 2 O , 23% NH 3 , 30% CH 3 OH		1530,9784.000–
Nitrógeno y metano
86,5% N 2 , 13,5% CH 4		620,7830,0003–
Lava basáltica (comparación) [20] : 23–25 ––~10-100–

Observaciones

Aunque existen amplios paralelismos entre el criovulcanismo y el vulcanismo terrestre (o de "silicatos"), como la construcción de domos y escudos, la identificación definitiva de las estructuras criovolcánicas es difícil. Las propiedades inusuales de la criolava dominada por el agua, por ejemplo, significan que las características criovolcánicas son difíciles de interpretar utilizando criterios aplicados a las características volcánicas terrestres. [3] : 162  [2] : 487 

Ceres

Puntos brillantes dentro de Occator
Fáculas brillantes en el suelo de la cuenca de impacto Occator en Ceres, con Cerealia Facula en el centro

Ceres es el objeto más interno del Sistema Solar conocido por ser criovolcánicamente activo. A la llegada del orbitador Dawn en marzo de 2015, [21] se descubrió que el planeta enano tenía numerosos puntos brillantes (designados como fáculas ) ubicados dentro de varias cuencas de impacto importantes, más prominentemente en el centro del cráter Occator . Estos puntos brillantes están compuestos principalmente de varias sales, y se plantea la hipótesis de que se formaron a partir de un afloramiento inducido por el impacto de material del subsuelo que hizo erupción de salmuera a la superficie de Ceres. La distribución de cloruro de sodio hidratado en un punto brillante en particular, Cerealia Facula , indica que el afloramiento ocurrió recientemente o está actualmente en curso. El hecho de que exista salmuera en el interior de Ceres implica que las sales desempeñaron un papel en mantener líquido el océano subterráneo de Ceres, potencialmente incluso hasta el día de hoy. [22] : 786  Dawn también descubrió Ahuna Mons y Yamor Mons (anteriormente Ysolos Mons), dos montañas aisladas prominentes que probablemente sean domos criovolcánicos jóvenes. [23] [3] : 213,215  Se espera que los domos criovolcánicos eventualmente se hundan después de extinguirse debido a la relajación viscosa, aplanándolos. Esto explicaría por qué Ahuna Mons parece ser la construcción más prominente en Ceres, a pesar de su edad geológicamente joven. [23]

Europa

Europa recibe suficiente calor de marea de Júpiter para sostener un océano global de agua líquida. Su superficie es extremadamente joven, de aproximadamente 60 a 90 millones de años. [24] : 452  [25] Sus características más llamativas, una densa red de grietas y fallas lineales denominadas lineae , parecen ser los sitios de resurgimiento activo en Europa, que procede de una manera similar a las dorsales oceánicas de la Tierra . [26] Además de esto, Europa puede experimentar una forma de subducción , con un bloque de su corteza helada deslizándose debajo de otro. [25]

A pesar de su joven edad superficial, pocos criovolcanes distintos, si es que hubo alguno, han sido identificados definitivamente en la superficie de Europa en el pasado. [3] : 193–194  Sin embargo, las observaciones de Europa desde el Telescopio Espacial Hubble (HST) en diciembre de 2012 detectaron columnas de exceso de vapor de agua de hasta 200 kilómetros (120 millas) de altura, lo que sugiere la existencia de columnas débiles, posiblemente criovolcánicas. Las columnas fueron observadas nuevamente por el HST en 2014. Sin embargo, como se trata de observaciones distantes, las columnas aún deben confirmarse definitivamente como erupciones. [27] [28] Análisis recientes de algunas características de la superficie de Europa también han propuesto orígenes criovolcánicos para ellas. En 2011, el terreno de caos de Europa , donde la corteza parece especialmente alterada, fue interpretado por un equipo de investigadores como el sitio de lagos de criomagma muy poco profundos. A medida que estos lagos subterráneos se derriten y se vuelven a congelar, fracturan la corteza de Europa en pequeños bloques, creando el terreno caótico. [18] Más tarde, en 2023, se identificó tentativamente un campo de conos criovolcánicos cerca del borde occidental de Argadnel Regio , una región en el hemisferio sur de Europa. [29] [30]

Ganimedes

La superficie de Ganímedes , al igual que la de Europa, está muy tectonizada, pero parece tener pocas características criovolcánicas. [31] En 2009, se identificaron al menos 30 depresiones de forma irregular (denominadas páteras ) en la superficie de Ganímedes a partir de imágenes de las sondas Voyager y Galileo . Varios equipos de científicos planetarios han planteado la hipótesis de que las páteras son respiraderos criovolcánicos similares a calderas. Sin embargo, las pruebas concluyentes de un origen criovolcánico de estas estructuras siguen siendo difíciles de conseguir en las imágenes. [32] [33] : 863–864 

Encélado

Imagen de las columnas de Encélado
Las columnas polares del sur de Encélado

La luna Encélado de Saturno alberga el ejemplo más espectacular de criovulcanismo observado hasta ahora, con una serie de respiraderos que expulsan 250 kg de material por segundo que alimentan el anillo E de Saturno . [34] [35] Estas erupciones tienen lugar en toda la región polar sur de Encélado, provenientes de cuatro crestas principales que forman una región conocida informalmente como las Rayas del Tigre . [36] La actividad criovolcánica de Encélado se sustenta en un océano subterráneo global. [37] [38]

Otras regiones centradas en los hemisferios anterior y posterior de Encélado (los hemisferios que "miran" hacia o en contra de la dirección de la órbita de Encélado) exhiben un terreno similar al de las Rayas de Tigre, lo que posiblemente indica que Encélado ha experimentado períodos discretos de criovulcanismo intensificado en el pasado. [37] : 42 

Titán

La luna Titán de Saturno tiene una densa capa de neblina atmosférica que oscurece permanentemente las observaciones visibles de sus características superficiales, lo que hace que la identificación definitiva de estructuras criovolcánicas sea especialmente difícil. Titán tiene un extenso océano subterráneo, [39] lo que alienta la búsqueda de evidencia de criovulcanismo. A partir de los datos del radar de Cassini , se han propuesto varias características como candidatos a criovolcanes, en particular Doom Mons , una montaña que recuerda a un escudo o edificio en forma de cúpula; y la vecina Sotra Patera , una depresión ovalada que se asemeja a una caldera. [40] : 423  Varios lagos y depresiones circulares en las regiones polares de Titán muestran evidencia estructural de un origen explosivo, incluidas depresiones superpuestas, bordes elevados (o "murallas") e islas o montañas dentro del borde de la depresión. [41] : 1  Estas características llevaron a una hipótesis de 2020 de los científicos planetarios Charles A. Wood y Jani Radebaugh de que se forman a partir de erupciones similares a las del maar (que se forman por explosiones de líquido subterráneo en ebullición a medida que se calienta rápidamente por el magma (en este caso, criomagma) [41] : 6  ) o por la inundación de calderas colapsadas. [41] : 13 

Lunas de Urano

El 24 de enero de 1986, la sonda espacial Voyager 2 exploró por primera vez Urano y su sistema de lunas . [42] De los cinco satélites principales de Urano, Miranda y Ariel parecen tener superficies inusualmente jóvenes, lo que indica una actividad relativamente reciente. Miranda, en particular, tiene un terreno extraordinariamente variado, con llamativas características angulares conocidas como coronas que atraviesan terreno más antiguo. La corona de Inverness está ubicada cerca del polo sur de Miranda y se estima que tiene menos de mil millones de años, [43] y se han observado amplias similitudes entre las coronas de Miranda y la región polar sur de Encélado. Estas características han llevado a varios equipos de investigadores a proponer un origen criovolcánico de las coronas, donde las erupciones de criomagma viscoso forman las estructuras con cierta participación tectónica. [44] : 11  Ariel también exhibe una renovación generalizada de la superficie, con grandes bloques de corteza poligonales divididos por grandes cañones ( chasmata ) con pisos de tan solo ~0,8 ± 0,5 mil millones de años de antigüedad, mientras que llanuras relativamente planas pueden haber sido el sitio de grandes erupciones de inundaciones. [44] : 9–10 

La evidencia de criovulcanismo relativamente reciente en las otras tres lunas redondas de Urano es menos clara. Titania alberga grandes abismos pero no muestra ninguna evidencia clara de criovulcanismo. [44] : 6  Oberón tiene una enorme montaña de ~11 km (6,8 mi) de altura que fue observada en su borde en el momento del paso de la Voyager 2 ; los orígenes precisos de la montaña no están claros, pero puede ser de origen criovolcánico. [44] : 4 

Tritón

Neptuno y su luna más grande, Tritón, fueron explorados por la sonda espacial Voyager 2 el 25 de agosto de 1989, [42] revelando las características de la superficie de Tritón de cerca por primera vez. [45] Con una edad superficial promedio estimada de 10 a 100 millones de años, con algunas regiones posiblemente con solo unos pocos millones de años, Tritón es uno de los mundos geológicamente más activos del Sistema Solar. [46] Se han identificado accidentes geográficos criovolcánicos a gran escala en la joven superficie de Tritón, y casi todas las características superficiales observadas de Tritón probablemente estén relacionadas con el criovulcanismo. [6] : 919  Una de las principales características criovolcánicas de Tritón, Leviathan Patera , el aparente respiradero primario de la meseta criovolcánica de Cipango Planum, que es uno de los edificios volcánicos o criovolcánicos más grandes del Sistema Solar. [47] [48] [a]

Tritón alberga cuatro llanuras amuralladas: Ruach Planitia y Tuonela Planitia forman un par norteño, y Sipapu Planitia y Ryugu Planitia forman un par meridional. Las llanuras amuralladas se caracterizan por acantilados almenados de forma irregular que encierran una llanura joven y plana con un solo grupo de fosas y montículos. [6] : 886  Las llanuras amuralladas son probablemente lagos criovolcánicos jóvenes y pueden representar las características criovolcánicas más jóvenes de Tritón. [6] : 920–921  [50] : 870; 872  Las regiones alrededor de Ruach y Tuonela presentan depresiones subcirculares más pequeñas adicionales, algunas de las cuales están parcialmente bordeadas por paredes y escarpes. En 2014, un equipo de científicos planetarios interpretó estas depresiones como diapiros, estructuras de colapso de caldera o cráteres de impacto rellenados por flujos de criolava. [51] Al sur de Tuonela Planitia, se han observado colinas cónicas aisladas con depresiones centrales que se asemejan a conos de ceniza terrestres, lo que posiblemente indica actividad criovolcánica más allá de las llanuras de Tuonela Planitia. [6] : 922 

El manto glaciar del polo sur de Tritón está marcado por una multitud de vetas oscuras, probablemente compuestas de tolinas orgánicas depositadas por columnas arrastradas por el viento. Se han observado al menos dos columnas, la columna de Mahilani y la columna de Hili, que alcanzan los 8 kilómetros (5,0 millas) de altitud. [50] : 873  Numerosos equipos de investigadores han planteado la hipótesis a principios de la década de 1990 de que estas columnas se debían a la acumulación de gas nitrógeno debajo del hielo de nitrógeno sólido a través de una especie de efecto invernadero sólido ; sin embargo, un análisis más reciente en 2022 desfavorece el modelo de efecto invernadero sólido. Un modelo criovolcánico alternativo, propuesto por primera vez por RL Kirk y colaboradores en 1995, sugiere en cambio que las columnas representan columnas de erupciones criovolcánicas explosivas, una interpretación respaldada por la tasa de salida observada estimada de ~200 kg/s, comparable a la salida de las columnas de Encélado. [52] : 3–4 

Plutón y Caronte

Wright Mons, un criovolcán en Plutón
Edificio de Wright Mons , un probable criovolcán en Plutón . Coleman Mons se puede ver justo al suroeste de Wright Mons

El planeta enano Plutón y su sistema de cinco lunas fueron explorados por la sonda espacial New Horizons en un sobrevuelo el 14 de julio de 2015, observando sus características superficiales en detalle por primera vez. [53] La superficie de Plutón varía drásticamente en edad, y varias regiones parecen mostrar actividad criovolcánica relativamente reciente. Las estructuras criovolcánicas identificadas de manera más confiable son Wright Mons y Piccard Mons , dos grandes montañas con depresiones centrales que han llevado a la hipótesis de que pueden ser criovolcanes con calderas en sus picos. [54] [55] Las dos montañas están rodeadas por una región inusual de "terreno montañoso" y la falta de características de flujo distintivas ha llevado a una propuesta alternativa en 2022 por parte de un equipo de investigadores de que las estructuras pueden estar formadas por erupciones secuenciales formadoras de domos, siendo el cercano Coleman Mons un domo independiente más pequeño. [56]

Virgil Fossae, una gran falla dentro de Belton Regio , también puede representar otro sitio de criovulcanismo en Plutón. Se estima que 300 kilómetros (190 millas) de la sección occidental de Virgil Fossae probablemente fueron el sitio de una erupción en forma de fuente, arrojando y dispersando material que cubrió el terreno circundante hasta 200 kilómetros (120 millas) de distancia. [57] : 166  Más recientemente, en 2021, un equipo de dos investigadores, CJ Ahrens y VF Chevrier, planteó la hipótesis de que Hekla Cavus se había formado a partir de un colapso criovolcánico. [58] : 7  De manera similar, en 2021 un equipo de científicos planetarios dirigido por A. Emran propuso que Kiladze, una característica que se clasifica formalmente como un cráter de impacto, es en realidad un complejo de caldera criovolcánica. [59]

Aunque Sputnik Planitia representa la superficie más joven de Plutón, no es una estructura criovolcánica; Sputnik Planitia renueva su superficie continuamente con el vuelco convectivo del hielo de nitrógeno glacial, alimentado por el calor interno de Plutón y la sublimación en la atmósfera de Plutón. [60]

La dicotomía de la superficie de Caronte indica que una gran parte de su superficie puede haber sido inundada en grandes erupciones efusivas, similares a los mares lunares . Estas llanuras de inundación forman Vulcan Planitia y pueden haber entrado en erupción cuando el océano interno de Caronte se congeló. [61]

Otros planetas enanos

En 2022, las observaciones espectroscópicas de baja resolución en el infrarrojo cercano (0,7–5 μm) realizadas por el telescopio espacial James Webb (JWST) detectaron hidrocarburos ligeros y moléculas orgánicas complejas en las superficies de los planetas enanos Quaoar , Gonggong y Sedna . La detección indicó que los tres han experimentado fusión interna y diferenciación planetaria en su pasado. La presencia de volátiles en sus superficies indica que el criovulcanismo puede estar reabasteciendo metano. [17] : 13  Las observaciones espectrales de Eris y Makemake realizadas por el JWST revelaron que las proporciones isotópicas de hidrógeno-deuterio y carbono indicaban que ambos planetas enanos también están reponiendo activamente el metano de la superficie, posiblemente con la presencia de un océano subterráneo. [16] : 8 

Estas observaciones, combinadas con los descubrimientos en el sistema de Plutón por la sonda espacial New Horizons , indican que los mundos helados son capaces de mantener suficiente calor por sí solos para impulsar la actividad criovolcánica. A diferencia de los satélites helados de los planetas gigantes, donde muchos se benefician de un amplio calentamiento de marea de sus planetas progenitores, los planetas enanos deben depender del calor generado principalmente o casi en su totalidad por ellos mismos. El calor primordial sobrante de la formación y el calor radiogénico de la desintegración de isótopos radiactivos en sus núcleos rocosos probablemente sirvan como fuentes primarias de calor. La serpentinización del material rocoso o el calentamiento de marea de las interacciones con sus satélites . [62] [17] : 8  [63] : 245 

Diversos ejemplos de probables estructuras criovolcánicas en el Sistema Solar

Véase también

Notas

  1. ^ Utilizando una superficie estimada de al menos 490.000 km 2 para Cipango Planum, [48] esto supera significativamente el área del Monte Olimpo de aproximadamente 300.000 km 2 . [49] Como Cipango Planum se extendió más allá del terminador de Tritón durante el acercamiento más cercano de la Voyager 2 , su verdadera extensión es incierta y puede ser significativamente mayor.

Referencias

  1. ^ Liddell, Henry George; Scott, Robert (1940). "κρύος". Un léxico griego-inglés . Clarendon Press. Archivado desde el original el 12 de enero de 2024. Consultado el 13 de mayo de 2024 .
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