Por qué las lunas del Sistema Solar son tan distintas

Las lunas del Sistema Solar no son versiones pequeñas de un mismo modelo. Hay satélites rocosos y cubiertos de cráteres, mundos de hielo con océanos internos, superficies volcánicas renovadas y atmósferas densas. La clave está en dónde se formaron y en las fuerzas que actúan sobre ellas.

Rocosas y heladas: una cuestión de origen

Cerca del Sol, el calor impidió que se condensaran grandes cantidades de hielo, así que los cuerpos se formaron con roca y metal. Más allá de cierta distancia, el agua y otros compuestos volátiles pudieron mantenerse sólidos y entrar en la mezcla.

Por eso las lunas de los planetas exteriores suelen tener densidades bajas y una corteza rica en hielo de agua, mientras que la nuestra es rocosa y densa. La cantidad de hielo condiciona la geología: se deforma, fluye y puede fundirse en el interior.

Lunas regulares e irregulares

Las lunas regulares orbitan en el plano ecuatorial de su planeta, en el mismo sentido de rotación y con órbitas casi circulares. Se habrían formado a partir del disco de material que rodeaba al planeta joven.

Las irregulares tienen órbitas inclinadas, alargadas y a veces retrógradas, es decir, en sentido contrario a la rotación del planeta. Su aspecto sugiere que fueron capturadas, no formadas junto a él.

Tres caminos para nacer

La vía más común es la formación en un disco de gas y polvo alrededor del planeta, similar en pequeño al disco que originó los planetas. De ahí salen los satélites grandes y con órbitas ordenadas.

Otra vía es la captura: un cuerpo que pasaba cerca queda atrapado por la gravedad del planeta, casi siempre en una órbita inclinada o retrógrada. La tercera es un gran impacto, el escenario que mejor explica el origen de nuestra Luna a partir de material arrancado a la Tierra primitiva.

El calor de las mareas

Una luna deformada por la gravedad de su planeta se estira y se contrae en cada órbita. Ese trabajo mecánico genera calor interno, un fenómeno llamado calentamiento de marea, capaz de mantener actividad geológica lejos del Sol.

El efecto se multiplica cuando varias lunas se empujan entre sí en órbitas resonantes. En esos casos, la flexión constante puede fundir parte del interior y alimentar volcanes o géiseres durante miles de millones de años.

Este calor también explica la existencia de océanos bajo costras de hielo. Sin la flexión de marea, un cuerpo pequeño y alejado del Sol se enfriaría y su agua quedaría congelada hasta el fondo.

Io, el mundo volcánico

Io gira muy cerca de Júpiter y sufre una flexión de marea intensa. El resultado es la superficie más activa del Sistema Solar, con volcanes que expulsan material a gran altura y una corteza que se renueva sin descanso.

Por eso apenas conserva cráteres de impacto: el vulcanismo borra el registro anterior. Sus colores amarillos, naranjas y rojizos provienen de compuestos de azufre depositados en la superficie.

Europa, Titán y Tritón

Europa, también en el sistema de Júpiter, está cubierta por una corteza de hielo surcada de fracturas, con muy pocos cráteres. Bajo esa capa se sospecha un océano de agua líquida, uno de los entornos más citados en la búsqueda de condiciones habitables.

Titán, la mayor luna de Saturno, tiene una atmósfera densa de nitrógeno y lagos de metano y etano líquidos en su superficie. Tritón, en cambio, orbita Neptuno en sentido retrógrado, lo que apunta a un origen lejano y a una captura posterior.

• El hielo de agua domina las lunas de los planetas exteriores.
• Las órbitas retrógradas delatan un origen por captura.
• El calentamiento de marea explica el vulcanismo de Io.
• Las superficies con pocos cráteres son geológicamente jóvenes.

Cada luna cuenta una historia distinta de formación, captura y evolución térmica. Juntas muestran que la actividad geológica no depende solo de la distancia al Sol, sino también de la compañía gravitatoria de cada mundo.