Travesía por los volcanes del sistema solarDavid Tovar Rodríguez, Santiago Vargas Domínguez

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82 Hipótesis, Apuntes científicos uniandinos, núm. 18, 2015

David Tovar Rodríguez Geólogo, estudiante de maestría en Geología Planetaria en la Universidad de Minnesota, Minneapolis, Estados Unidostovar035@d.umn.edu

Santiago Vargas Domínguez Ph. D. Docente investigador del Observatorio Astronómico de la Universidad Nacional de Colombiasvargasd@unal.edu.co

Si puedes oírlo, es bastante activo…Robert Gross

Nuestra comprensión acerca de cómo funciona la naturaleza, de qué está constituida y cómo evoluciona a lo largo del tiempo y del espacio debe considerarse como uno de los más grandes logros de nuestra especie. Sin ir más lejos, aunque más adelante lo ha-remos, ya que exploraremos varios cuerpos del sistema solar, en los últimos siglos nuestra visión de algunos de los fenómenos más asombrosos y a la vez peligrosos del planeta Tierra, ha cambiado drásticamente. Desde terremotos, pasando por deslizamientos, inundaciones y tsunamis, hasta erupciones volcánicas, nos he-mos dado cuenta de que nuestro planeta estuvo, está y estará cambiando permanentemente. En este artículo nos centraremos en la actividad volcánica para hacer referencia no solo al proceso eruptivo (vulcanismo), sino también a los volcanes (geoformas) que están estrechamente ligados a este proceso. Aunque existe multitud de definiciones de la palabra volcán, en simples pala-bras se puede definir como aquella geoforma que se caracteriza por erupcionar hacia la superficie roca fundida proveniente del interior de un planeta o luna. Los volcanes, de manera muy ge-neral, pueden estar constituidos por un “edificio” que alberga en su interior un conducto denominado “chimenea” que permite el ascenso del magma desde el manto hasta la superficie. Una vez en la superficie, al magma se le denomina lava, y su viscosidad depende principalmente de su temperatura y composición.

Los volcanes terrestres tienen diversas formas y tamaños, que están estrechamente ligados a la com-posición de sus respectivos magmas, tipos de erupción y ambientes tectónicos; en otras palabras, en nuestro planeta los volcanes se comportan de diversas maneras, dependiendo de su ubicación geológica, mas no geográfica (figura 1). Pocos volcanes son producto del ascenso del magma desde el núcleo externo líquido, hacia la superficie, conocidos como puntos calientes (como los de Hawái, Yellowstone

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y las islas Galápagos, por mencionar algunos), si se comparan con la mayoría, generados en los límites de placas, ya sea en zonas de subducción (regiones donde la corteza oceánica, den-sa y antigua, se introduce por debajo de la corteza continental, joven y de menor densidad) o en zonas de expansión del suelo oceánico (ridges oceánicos). En escalas de tiempo geológicas, las erupciones volcánicas, junto con la tectónica de placas, han sido uno de los procesos más relevantes que han contribuido a la transformación de nuestro planeta, pues crean nuevos suelos, aportan nutrientes y minerales que posteriormente son absor-bidos por las plantas, y son recicladores del carbón depositado en el fondo de los mares. Sin embargo, uno de sus aportes más importantes es el de actuar como válvulas de escape para man-tener un equilibrio entre las fuerzas internas de la Tierra.

Pero entonces ¿qué se necesita para que se produzca vulcanis-mo? Hay dos requisitos básicos: primero, contar con una fuente térmica que funda el material que posteriormente va a ser ex-pulsado, y segundo, que exista material para fundir. Actualmente se tiene un registro aproximado de 1.500 volcanes activos en nuestro planeta, de los que vale la pena resaltar al volcán Mauna Loa en Hawái, Estados Unidos, clasificado como el de mayor ta-maño, con un volumen de aproximadamente 80.000 kilómetros cúbicos; el volcán Ojos del Salado, localizado entre Argentina y

Chile, catalogado como el más alto (teniendo como referencia al nivel del mar), con una altura de 6.892 metros. En nuestro país contamos con varios volcanes activos e inactivos, entre los que se destacan el volcán Galeras, en Nariño, el volcán Nevado del Ruiz, cuya erupción en 1985 cubrió casi por completo la ciudad de Armero, Tolima, y dejó un saldo de aproximadamente 25.000 víctimas, el volcán Cerro Machín y el volcán Azufral, entre otros.

VOLCANES FUERA DE ESTE MUNDO… ¡LITERALMENTE HABLANDO!

La exploración espacial le ha permitido a nuestra especie enviar misiones a varios sitios del sistema solar, como Venus, Marte, Júpiter y Plutón (que, por cierto, el 14 de julio del presente año será visitado por la misión New Horizons, de la NASA), y descu-brir que casi todos los cuerpos rocosos —lunas y planetas— presentan actividad volcánica, o alguna vez la tuvieron. Un ejem-plo claro de antigua actividad volcánica es el caso de nuestro satélite natural, la Luna. Cuando en 1969 la misión Apolo 11, de la NASA, alunizó, y por primera vez un humano se posó en su su-perficie, lo hizo sobre flujos de lava en el Mar de la Tranquilidad. Estos “mares”, observados por Galileo Galilei en 1610 por medio del telescopio, no son más que flujos de lava basáltica (rocas volcánicas con poco contenido de cuarzo y con por lo menos

Figura 1. a. Parte superior izquierda: volcán Sakurajima (Japón); b. Parte superior derecha: volcán Kilauea (EE. UU); c. Parte inferior izquierda: volcán Karymsky (Rusia); d. Parte inferior derecha: volcán Tungurahua (Ecuador)Fuente: United States Geological Survey (USGS) / Hawaiian Volcano Observatory (USGS-HVO) / Observatorio Volcán Tungurahua (OVT) / Martin Rietze

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Figura 2. Fotografía del monte Olimpo, en Marte. La imagen es un mosaico armado a partir de fotografías tomadas por el Viking 1 y técnicas de procesamiento digital. Fuente: NASA/Goddard Space Flight Center

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65% de feldespato-plagioclasa) que cubren gran parte del lado cercano de la Luna, y que se caracterizan por no presentar ni el mínimo rastro de agua, molécula que casi siempre está presente en lavas terrestres. Estas propiedades, estudiadas por primera vez gracias a las muestras que trajeron los astronautas del pro-grama Apolo, nos han permitido entender la vital importancia de la evolución del satélite natural de la Tierra.

En este recorrido por los volcanes del sistema solar nos en-contramos con un planeta cuya densidad, volumen, campo gravitacional, composición y régimen térmico son muy similares a los del nuestro; nos referimos al planeta Venus. John Guest, miembro del equipo de la misión Magallanes, cuando le pre-guntaron sobre los resultados obtenidos por dicha misión, dijo: “Venus es un paraíso para los vulcanólogos, pero una pesadilla para los geólogos estructurales”. Este planeta es considerado el “hermano gemelo” de la Tierra, pero en realidad dista mucho de serlo. Venus tiene una atmósfera 90 veces más densa que la at-mósfera terrestre, y está compuesta principalmente por dióxido de carbono; esto significa que estar en la superficie de Venus sería equivalente a estar aproximadamente a un kilómetro de profundidad bajo el mar, en la Tierra. Además, las altas tempera-turas en su superficie (aproximadamente 470 ºC), producto del efecto invernadero, hacen de este planeta un verdadero infier-no. Pero ¿dónde están los volcanes? Pues bien, a pesar de no poder observar su superficie directamente, debido a su densa atmósfera, observaciones en la frecuencia de radio hechas por la misión Magallanes en la década de los noventa revelaron que tanto cráteres de impacto como volcanes están distribuidos glo-balmente. Existen 1.194 centros volcánicos identificados cuyo diámetro excede los 20 kilómetros, y 167 volcanes con diámetro mayor a 100 kilómetros. Según información de la sonda Venus Express, de la Agencia Espacial Europea (ESA), que orbitó el pla-neta hasta enero de 2015, las concentraciones de dióxido de azufre en la atmósfera están presentando grandes variaciones, cuya causa podría ser la actividad volcánica actual. Aún hay un

importante debate sobre pruebas concluyentes que demuestren la presencia de volcanes activos en ese planeta.

Continuando nuestro recorrido, el siguiente destino es el planeta Marte, que pese a tener menor masa, ser más pequeño que la Tierra y no presentar placas tectónicas, preserva en su super-ficie uno de los paisajes volcánicos más llamativos del sistema solar. Marte, por tener menos masa que la Tierra, y por consi-guiente, un campo gravitacional menor, facilitó la acumulación de lava que posteriormente se convertiría en inmensos edificios volcánicos. Esto, sumado a la ausencia de placas tectónicas, permite que la fuente que provee magma desde el interior del planeta hacia la superficie alimente al edificio volcánico por lar-gos períodos de tiempo, que en términos geológicos equivaldría a rangos que van de tan solo unos cuantos millones de años a decenas de millones de años, lo que da lugar a que dicho edificio crezca de manera descomunal, en comparación con sus equivalentes terrestres. El monte Olimpo (Olympus Mons, según la designación oficial de la Unión Astronómica Internacional), con sus casi 25 kilómetros de altura, es, de hecho, el volcán más alto de todo nuestro vecindario —unas tres veces el tamaño del monte Everest en la Tierra— (figura 2). Con casi 600 kilómetros de diámetro, es tan extenso como viajar de Bogotá a Pasto en línea recta. Respecto a los volcanes marcianos, dos observacio-nes generales pueden ser abordadas antes de entrar a describir pequeños detalles:

1. A gran escala, los volcanes de Marte son geomorfológica-mente similares a los terrestres (aunque con diferentes es-calas de tamaño), lo que indica a los geólogos planetarios que los procesos eruptivos de Marte no fueron diferentes a los de los estilos y procesos volcánicos de la Tierra. Esta inferencia nos permite establecer, con alto grado de con-fianza, ciertas suposiciones que nos sirven como punto de partida para entender la evolución de los volcanes marcia-nos, basándonos en la volcanología tradicional; y

2. Los volcanes marcianos se encuentran localizados en te-rrenos con varias edades relativas, lo cual indica que el vulcanismo jugó un papel fundamental en los procesos geológicos marcianos a lo largo de la historia.

Pero no solo existen volcanes en los planetas rocosos del siste-ma solar. Nuestro viaje continúa hacia el que es considerado el cuerpo con mayor actividad volcánica de todo el sistema solar, Io, la luna galileana más interior de Júpiter. Allí la actividad volcá-nica y las geoformas de los edificios volcánicos son de un nivel jamás antes visto en otro planeta o luna de nuestro vecinda-rio. En términos coloquiales, ¡es el Hulk de los Avengers! Varios avistamientos hechos desde observatorios terrestres (principal-mente en el infrarrojo) revelaron una concentración muy alta de azufre que de inmediato se atribuyó a la reciente actividad volcánica. No fue sino hasta la llegada de la misión Voyager 1 a Júpiter, en 1979, que se pudo confirmar la sospecha de vulca-nismo activo en Io. El Voyager 1 logró una de las imágenes más

Figura 3. Erupción de Pele Patera captada por la misión Voyager 1 en 1979. La columna de piroclastos alcanza los 300 kilómetros de altura. Una vez el material cae por acción del campo gravitacional de Io, este cubre un área ligeramente mayor a la de Colombia y Ecuador juntos. Fuente: NASA/JPL/USGS

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otro hemisferio es liso y sin presencia considerable de cráteres, evidencia de una actividad geológica reciente.

En los últimos años se ha acuñado el término criovulcanismo, que designa el proceso por el cual se presenta erupción de agua en estado líquido o gaseoso, u otro tipo de elementos volátiles, que se congelarían en la superficie de esa luna, una vez expul-sados y depositados sobre ella; este proceso es más parecido al de géiseres que al de erupciones volcánicas propiamente dichas. En el 2005, la nave Cassini pudo observar con gran detalle la superficie de Encélado e identificar chorros de partícu-las congeladas en la zona polar al sur del satélite. Se pudieron identificar, además, vapor de agua y pequeñas cantidades de metano, nitrógeno y dióxido de carbono en el momento en que eran expulsados por criovolcanes activos. Encélado presenta lo que parece ser agua superficial que fluye a lo largo de unos lineamientos denominados “rayas de tigre”. Para los astrobiólo-gos este escenario tiene un potencial enorme, ya que la vida, tal y como la conocemos en nuestro planeta, puede sostenerse con la condición de que haya agua líquida y una fuente de calor; en Encélado tenemos ambas, así que las posibilidades de encontrar algún tipo de vida son grandes (figura 4).

Finalmente regresamos a nuestro planeta y a nuestro país, para destacar la labor realizada en los últimos años por el equipo encabezado por la doctora María Luisa Monsalve y su equipo de trabajo, del que forma parte el geólogo Jesús Bernardo Rueda (que al igual que los autores del presente artículo, es investiga-dor del Grupo de Ciencias Planetarias y Astrobiología, Titán) en el descubrimiento de un nuevo volcán en nuestro país, bautizado como El Escondido, en la zona selvática del corregimiento de Florencia, en Samaná (Caldas). En el caso de este volcán, las evidencias apuntan a que posiblemente esté inactivo, aunque se cree que erupciones pasadas (hace unos 30.000 años) cu-brieron parte del territorio nacional, en especial de Antioquía y Caldas.

El apasionante mundo de la vulcanología planetaria nos ha mos-trado cómo los cuerpos rocosos del sistema solar, a pesar de parecer calmados y apacibles, pueden presentar gran actividad global dominada por volcanes. ¡Qué gran época para estar vivo y ser parte de esta emocionante aventura del conocimiento! •

REFERENCIAS

[1] Sigurdsson H, Houghton B, McNutt S, Rymer H, Stix J. Encyclo-

pedia of volcanoes. San Diego: Academic Press, 1999.

[2] Davies AG. Volcanism on Io: A Comparison with Earth: Cam-

bridge: Cambridge University Press; 2014.

[3] SW Bougher, DM Hunten, RJ Phillips. Venus II - Geology,

geophysics, atmosphere, and solar wind environment. Space

Science Reviews 1998; 85(3-4): 550-551.

Corte transversal generalizado de una estructura tipo estrato volcán.

impresionantes en la historia de la exploración espacial, al regis-trar una columna eruptiva de más de 300 kilómetros de altura; para contextualizar al lector, la altura aproximada a la cual orbita la Estación Espacial Internacional (ISS por sus siglas en inglés) sobre la superficie terrestre, es de 400 kilómetros. ¡Wow! (figura 3). ¡Pero eso no es todo! A diferencia de sus símiles volcánicos, cuyas erupciones son producidas por procesos endógenos, es decir, por actividad interna del planeta exclusivamente, en Io la actividad volcánica se debe a efectos de marea producidos por el planeta Júpiter y la resonancia orbital con sus vecinas, las lunas Europa, Ganímedes y Calisto, que básicamente “exprimen” a Io. Por lo tanto, procesos tanto exógenos (producidos por las fuerzas de marea) como endógenos (calentamiento del interior por fricción mareal consecuencia de las fuerzas de marea) con-trolan la actividad volcánica de esta luna, que tiene un tamaño muy similar al de nuestra Luna. En el polo norte se encuentra localizado el más extenso volcán de Io, Tvashtar Patera, que con un diámetro de 306 kilómetros, es comparable, geomorfológica-mente hablando, a la caldera Toba, en Indonesia, cuyo diámetro es de 100 kilómetros.

Finalmente, nuestro viaje culmina en uno de los cuerpos más intrigantes y prometedores para los geólogos planetarios, as-trobiólogos y astrónomos: la luna Encélado del planeta Saturno. Esta luna, que en tamaño es mucho más pequeña que la nuestra —tan solo 250 kilómetros de radio—, se caracteriza por tener medio hemisferio completamente cubierto de cráteres, lo cual indica una superficie inalterada por procesos geológicos activos recientes y con edades relativas muy antiguas, mientras que su

Crédito: Josefa Ortiz

Lava endurecida

Cono secundarioCono

Chimenea

Cráter

Lava / Magma

Cámara magmática

Corteza

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Figura 4. Imagen de Encélado, luna de Saturno, en la que se aprecia con gran detalle la compleja estructura de su superficie, con un gran número de fracturas (arriba), y detalle de los chorros de hielo o géiseres en su superficie (abajo), fotografiados por la nave Cassini a su paso por este satélite de Saturno en el 2009. Fuente: NASA/JPL/SSI