Si echamos un vistazo a cualquiera de las imágenes de Deimos -el satélite de Marte- llegadas a través de las misiones espaciales que han podido visitarla de cerca, además de su forma, una de las cosas que más llama la atención es la gran “suavidad” de su topografía. Si lo comparamos con Fobos, el otro satélite natural del planeta rojo, este efecto es mucho más evidente.

Pero, ¿y si realmente este suave relieve que observamos hoy día fue el resultado de un evento brutal? Un nuevo estudio publicado en Nature Astronomy propone una teoría interesante para explicar el peculiar aspecto de este pequeño satélite: la enorme depresión que hay en su polo sur, su sedosa superficie o los cráteres poco profundos, entre otros detalles, podrían ser la consecuencia de un impacto gigante ocurrido hace mucho tiempo, cuando un asteroide de unos pocos cientos de metros golpeó a Deimos con energía suficiente como para redistribuir una parte importante de su masa sin destruirla por completo.

Si están en lo cierto, este impacto hizo algo más que crear un enorme cráter: nos dio pistas sobre cómo es el interior de Deimos, ya que en vez de comportarse como una pequeña luna rocosa formada por una roca monolítica, su interior podría parecerse más a los asteroides de tipo “rubble pile”, formados por distintos fragmentos que viajan juntos por efecto de la gravedad. En muchas ocasiones estos fragmentos proceden de la destrucción de un cuerpo anterior, como un asteroide o un satélite.

Deimos ha sorprendido a los científicos durante décadas, y una de estas razones es el fuerte contraste -como dijimos anteriormente- con Fobos, el otro satélite natural de Marte. Fobos tiene unos 22 kilómetros de diámetro -en el sentido laxo, ya que tiene una forma irregular- y su superficie está completamente marcada por los cráteres, sistemas de surcos y otras formas geológicas. Deimos, a pesar de haber sido también bombardeado por los impactos, tiene una superficie realmente suave, si me permiten el símil, como si estuviese cubierta por un fino velo de seda.

De hecho, su relieve parece haber sido suavizado por una capa de regolito, una mezcla de polvo y fragmentos de roca que se acumula en las superficies de los cuerpos planetarios. Así, si miramos cualquiera de sus imágenes, podremos observar cómo parece que muchos de sus cráteres dan el aspecto de haber sido parcialmente enterrados, como si algún proceso hubiese querido taparlos sin dejar rastro.

Hay otro aspecto del satélite que también es muy llamativo: la existencia de una enorme depresión cercana al polo sur y de 10 kilómetros de diámetro. Teniendo en cuenta que el diámetro del satélite es de 12 kilómetros, podremos entender mejor la magnitud de esta depresión.

Durante años, los investigadores han propuesto varias formas de explicar por qué la superficie de Deimos parece estar cubierta por tal cantidad de regolito. Estos materiales podrían haber llegado a partir de impactos ocurridos sobre Fobos o Marte, por ejemplo. Incluso podrían ser los restos de un antiguo satélite que habría sido destruido o haberse acumulado lentamente a causa de los impactos continuados sobre su superficie durante miles de millones de años. Pero ninguna de estas explicaciones tiene la capacidad de reproducir la magnitud de este polvoriento velo que cubre su superficie.

Es aquí donde este nuevo estudio aporta una idea más sencilla: la gigantesca depresión de su polo sur y la suavidad de la superficie de Deimos podrían tener una misma causa. Para ello, los investigadores intentaron reconstruir la forma del satélite antes de que existiese esta depresión presente en el polo sur y se pusieron a simular una serie de impactos sobre la superficie.

Cuando hablamos de simulaciones nos referimos a complejos modelos numéricos capaces de mostrar cómo un material poroso y granular -a distintas escalas- responde a una colisión a gran velocidad teniendo en cuenta todos sus efectos: fricción, cohesión, gravedad, generación de calor y la brutal compactación del espacio entre los poros que ocurre durante un impacto.

En las simulaciones probaron el impacto de asteroides entre 300 y 260 metros de diámetro, llegando desde direcciones distintas y golpeando al satélite en distintos puntos. Asumieron una velocidad de 8,2 kilómetros por segundo, o lo que es lo mismo, 30.000 kilómetros por hora. Cada simulación dejaba al satélite evolucionar durante ocho horas, tiempo suficiente para que el cráter se desarrollase y el material expulsado escapase de Deimos o cayese de nuevo sobre su superficie. Entre todas ellas, hubo una que destacó sobre las demás.

La que más encajaba con lo que vemos hoy era la que tenía como protagonista el impacto de un cuerpo de unos 320 metros de diámetro golpeando de manera oblicua -con unos 45º con respecto a su superficie- y ligeramente desviado del centro de la depresión del polo sur. La superficie resultante del modelo difería tan solo unos metros de la topografía que observamos hoy día.

Ojo, esto no quiere decir que lo que ocurrió fuera exactamente así, sino que es una de las posibles explicaciones, ya que los modelos numéricos dependen de una serie de condiciones y propiedades que no se pueden medir directamente, al menos todavía. En este caso, la estructura interna y resistencia mecánica del interior de Deimos.

Los autores han denominado a este evento como una colisión “subcatastrófica”, un término que habla por sí solo. El impacto fue de una gran magnitud con respecto a Deimos, pero no lo suficientemente grande como para destruir por completo el satélite.

Con unos proyectiles -asteroides- más grandes el resultado de las simulaciones era la destrucción de Deimos al completo. En el escenario más ajustado a las observaciones, el satélite sobrevive con un importante rejuvenecimiento de su superficie, pero todavía reconocible. Quizás la parte más interesante de esta historia empieza después de la formación del gran cráter nacido tras el impacto.

En un satélite pequeño la eyecta -el material expulsado por la colisión- no se comporta de la misma manera que lo haría en la Tierra. En Deimos, la gravedad es muy débil, de tal manera que el material que sale despedido puede viajar distancias enormes en comparación con el tamaño del propio cuerpo. De hecho, en las simulaciones parte del material escapa del campo gravitatorio del satélite, mientras otra parte sigue una lenta trayectoria balística antes de volver a caer sobre la superficie, como un cañonazo a cámara lenta.

En las simulaciones más ajustadas a la realidad, aproximadamente un uno por ciento de la masa del satélite escapaba al espacio, mientras que entre un diez y un veinte por ciento se redistribuyó por la superficie. En tan solo unas pocas horas, toda esta eyecta habría caído de nuevo sobre la luna, formando una capa de materiales sueltos de varios metros de espesor, llegando a medir hasta 200 metros en algunas zonas.

En términos sencillos, este impacto provocó un lifting casi completo a Deimos, explicando por qué algunos de sus cráteres son tan poco profundos. Los investigadores midieron 14 de los cráteres de mayor diámetro del satélite, y casi todos parecen estar más rellenos que otros cráteres recientes formados en otros cuerpos del Sistema Solar.

De estas medidas se deduce que los cráteres más antiguos podrían estar cubiertos con entre 100 y 150 metros de material procedente de este impacto, y existir una capa global de regolito de unos 120 metros de media. Esta estimación cuadra perfectamente con el resultado de las simulaciones.

También existen algunas pistas visuales: las imágenes de Deimos tomadas por las distintas misiones espaciales muestran materiales de tonos claros alrededor de la depresión del hemisferio sur y algunas líneas formándose ladera abajo desde los bordes de los cráteres y zonas elevadas, donde los modelos predicen una gran redistribución de los materiales superficiales, ya que el material más “fresco” -en el sentido de menos alterado, no de más frío- y menos expuesto al rigor del espacio difiere en color de los materiales que han estado expuestos a estas condiciones.

Hay un detalle más: como mencionábamos al principio, este impacto nos permite conocer un poco mejor el interior de Deimos. Una colisión capaz de producir una depresión de diez kilómetros tendría la energía suficiente como para mandar ondas de choque a través de todo el satélite. Si Deimos fuese un cuerpo relativamente sólido y similar al material que forma nuestra Luna, estos impactos habrían borrado o alterado en gran medida los relieves existentes, pero, a pesar de esto, algunos sobrevivieron.

Las imágenes obtenidas en el sobrevuelo de la misión Hera en marzo del pasado año revelaron, entre otras cosas, una depresión de unos tres kilómetros en la cara oculta de Deimos, lo que permitió a los científicos repetir las simulaciones probando diferentes materiales.

Los resultados fueron fascinantes. Cuando modelaban Deimos con un material resistente y poco compresible, las ondas de choque viajaban de manera muy eficiente a través del interior del satélite y borraban el cráter preexistente. Pero si el interior, en cambio, era poroso y fácil de comprimir, los espacios vacíos funcionaban como un parachoques. La energía iba siendo consumida para ir cerrando los poros y reordenar el material interno, por lo que las ondas que llegaban hasta el otro hemisferio eran mucho más débiles y este detalle permitió a esta pequeña y antigua depresión sobrevivir al impacto.

Esto nos quiere decir que Deimos podría ser extraordinariamente buena a la hora de absorber los impactos, ya que la mayor parte de su interior está vacío. Las estimaciones que se han podido calcular a partir de su masa y volumen implican una porosidad que va del 40 al 50 por ciento de su volumen.

Así que en vez de imaginarnos un enorme pedrusco en órbita alrededor de Marte -y permítanme el uso de ese término coloquial para referirme a una roca maciza- tenemos que imaginarnos un saco de rocas viajando juntos por el espacio, y donde la tela del saco es la gravedad que mantiene a todos esos fragmentos juntos.

Si hacemos una retrospectiva, esta descripción es similar a la que usamos para asteroides como Bennu, Ryugu, Dimorfos, entre muchos otros. Ojo, esto no quiere decir que Deimos sea un asteroide capturado, y ya hemos discutido alguna vez los posibles orígenes de los dos satélites de Marte en esta sección, pero sí quiere decir una cosa: los pequeños cuerpos planetarios podrían evolucionar hacia estados físicos similares. Un satélite creado a partir de los restos de un impacto gigante en Marte, por ejemplo, podría ir evolucionando a ser un cuerpo cada vez más fracturado, fragmentado y poroso hasta que se parezca a un asteroide de tipo “rubble pile”.

¿Cuándo podremos saber más sobre los satélites marcianos? Si todo va bien, en octubre de este mismo año debería despegar la misión MMX (Martian Moons eXploration), una sonda de la agencia espacial nipona (JAXA) que intentará traer muestras de Fobos a la Tierra y, además, realizará varios sobrevuelos de Deimos en los que podremos observar mejor su topografía y ver si la depresión del hemisferio sur encaja con un impacto gigante, así como ayudarnos a estudiar con más detalle sus cráteres y ver si su suavidad se ajusta a lo que esperamos que ocurra con una gran capa de regolito sobre ellos.

Todo esto es solo una prueba de que incluso los cuerpos más pequeños de nuestro Sistema Solar pueden tener una historia que, lejos de ser aburrida, nos demuestra que tienen todavía mucho que contarnos.

Referencias:

Raducan, S. D., Agrusa, H. F., Asphaug, E., Ernst, C. M., Jutzi, M., Michel, P., Popescu, M., & Sugita, S. (2026). Deimos’s shape and geology explained by a subcatastrophic impact Nature Astronomy doi: 10.1038/s41550-026-02956-w

Sobre el autor: Nahúm Méndez Chazarra es geólogo planetario y divulgador científico.

El artículo Deimos, un mundo muy suave se ha escrito en Cuaderno de Cultura Científica.

Cuando hace poco tiempo escribí  “Un jarro de agua fría para Europa”, no era consciente de que poco tiempo después se publicaría otro nuevo estudio científico hablando de la dificultad de poder muestrear el agua del océano subterráneo que existe en el satélite joviano. Y créanme, para mi es un jarro de agua fría multiplicado por dos, por eso también me hago eco de este otro estudio.

Como hemos recordado en anteriores ocasiones, Europa, el satélite de Júpiter, es uno de los lugares con mayor potencial e interés astrobiológico de nuestro Sistema Solar gracias a la existencia de un océano de agua líquida bajo su superficie, “enterrado” bajo kilómetros de hielo que tienen la función de “corteza” del satélite.

Hoy por hoy, muestrearlo directamente es tecnológicamente imposible. Pero, en ocasiones, la naturaleza nos ofrece algunos atajos que podrían ayudarnos a conocer la química de este océano y quizás observar si hay pistas que apunten a la existencia de vida en su interior. Estos atajos serían, por ejemplo, la posibilidad de que el agua ascienda a través de sistemas de fracturas a su superficie, como ocurre en el caso de Encélado, satélite de Saturno, dando lugar a géiseres. Así sería mucho más fácil de poder estudiarlo sin necesidad de tener que llegar a su interior.

En las últimas décadas, los científicos habían hecho una interesante propuesta sobre donde poder encontrar muestras de esta agua procedente del océano. Estas aguas podrían haber ascendido a través de sistemas de fracturas existentes en el hielo de una manera similar a la que el magma se mueve por la corteza terrestre. Estas fracturas rellenas de agua -y similares a los diques magmáticos- podrían alimentar reservas de agua en capas horizontales -que llamaríamos sills en el argot volcánico- y que se encontrarían a pocos kilómetros de profundidad bajo el hielo.

El calor y la presión producidos por estas capas de agua podrían deformar el hielo que tendrían por encima y producir algunas de las formas del terreno más extrañas que observamos en Europa: terrenos caóticos -también existentes en Marte, por ejemplo-, pequeños relieves oscuros conocidas como lenticulae o los sistemas de fracturas más o menos rectos que cruzan su superficie, entre otros.

Si esta idea es correcta, a poca profundidad -aunque no despreciable-, el hielo, debería contener muestras del océano. Esto sería muy valioso porque llegar a unos pocos kilómetros de profundidad es complicado, pero atravesar decenas de kilómetros lo es aún más. Un nuevo estudio publicado por Ojha et al. (2026) nos complica un poco más muestrear las aguas de este océano afirmando que quizás esta conexión entre el océano profundo y la superficie no es tan habitual o es mucho más limitada que lo que pensábamos.

De hecho, el agua que asciende a través de las fracturas tiene más posibilidades de congelarse y taponar los sistemas de fracturas que llevar los enormes volúmenes de agua necesarios -hablaremos de este extremo más adelante- para provocar algunas de las formas del terreno que observamos en la superficie y que, además, son una muestra del rejuvenecimiento de Europa.

Volvamos a la analogía del magma. A simple vista, nada que objetar. La roca fundida asciende por la corteza, entre otras cosas, porque tiene una menor densidad que las rocas que la rodean. Pero el agua se comporta de una manera muy diferente dentro de un satélite cuya corteza no es de roca, sino de hielo. Esto se debe a que el agua es más densa que el hielo, por lo que, de manera normal, no flota “hacia arriba” -ya sé que no es necesario apostillarlo- a través de la corteza del hielo. Para poder ascender necesitaría de un gradiente de presión o de la existencia de gases disueltos que la empujen a moverse.

El magma tiene otra ventaja frente al agua, y es que puede permanecer parcialmente fundido en un rango importante de temperaturas, pero el agua o la salmuera que existe en Europa ya se encuentra muy cerca de su temperatura de congelación, dejando muy poco margen para su movimiento. Una pequeña pérdida de calor puede transformar un líquido -en este caso el agua- que fluye en una mezcla de hielo y agua, como un espeso granizado y acabar cerrando las fracturas por las que se mueve.

Para intentar comprender mejor como funcionaría el interior de Europa y el fenómeno de migración del agua hacia la superficie, los científicos de este artículo han trabajado con una serie de modelos matemáticos de movimiento de fluidos, transferencia de calor y congelación. Han simulado el agua moviéndose a través de estrechos conductos -las fracturas- formados por un hielo mucho más frío.

Los primeros cálculos que realizaron sugerían la existencia de un flujo laminar muy suave y ordenado, siendo deliberadamente muy optimistas. Sin una mezcla turbulenta, el calor se transfiere desde el agua hacia las paredes de las fracturas lentamente. Estos cálculos permitieron estimar la mayor cantidad de agua que podría pasar por las fracturas antes de que la propia congelación del agua las cerrase.

Los investigadores exploraron conductos de entre 10 centímetros y 1 metro de diámetro, donde el agua se movía entre 5 y 20 metros por segundo y con temperaturas del hielo situadas en una horquilla que iba de -73 °C a -133 °C, un gradiente de temperaturas que va desde un caso más extremo a un caso más favorable para que el agua circule perdiendo menos calor.

¿Qué cantidad de agua necesitamos para formar los relieves más modestos de los que hemos hablado anteriormente? Una barbaridad. Basándose en las dimensiones y topografía de estas, las estimaciones hechas por los científicos se movían entre mil y diez mil millones de metros cúbicos de agua. Las formas más grandes necesitarían muchísima más. Para que se hagan una idea -yo he tenido que hacer el cálculo- los diez mil millones de metros cúbicos de agua dan para llenar el lago Ness y que aun te sobre un tercio.

Si hacemos los cálculos para una fractura de un diámetro de diez centímetros, la cosa funciona muy mal. Con un hielo a -133 °C, el agua se va congelando y al mismo tiempo va estrechando la fractura hasta cerrarla en tan solo dos horas. Incluso aunque el hielo estuviese a -73 °C, la fractura tardaría en cerrarse seis horas. Si bajamos el punto de congelación del agua y aumentamos su velocidad, el escenario cambia poco.

Bajo el escenario más favorable calculado por los científicos, transportar mil millones de metros cúbicos requeriría una fractura vertical que de lado tuviese 70 kilómetros por los diez centímetros de ancho, una forma realmente extraordinaria, mucho más larga y delgada que los diques volcánicos que conocemos en la Tierra.

Bajo unas condiciones de temperatura más realistas, un dique único necesitaría tener 200 kilómetros de largo para poder transportar ese volumen de agua, o 2000 kilómetros para transportar diez mil millones de metros cúbicos. Este transporte de agua también podría hacerse, en vez de con una sola fractura, con cientos o miles funcionando al unísono como un sistema, pero estos números también resultan algo grandes si los comparamos con lo que conocemos de la geología terrestre.

En cambio, si el conducto tuviese un metro de diámetro, ya nos daría volúmenes más razonables. En el caso donde el hielo estuviese a mayor temperatura, -73 °C, podría seguir abierto durante 23 días, pero a -133 °C duraría tan solo una semana. Estos tiempos de congelación y cierre de los diques permiten longitudes de fracturas más razonables para transportar los volúmenes de agua necesarios para la formación de los relieves. Pero también se puede morir de éxito: si el agua se mueve rápidamente pasaríamos de régimen de flujo laminar a uno turbulento y eso cambia mucho las cosas.

Porque la turbulencia, en este caso, altera el cálculo de la transferencia de calor. En un flujo laminar, se forman capas de agua más fría y relativamente estables cerca de las paredes de hielo que forman el dique, de tal manera que aísla parcialmente el interior, dejando un agua más cálida circular por su centro. En cambio, los remolinos turbulentos alteran continuamente la formación de estas capas, provocando que el agua más templada entre en contacto con las paredes y permitiendo que el agua más fría fluya hacia el centro del dique, finalmente haciendo que la columna de agua pierda calor muy rápidamente.

Este efecto tampoco consigue que el agua se congele de golpe formando un tapón. Lo más probable es que primero ocurra la supercongelación, un proceso por el cual la temperatura del agua líquida cae por debajo de su temperatura normal de congelación sin volverse sólida de manera inmediata. Pequeños cristales de hielo sólidos comienzan a formarse en el interior del flujo turbulento donde chocarían los unos con los otros, formando pequeños racimos porosos de hielo.

La caída de la temperatura en el agua es lo suficientemente importante bajo el flujo turbulento como para empezar este proceso de formación de hielo. Esto provoca, a su vez, un importante aumento de la viscosidad por la acumulación de cristales de hielo que acaba atascando el paso del agua.

O, dicho de otra manera, la turbulencia que ayuda a que el agua se mueva y se mezcle, también provoca que la fractura destruya su propia capacidad de llevar agua. Ojo, y estamos hablando de fracturas planas. Si estos diques tienen una pared más en forma de “dientes de sierra” la turbulencia podría ser mayor y generar una pérdida mayor de temperatura. Este último caso no sería de extrañar, ya que las fracturas pueden tener formas complejas.

La conclusión: Que igual tenemos que reinterpretar la geología de Europa. El estudio no cierra la puerta a la existencia de reservas de agua líquida a poca profundidad bajo la superficie, ni tampoco a que el agua no se pueda mover a través del hielo. Lo que hace es complicar la posibilidad de que se muevan grandes volúmenes de agua directamente desde el océano a través de diques muy largos que se mantengan abiertos durante mucho tiempo. En cambio, los autores no descartan la teoría de que puedan existir pequeñas bolsas de agua líquida a nivel local cuando la deformación provocada por las mareas, la fricción u otras fuentes de calor sean capaces de fundir parte de la corteza del hielo a poca profundidad de la superficie.

Este pequeño matiz resulta muy importante de cara al interés astrobiológico de Europa: una reserva de agua creada a partir del océano puede guardar información de las sales que contiene, la existencia de compuestos orgánicos y la actividad biológica -si la hay- del océano.

En cambio, una bolsa de agua producida por la fusión del hielo de la corteza puede tener una composición muy diferente y marcada por los materiales atrapados en el propio hielo, pero no decirnos nada del océano. Así que encontrar agua a poca profundidad en Europa va a requerir de un análisis exhaustivo para conocer su verdadero origen y no llevarnos sorpresas desagradables.

Aun así, hay margen para la esperanza, ya que no conocemos con exactitud la temperatura y salinidad de su océano y, si fuese más cálido o salino de como actualmente lo muestran los modelos, quizás podría permitir el ascenso de las salmueras durante más tiempo, dándonos algo de esperanzas para poder muestrear su océano sin tener que excavar demasiado.

Referencia:

Ojha, L., Barik, A., & Buffo, J. (2026). Limited direct fluid exchange between the deep subsurface ocean and the shallow subsurface environment of Europa Nature Astronomy doi: 10.1038/s41550-026-02918-2

Sobre el autor: Nahúm Méndez Chazarra es geólogo planetario y divulgador científico.

El artículo Otro jarro de agua fría para Europa se ha escrito en Cuaderno de Cultura Científica.

Cada día caen a nuestro planeta grandes cantidades de materia desde el espacio. Lejos de ser una exageración, algunas estimaciones recientes sugieren cantidades que superan las 20 toneladas diarias, tal como aportan Hervig et al. (2022), aunque existen otros modelos que incluso calculan que podrían caer cifras superiores a las 100 toneladas al día.

Eso sí, no vayamos a pensar que la mayor parte de esta materia cae como grandes meteoritos que rompen tejados, abollan coches o extinguen dinosaurios. En absoluto. La mayoría lo hace en forma de partículas de polvo constituidas por granos microscópicos —aunque algunos pueden ser más grandes, del tamaño de granos de arena— que proceden principalmente de asteroides y cometas que van perdiendo masa en su viaje alrededor del Sol, hasta que un día nuestro planeta las “barre”, como si fuésemos una escoba interplanetaria.

A estos pequeños fragmentos que caen sobre nuestro planeta los conocemos como micrometeoritos: minúsculas partículas de entre diez micras y dos milímetros de diámetro. En cuanto a la proporción de masa total que llega todos los días a la Tierra, estos dominan por abrumadora mayoría. Buena parte de estas partículas se origina en el cinturón de asteroides que se encuentra entre Marte y Júpiter, donde las colisiones —el principal fenómeno, pero no el único— producen fragmentos que van cayendo lentamente en una trayectoria espiral hacia el Sol, como cuando se nos cae un vaso al suelo y se rompe en mil pedazos.

Algunos de estos micrometeoritos se funden durante la entrada en la atmósfera terrestre, formando una especie de perlas de vidrio conocidas como esférulas, cuya composición nos puede ayudar a rastrear de dónde proceden. Precisamente aquí es donde está el quid de lo que os quería contar hoy: un nuevo estudio publicado por Van Ginneken et al. (2026) sugiere que una parte nada despreciable de este polvo que cae a nuestro planeta cada día procede de un tipo de asteroide que no tenemos identificado —de momento— en las colecciones de meteoritos.

Sin embargo, el estudio de estas esférulas supone un verdadero reto para la ciencia. Imaginemos que estas partículas se han calentado tanto al entrar en la atmósfera que su estructura mineral original puede haber desaparecido casi por completo; durante este tránsito se convierten en pequeñas gotas redondeadas, ricas en vidrio y minerales recién cristalizados, lo que provoca que la mayoría de las pistas que podrían ayudarnos a encontrar su origen hayan sido borradas.

El origen de la mayoría de las esférulas puede, en términos generales, trazarse hasta los grandes grupos de meteoritos, especialmente los condritos, que son meteoritos rocosos muy primitivos y que todavía preservan información de los albores de nuestro sistema solar.

Una de las pistas más interesantes que nos puede ayudar a averiguar el origen de estas partículas proviene de los isótopos de oxígeno. No todos los átomos de este elemento son iguales, ya que pueden contener distinto número de neutrones, dando lugar al oxígeno-16, oxígeno-17 y oxígeno-18. Dado que los distintos cuerpos del sistema solar tienen diferentes proporciones de estos isótopos, esto nos sirve como una especie de “test de paternidad” para las partículas. Un diez por ciento de las esférulas muestran una composición isotópica inusual: son pobres en oxígeno-16 en comparación con los grupos de meteoritos conocidos. A estas partículas misteriosas se las conoce como el “Grupo 4”.

Esta nueva investigación se centra en un subgrupo muy concreto de micrometeoritos. Los investigadores estudiaron diez esférulas de las colecciones antárticas y de una colección de micrometeoritos urbanos de Budel, una ciudad situada en los Países Bajos. En el microscopio, estas minúsculas esferas muestran una textura muy específica: los cristales de olivino están agrupados y parecen haberse acumulado hacia un lado de la esférula cuando aún estaba fundida, mientras viajaba todavía a través de la atmósfera. Los investigadores han denominado a estas partículas… redoble de tambores… esférulas cósmicas de acumulado de olivino ricas en azufre o SCumPo (por sus siglas en inglés).

No es necesario que recuerden el nombre de las partículas —que a su vez es un derivado de otro— y que por su longitud parece más cerca del chascarrillo que de otra cosa, pero sí quédense con que son muy interesantes a nivel científico. De hecho, su mineralogía no es la que los científicos esperarían encontrar en esférulas normales. Contienen cristales de olivino que están empobrecidos en níquel. Además, a veces contienen pequeñas gotitas de hierro, azufre y níquel. El vidrio que las forma está especialmente enriquecido en azufre y, lo que es quizás más importante, carecen casi por completo de magnetita, un óxido de hierro que habitualmente se forma cuando las esférulas se funden en la atmósfera superior en presencia de oxígeno.

Precisamente, la ausencia de magnetita es una de las pistas fundamentales de esta historia. Durante la entrada atmosférica, una partícula de polvo fundida queda expuesta al oxígeno y, normalmente, el hierro del fundido se oxida dando lugar a la magnetita. Sin embargo, en las partículas de SCumPo, algo parece haber creado unas condiciones inusualmente reductoras, protegiendo de la oxidación a los átomos de hierro presentes en la esférula.

¿Qué podría haber ayudado a evitar la oxidación? Probablemente el azufre y el carbono que ya contenía la partícula. Cuando comenzaba a calentarse durante su entrada en la atmósfera, el azufre (y quizás el carbono) podría haber reaccionado con el oxígeno atmosférico, consumiéndolo antes de que reaccionara con el hierro. Como resultado, quedaba un «planeta en miniatura» donde el hierro se mantenía más reducido, el azufre seguía siendo muy abundante y apenas se formaba magnetita.

Estos datos ya nos dicen algo muy interesante sobre el material original: el cuerpo progenitor de los granos de polvo probablemente no fue ninguno de los fragmentos de un asteroide o familia de asteroides conocidos. Más bien debió de ser un cuerpo rico en sulfuros, compuesto por materiales ricos en carbono y con una geoquímica algo inusual. Tienen cierto parecido a un grupo de meteoritos que se denomina condritas CY, pero no son lo suficientemente similares como para poder afirmar que proceden de ellos.

Los datos de los isótopos de oxígeno nos dan otro fragmento de esta historia. La mayoría de las medidas tomadas a partir de estas esférulas las sitúan en el Grupo 4, lo que quiere decir que son pobres en oxígeno-16 y, por lo tanto, no se parecen a ningún grupo de meteoritos conocidos. No obstante, algunas zonas dentro de las propias esférulas son más ricas en oxígeno-16, aproximándose más a lo que se esperaría si procediesen de condritos carbonáceos, cuerpos primitivos de nuestro sistema solar. Esto sugiere que los granos de polvo originales podrían ser en realidad materiales compuestos, ya que no son uniformes a nivel químico… como una especie de puzle cósmico formado por trocitos de distinta procedencia.

Para explicarlo mejor: los cristales de olivino que sobrevivieron a las altas temperaturas durante la entrada atmosférica podrían ser granos relictos, es decir, fragmentos de materiales más antiguos. La matriz que los rodea, más rica en elementos volátiles y materiales alterados, se fundió y se convirtió en el cuerpo vítreo de la esférula. Curiosamente, estos granos originales no se transformaron lo suficiente como para borrar las evidencias de que su historia probablemente fue mucho más compleja.

La propia textura de las esférulas también reveló algo inesperado sobre su viaje: para que los cristales de olivino acaben acumulándose en uno de los lados de la esférula fundida, la partícula debió sufrir una fuerte deceleración durante la entrada en la atmósfera. Los investigadores modelaron este proceso para averiguar a qué velocidad debían haber entrado para que los cristales se acomodaran así, obteniendo velocidades muy altas, de entre 14 y 17 km/s.

Lo de la velocidad no es solo una curiosidad, sino que es importante de cara a comprender la dinámica orbital del cuerpo del que procedían. El polvo de los asteroides del cinturón principal a veces llega a nuestro planeta con órbitas de baja excentricidad —o poco elípticas, si lo prefieren—. En cambio, estas esférulas necesitan órbitas mucho más excéntricas que les permitan alcanzar una velocidad similar a las simuladas en su encuentro con la Tierra. Por tanto, quizás requirieron de un asteroide primitivo —tal vez un condrito carbonáceo y parecido a los de tipo CY— migrando hacia una órbita que se cruzara con la de nuestro planeta.

De hecho, en el estudio se preguntan si el responsable de estas esférulas podría ser el asteroide Faetón, el causante de la lluvia de estrellas de las Gemínidas y posiblemente un condrito CY. Sin embargo, el polvo de Faetón entra en la atmósfera a velocidades de en torno a los 35 km/s, lo cual es demasiado rápido para que estas delicadas partículas del tamaño de granos de polvo puedan sobrevivir preservando sus minerales relictos y sus anomalías isotópicas. Así que Faetón —muy probablemente— no sea el origen de estas, lo que implica que el cuerpo que las soltó debería estar aún ahí afuera.

Esta es, a mi juicio, una de las implicaciones más importantes del estudio: las colecciones de meteoritos no son necesariamente un catálogo completo de los materiales que existen en el sistema solar. Están sesgadas hacia cuerpos grandes y lo suficientemente resistentes como para sobrevivir a la reentrada atmosférica y llegar hasta el suelo. Es muy posible que los micrometeoritos estén muestreando una población de cuerpos diferente a la de los meteoritos más grandes. Las partículas SCumPo podrían, a su vez, representar la existencia de un asteroide primitivo y rico en sulfuros del que todavía no tenemos ninguna muestra en forma de meteorito.

Para la geología planetaria es un descubrimiento de gran calibre. A la vista de estos resultados, el estudio de estas esférulas podría abrirnos la ventana hacia otro tipo de meteoritos que hasta ahora desconocíamos y de los que no tenemos muestras. Con ello, se abre otro nuevo interrogante… ¿de dónde salieron estas esférulas? ¿Seremos capaces de encontrar el cuerpo del que proceden si es que acaso todavía existe?

No tenemos respuesta para estas preguntas, pero una vez más, un estudio nos demuestra que nuestro sistema solar es un lugar mucho más diverso de lo que imaginamos, esperando a ser descubierto aunque sea en forma de diminutas muestras “gratuitas” como las que cada día caen en nuestro planeta.

Referencias:

Matthias Van Ginneken et al. (2026) ¹⁶O poor cosmic spherules from near-Earth CY chondrite asteroids Sci. Adv. doi: 10.1126/sciadv.aed6340

Hervig, M., Malaspina, D., Sterken, V., Wilson, L., Hunziker, S., & Bailey, S. (2022) Decadal and Annual Variations in Meteoric Flux From Ulysses, Wind, and SOFIE Observations. Journal of Geophysical Research: Space Physics doi: 10.1029/2022ja030749

Sobre el autor: Nahúm Méndez Chazarra es geólogo planetario y divulgador científico.

El artículo El asteroide que encontramos oculto en unos granos de polvo se ha escrito en Cuaderno de Cultura Científica.