Em janeiro de 1610, Galileo Galilei observou quatro luas em torno do planeta Júpiter. Numa época em que acreditar-se que a os planetas giravam à volta do Sol e não à volta da Terra era, na prática, uma heresia, eis que se observa que havia, de facto, “coisas” que giravam à volta de outro planeta que não o nosso. Tal não era ainda uma demonstração de que os planetas giravam em torno do Sol, mas pelo menos era a demonstração de que nem tudo girava em torno da Terra.

Em rigor, a demonstração de que a Terra girava em torno do Sol só chegou em 1838, pela mão de Friedrich Bessel. Porém, depois da publicação da obra de Isaac Newton, Principia, em 1687, onde propõe a teoria da gravitação universal e demonstra que com isso se explicava todos os movimentos planetários, o chamado sistema geocêntrico deixou de ser aceite em favor do sistema heliocêntrico.

Hoje, conhecemos já quase 100 luas em torno e Júpiter. Mas as maiores continuam a ser as observadas por Galileo, com os nomes: Io, Europa, Ganimedes e Calisto. Em toro da Terra temos apenas uma: a Lua. E a Lua é conhecida por ser a principal responsável pelas marés — o Sol também tem influência mas comparada com a da Lua é pequena. Na Terra, a diference global média entre a maré-cheia e a maré-vazia é de cerca de um metro mas em muitos locais é de 2 a 4 metros, havendo mesmo sítio onde chega aos 16 metros.

O que normalmente não nos ocorre é que a Terra também cria marés na Lua. Mas, não havendo oceanos líquidos na Lua, esta apenas se deforma cerca de 10 centímetros. Consegue medir-se, mas ninguém nota. Imaginemos agora o cenário ao contrário: a Terra toda seca e a Lua com um enorme oceano líquido. Se assim fosse, as marés na Lua excederiam os 300 metros. Imaginemos agora que a Terra tinha 318 vezes mais massa. Se assim fosse, as marés na Lua seriam superiores a 10 quilómetros. Se voltarmos à Lua tal como é é, seca, o efeito da gravidade desta Terra 318 mais maciça levaria à existência de marés rochosas na Lua de mais de 30 metros.

Vamos agora para a lua Io em torno de Júpiter. Júpiter tem 318 vezes a massa da Terra e 11 vezes o nosso diâmetro. Io está apenas um pouco mais distante de Júpiter do que a nossa Lua de nós. Logo, as marés em Io são fortíssimas. Na verdade, são tão fortes que fazem com que Io mantenha sempre vulcanismo ativo, sendo o corpo mais vulcânico do sistema solar. Na prática funciona como uma esponja molhada ao ser espremida, só que em vez de lançar água, lança lava.

A superfície de Io está, então, coberta de fluxos de lava, depósitos sulfurosos e plumas imponentes como resultado das poderosas forças de maré de Júpiter. Essa marés elibertam imenso calor, capaz de derreter todo o manto de Io – tal como na Terra, o manto é a camada debaixo da crosta. Mas uma velha questão tem persistido: debaixo da crosta de Io temos um oceano de magma global, ou não? E um trabalho recente, publicado na prestigiada revista Nature, por uma equipa liderada por Ryan Park do JPL, Instituto de Tecnologia da Califórnia, diz-nos que não.

As teorias sugeriam que o aquecimento interno extremo de Io devido à marés poderia derreter enormes quantidades do manto formando um oceano de magma global, raso, debaixo da crosta. Esse mando atuaria como um vasto reservatório de rocha líquida, continuamente agitada pelas forças das marés. No entanto, faltavam evidências definitivas a favor ou contra essa ideia.
Neste recente trabalho, a equipa utilizou precisas medições de gravidade das passagens da sonda Juno por Io no final de 2023 e início de 2024, combinadas com dados da missão Galileo, que orbitou Júpiter entre 1995 e 2003, para medir o quanto Io se deforma em resposta à gravidade de Júpiter. E os resultados mostraram que o interior de Io é muito mais rígido do que se pensava e não contém uma camada de magma superficial e global. Este resultado tem duas implicações importantes. Primeiro, mostra que as forças de maré por si só nem sempre criam oceanos de magma, mesmo num satélite natural tão vigorosamente aquecido como Io. A rocha que derrete nas profundezas de Io parece migrar rapidamente para a superfície — através de erupções vulcânicas ou intrusões magmáticas que se solidificam lentamente no subsolo — em vez de se acumular num oceano global. Isto parece explicar porque são os vulcões de Io tão violentos: o calor e a “rocha líquida” escapam rapidamente em vez de serem armazenados. A possibilidade de enormes reservatórios de magma profundos não está eliminada, mas os dados indicam que afinal não existe um fino oceano de magma contínuo sob a crosta de Io.

Interessante é também o consequência deste conhecimento para os plantas extra-solares, ou exoplanetas, que orbitam outras estrelas. Muitos orbitam perto das suas estrelas sofrendo enormes forças de maré, o que nos fazia sempre hipotetizar que teriam grandes oceanos de magma. Agora, à luz deste estudo, pode não ser assim.