Dione ( / d aɪ ˈ oʊ n i / ), también designada Saturno IV , es la cuarta luna más grande de Saturno . Con un diámetro medio de 1.123 km y una densidad de aproximadamente 1,48 g/cm 3 , Dione está compuesta por un manto y una corteza helados que recubren un núcleo rocoso de silicato , con roca y hielo de agua aproximadamente iguales en masa. Su hemisferio posterior está marcado por grandes acantilados y escarpes llamados chasmata ; el hemisferio trasero también es significativamente más oscuro en comparación con el hemisferio delantero.
La luna fue descubierta por el astrónomo italiano Giovanni Domenico Cassini en 1684 y lleva el nombre de la titánide Dione de la mitología griega . Dione fue fotografiada de cerca por primera vez por la sonda espacial Voyager 1 en 1980. Posteriormente, la nave espacial Cassini realizó múltiples sobrevuelos de Dione a lo largo de las décadas de 2000 y 2010 como parte de su campaña para explorar el sistema de Saturno.
Giovanni Domenico Cassini nombró a las cuatro lunas que descubrió ( Tetis , Dione, Rea y Jápeto ) Sidera Lodoicea ("las estrellas de Luis") en honor al rey Luis XIV . Cassini encontró a Dione en 1684 utilizando un gran telescopio aéreo que instaló en los terrenos del Observatorio de París . [10] Los satélites de Saturno no fueron nombrados hasta 1847, cuando el hijo de William Herschel , John Herschel, publicó los Resultados de las observaciones astronómicas realizadas en el Cabo de Buena Esperanza, sugiriendo que se utilizaran los nombres de los Titanes (hermanas y hermanos de Cronos ). . [11]
Dione orbita Saturno con un semieje mayor aproximadamente un 2% menor que el de la Luna . Sin embargo, reflejando la mayor masa de Saturno (95 veces la de la Tierra), el período orbital de Dione es una décima parte del de la Luna. Dione se encuentra actualmente en una resonancia orbital de movimiento medio 1:2 con la luna Encelado , completando una órbita de Saturno por cada dos órbitas completadas por Encelado. Esta resonancia mantiene la excentricidad orbital de Encelado (0,0047), proporcionando una fuente de calor para la extensa actividad geológica de Encelado, que se muestra de manera más dramática en sus chorros criovolcánicos similares a géiseres . [12] La resonancia también mantiene una excentricidad menor en la órbita de Dione (0,0022), calentándola también por marea . [13]
Dione tiene dos lunas coorbitales o troyanas , Helena y Polideuces . Están ubicados dentro de los puntos lagrangianos L 4 y L 5 de Dione , 60 grados por delante y detrás de Dione respectivamente. Stephen P. Synnott informó en 1982 de una luna coorbital líder doce grados por delante de Helene .
Con 1.122 km (697 millas) de diámetro, Dione es la decimoquinta luna más grande del Sistema Solar y es más masiva que todas las lunas conocidas más pequeñas que ella juntas. [16] También es la cuarta luna más grande de Saturno. Según su densidad, el interior de Dione es probablemente una combinación de roca de silicato y hielo de agua en partes casi iguales en masa. [17]
Las observaciones de forma y gravedad recopiladas por Cassini sugieren un núcleo rocoso de aproximadamente 400 km de radio rodeado por una envoltura de aproximadamente 160 km de H 2 O, principalmente en forma de hielo de agua, pero algunos modelos sugieren que la parte más baja de esta capa podría estar en la forma de un océano interno de agua salada líquida (una situación similar a la de su compañero de resonancia orbital, Encelado ). [17] [18] [19] [20] La curvatura hacia abajo de la superficie asociada con la cresta Janiculum Dorsa de 1,5 km de altura se puede explicar más fácilmente por la presencia de dicho océano. [21] [22] Ninguna luna tiene una forma cercana al equilibrio hidrostático ; las desviaciones se mantienen por isostasia . Se cree que la capa de hielo de Dione varía en espesor en menos del 5%, con las áreas más delgadas en los polos, donde el calentamiento de la corteza por marea es mayor. [20]
Aunque algo más pequeña y densa, Dione es muy similar a Rea . Ambos tienen características de albedo similares y terreno variado, y ambos tienen hemisferios delanteros y traseros diferentes . El hemisferio principal de Dione está lleno de cráteres y es uniformemente brillante. Su hemisferio posterior, sin embargo, contiene una característica superficial inusual y distintiva: una red de brillantes acantilados de hielo.
Los científicos reconocen características geológicas dioneas de los siguientes tipos:
Cuando la sonda espacial Voyager fotografió a Dione en 1980, mostró lo que parecían ser rasgos tenues que cubrían su hemisferio posterior. El origen de estas características era misterioso, porque todo lo que se sabía era que el material tiene un albedo alto y es lo suficientemente delgado como para no oscurecer las características de la superficie que se encuentran debajo. Una hipótesis era que poco después de su formación, Dione estaba geológicamente activa, y algún proceso como el criovulcanismo resurgió en gran parte de su superficie, formándose rayas a partir de erupciones a lo largo de grietas en la superficie de Dionean que caían en forma de nieve o ceniza. Más tarde, después de que cesó la actividad interna y la repavimentación, los cráteres continuaron principalmente en el hemisferio principal y borraron los patrones de rayas allí.
El sobrevuelo de la sonda Cassini del 13 de diciembre de 2004, que produjo imágenes en primer plano, demostró que esta hipótesis era errónea. Estos revelaron que los 'wisps' no eran, de hecho, depósitos de hielo, sino más bien brillantes acantilados de hielo creados por fracturas tectónicas (chasmata). Dione se ha revelado como un mundo desgarrado por enormes fracturas en su hemisferio posterior.
La sonda Cassini realizó un sobrevuelo más cercano de Dione a 500 km (310 millas) el 11 de octubre de 2005 y capturó imágenes oblicuas de los acantilados, mostrando que algunos de ellos tienen varios cientos de metros de altura.
Dione presenta 'virgas' lineales que miden hasta cientos de kilómetros de largo pero menos de 5 kilómetros de ancho. Estas líneas corren paralelas al ecuador y sólo son aparentes en latitudes más bajas (a menos de 45° norte o sur); Se observan características similares en Rea . Son más brillantes que todo lo que los rodea y parecen superponerse a otras características como crestas y cráteres, lo que indica que son relativamente jóvenes. Se ha propuesto que estas líneas son de origen exógeno , como resultado del emplazamiento de material a través de la superficie por impactos de baja velocidad de material procedente de los anillos de Saturno, lunas coorbitales o cometas que se acercan. [23]
La superficie helada de Dione incluye terreno con muchos cráteres, llanuras con moderados cráteres, llanuras con pocos cráteres y áreas de fracturas tectónicas. El terreno lleno de cráteres tiene numerosos cráteres de más de 100 kilómetros (62 millas) de diámetro. Las zonas de llanura tienden a tener cráteres de menos de 30 kilómetros (19 millas) de diámetro. Algunas de las llanuras tienen más cráteres que otras. Gran parte del terreno lleno de cráteres se encuentra en el hemisferio posterior, mientras que las áreas de llanuras con menos cráteres están presentes en el hemisferio principal. Esto es lo contrario de lo que esperaban algunos científicos; Shoemaker y Wolfe [24] propusieron un modelo de cráteres para un satélite bloqueado por mareas con las tasas de cráteres más altas en el hemisferio delantero y las más bajas en el hemisferio trasero. Esto sugiere que durante el período de intenso bombardeo, Dione estaba atrapada por las mareas en Saturno en la orientación opuesta. Como Dione es relativamente pequeño, un impacto que provocara un cráter de 35 kilómetros podría haber hecho girar el satélite. Debido a que hay muchos cráteres de más de 35 kilómetros (22 millas), Dione podría haber girado repetidamente durante su intenso bombardeo inicial. El patrón de formación de cráteres desde entonces y el brillante albedo del lado principal sugieren que Dione ha permanecido en su orientación actual durante varios miles de millones de años.
Al igual que Calisto , los cráteres de Dione carecen de los rasgos de alto relieve que se ven en la Luna y Mercurio ; Esto probablemente se deba al hundimiento de la débil corteza helada a lo largo del tiempo geológico.
El 7 de abril de 2010, los instrumentos a bordo de la sonda Cassini no tripulada , que sobrevoló Dione, detectaron una fina capa de iones de oxígeno molecular ( O+
2) alrededor de Dione, tan delgada que los científicos prefieren llamarla exosfera en lugar de atmósfera tenue. [25] [26] La densidad de los iones de oxígeno molecular determinada a partir de los datos del espectrómetro de plasma Cassini oscila entre 0,01 y 0,09 por cm 3 . [26] [27]
Los instrumentos de la sonda Cassini no pudieron detectar directamente agua de la exosfera debido a los altos niveles de fondo, [26] pero parece que las partículas altamente cargadas de los poderosos cinturones de radiación del planeta podrían dividir el agua del hielo en hidrógeno y oxígeno. [25]
Dione fue fotografiada por primera vez por las sondas espaciales Voyager . También ha sido sondeada cinco veces desde distancias cercanas por la sonda Cassini . Hubo un sobrevuelo cercano a una distancia de 500 km (310 millas) el 11 de octubre de 2005; [28] Se realizó otro sobrevuelo el 7 de abril de 2010, también a una distancia de 500 km. [29] Se realizó un tercer sobrevuelo el 12 de diciembre de 2011 a una distancia de 99 km (62 millas). El siguiente sobrevuelo fue el 16 de junio de 2015 a una distancia de 516 km (321 millas), [30] y el último sobrevuelo de Cassini se realizó el 17 de agosto de 2015 a una distancia de 474 km (295 millas). [31] [32]
En mayo de 2013, se anunció que la nave espacial Cassini de la NASA había proporcionado a los científicos pruebas de que Dione es más activa de lo que se pensaba anteriormente. Utilizando datos topográficos, los equipos de la NASA dedujeron que la depresión de la corteza asociada con una cresta montañosa prominente en el hemisferio principal se explica mejor si hubiera un océano líquido subsuperficial global como el de Encelado. [21] [33] [34] La cresta Janiculum Dorsa tiene una altura de 1 a 2 km (0,6 a 1,2 millas); La corteza de Dione parece arrugarse 0,5 km (0,3 millas) debajo de ella, lo que sugiere que la corteza helada estaba caliente cuando se formó la cresta, probablemente debido a la presencia de un océano líquido bajo la superficie, que aumenta la flexión de las mareas. [35]
