Dione ( / d aɪ ˈ oʊ n i / ), también denominada Saturno IV , es la cuarta luna más grande de Saturno . Con un diámetro medio de 1123 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 rocas y hielo de agua aproximadamente iguales en masa. Su hemisferio posterior está marcado por grandes acantilados y escarpes llamados chasmata ; el hemisferio posterior también es significativamente más oscuro en comparación con el hemisferio anterior.
La luna fue descubierta por el astrónomo italiano Giovanni Domenico Cassini en 1684 y recibe su nombre de la titánide Dione de la mitología griega . La sonda espacial Voyager 1 captó por primera vez una imagen de cerca de Dione en 1980. Más tarde, la sonda 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 bautizó las cuatro lunas que descubrió ( Tetis , Dione, Rea y Jápeto ) como 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 recibieron nombre hasta 1847, cuando el hijo de William Herschel, John Herschel, publicó Resultados de las observaciones astronómicas realizadas en el Cabo de Buena Esperanza, sugiriendo que se utilizaran los nombres de los Titanes (hermanos y hermanas 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 Encélado , completando una órbita de Saturno por cada dos órbitas completadas por Encélado. Esta resonancia mantiene la excentricidad orbital de Encélado (0,0047), proporcionando una fuente de calor para la extensa actividad geológica de Encélado, que se muestra más dramáticamente 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 mareas. [13]
Dione tiene dos lunas coorbitales o troyanas , Helene y Polydeuces . Están ubicadas dentro de los puntos lagrangianos de Dione L 4 y L 5 , 60 grados por delante y por detrás de Dione respectivamente. Stephen P. Synnott informó en 1982 de una luna coorbital líder doce grados por delante de Helene. [14] [15]
Con un diámetro de 1122 km (697 mi), 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, es probable que el interior de Dione sea una combinación de roca de silicato y hielo de agua en partes casi iguales en masa. [17]
Las observaciones de forma y gravedad recogidas 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 tener la forma de un océano interno de agua salada líquida (una situación similar a la de su compañero de resonancia orbital, Encélado ). [17] [18] [19] [20] La curvatura hacia abajo de la superficie asociada con la dorsal de 1,5 km de altura Janiculum Dorsa se puede explicar más fácilmente por la presencia de dicho océano. [21] [22] Ninguna de las lunas 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 mareas es mayor. [20]
Aunque algo más pequeña y densa, Dione es muy similar a Rea . Ambas tienen características de albedo similares y un terreno variado, y ambas tienen hemisferios delantero y trasero diferentes . El hemisferio delantero de Dione está plagado de cráteres y es uniformemente brillante. Su hemisferio trasero, sin embargo, contiene una característica superficial inusual y distintiva: una red de acantilados de hielo brillantes.
Los científicos reconocen características geológicas dioneanas 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 estos rasgos 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 debajo. Una hipótesis fue que poco después de su formación, Dione fue geológicamente activo, y algún proceso como el criovulcanismo resurgió gran parte de su superficie, con las vetas formadas a partir de erupciones a lo largo de grietas en la superficie de Dione que cayeron en forma de nieve o ceniza. Más tarde, después de que cesó la actividad interna y la renovación de la superficie, la formación de cráteres continuó principalmente en el hemisferio anterior y eliminó los patrones de vetas allí.
Esta hipótesis se demostró errónea cuando la sonda Cassini sobrevoló la zona el 13 de diciembre de 2004, al obtener imágenes en primer plano que revelaron que las "huellas" no eran, en realidad, depósitos de hielo, sino más bien brillantes acantilados de hielo creados por fracturas tectónicas (chasmata). Dione resultó ser un mundo atravesado por enormes fracturas en su hemisferio posterior.
El orbitador Cassini realizó un sobrevuelo más cercano a Dione a 500 kilómetros (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 "vírgenes" lineales que miden cientos de kilómetros de largo pero menos de 5 kilómetros de ancho. Estas líneas corren paralelas al ecuador y solo son visibles en latitudes más bajas (a menos de 45° norte o sur); se observan características similares en Rhea . Son más brillantes que todo lo que las 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 lo largo de la superficie por impactos de baja velocidad de material proveniente de los anillos de Saturno, lunas coorbitales o cometas que se acercan. [23]
La superficie helada de Dione incluye terreno con muchos cráteres, llanuras moderadamente craterizadas, llanuras ligeramente craterizadas y áreas de fracturas tectónicas. El terreno con muchos cráteres tiene numerosos cráteres de más de 100 kilómetros (62 millas) de diámetro. Las áreas 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 con muchos cráteres se encuentra en el hemisferio posterior, y las áreas de llanura con menos cráteres están presentes en el hemisferio anterior. Esto es lo opuesto a lo que algunos científicos esperaban; Shoemaker y Wolfe [24] propusieron un modelo de craterización para un satélite bloqueado por mareas con las tasas de craterización más altas en el hemisferio anterior y las más bajas en el hemisferio posterior. Esto sugiere que durante el período de intenso bombardeo, Dione estaba bloqueado por mareas con Saturno en la orientación opuesta. Dado que Dione es relativamente pequeño, un impacto que provocara un cráter de 35 kilómetros podría haber hecho girar al satélite. Dado 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 albedo brillante de la cara delantera 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 las características de alto relieve que se observan en la Luna y Mercurio ; esto probablemente se debe 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 no tripulada Cassini , 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 iones de oxígeno molecular determinada a partir de los datos del espectrómetro de plasma de Cassini varía de 0,01 a 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 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 estudiada cinco veces desde distancias cercanas por la sonda Cassini . Hubo un sobrevuelo cercano a una distancia de 500 km (310 mi) 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 mi). El siguiente sobrevuelo fue el 16 de junio de 2015 a una distancia de 516 km (321 mi), [30] y el último sobrevuelo de Cassini se realizó el 17 de agosto de 2015 a una distancia de 474 km (295 mi). [31] [32]
En mayo de 2013, se anunció que la sonda espacial Cassini de la NASA había proporcionado a los científicos evidencia de que Dione es más activo de lo que se creía anteriormente. Utilizando datos topográficos, los equipos de la NASA dedujeron que la depresión de la corteza asociada con una prominente cresta montañosa en el hemisferio principal se explica mejor si había un océano líquido subsuperficial global como el de Encélado. [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 fruncirse 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 subsuperficial, que aumenta la flexión de marea. [35]
