Dione (luna)
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| Descubrimiento | |
|---|---|
| Descubierto por | Giovanni Cassini |
| Fecha | 21 de marzo de 1684 |
| Características orbitales | |
| Semieje mayor | 377.396 km |
| Excentricidad | 0,0022 |
| Periodo orbital | 2,736915 d |
| Inclinación | 0,019 ° |
| Satélite natural de | Saturno |
| Características físicas | |
| Diámetro principal | 1118 km |
| Masa | 1,096×1021 kg |
| Densidad media | 1,50 g/cm³ |
| Gravedad superficial | 0,022 m/s² |
| Periodo de rotación | 2,736915 d (síncrono con su órbita) |
| Inclinación axial | 0,0 ° |
| Albedo | 0,55 |
| Atmósfera | inexistente |
Dione es una luna de Saturno descubierta en 1684 por Giovanni Cassini; el nombre proviene de la mitología griega. Cassini nombró a las cuatro lunas descubiertas por él (Tetis, Dione, Rea y Jápeto ) Sidera Lodoicea ("las estrellas de Luis") en honor al rey Luis XIV. Los astrónomos de la época adoptaron la convención de nombrar a los satélites con números romanos, y Dione también se conoce como Saturno IV. Los nombres mitologicos de los satélitesde Saturno fueron propuestos por John Herschel (hijo de William Herschel, descubridor de Mimas y Encélado) en su estudio publicado en 1847, Results of Astronomical Observations made at the Cape of Good Hope ([1]) donde sugirió los nombres de los Titanes, hermanos y hermanas de Cronos.
Tabla de contenidos |
[editar] Características físicas
Dione esta compuesto principalmente de agua congelada. Sin embargo, dado que Dione es la luna más densa de Saturno (aparte de Titán, cuya densidad es mayor por compresión gravitacional), seguramente debe tener materiales más densos en su interior, como por ejemplo rocas de silicio.
Aunque un poco más pequeña, Dione es una luna muy similar a Rea. Las dos tienen composiciones y características de albedo similares, y las dos exhiben asimetrías en sus hemisferios de adelante y atrás. El hemisferio delantero de Dione esta muy craterizado y es uniformemente brillante. Su hemisferio trasero contiene una red de líneas brillantes aunque no muy bien definidas sobre un mar de fondo oscuro. Gracias a las imágenes de mayor resolución de la sonda Cassini, ahora se sabe que estas líneas en realidad son grandes acantilados de hielo.
Los científicos reconocen los siguientes tipos de características geológicas en la superficie de Dione:
- Chasmata
- Lineae (acantilados de hielo)
- Cráteres
[editar] Lineae
Antes del encuentro cercano de Cassini a Dione, el 13 de diciembre de 2004, no se entendía el origen de las líneas difusas (detectadas a baja resolución por la sonda Voyager a principios de la década de los 80). Lo único que se sabía era que estas líneas era finas y tenían un alto albedo. Una hipótesis era que poco después de su formación Dione estuvo activa geológicamente y algún proceso de tipo volcánico modificó su superficie en ese entonces, con rayas o líneas formándose a partir de erupciones donde existían rajaduras, y material helado cayendo cerca en forma de nieve o cenizas. Sin embargo, las imágenes de alta resolución de Cassini han demonstrado que esta hipótesis es incorrecta y que estas líneas difusas no son depósitos de hielo, sino que son fallas o acantilados de hielo brillante, creadas por fracturas de tipo tectónico. Estas enormes fracturas se encuentran en el hemisferio trasero de Dione. Cassini tomó imágenes muy detalladas desde unos 500 km el 11 de octubre de 2005. Algunas de estas fotos fueron tomadas desde orientaciones propicias, con lo que se pudo demostrar que dichos acantilados tenían varios cientos de metros de altura.
[editar] Cráteres
La superficie helada de Dione incluye regiones de alta y moderada craterización; llanos ligeramente craterizados; y áreas de fracturas tectónicas. Las regiones altamente craterizadas tienen numerosos cráteres mayores de 100 kilómetros de diámetro. El área de los llanos tiene cráteres menores de 30 kilómetros de diámetro. Una fracción alta del area altamente craterizada está situada en el hemisferio de atrás. Esto es lo opuesto de lo que esperaron algunos científicos; E. Shoemaker y Wolfe en 1982 propusieron un modelo de craterización para un satélite frenado por las mareas, donde los cometas eclípticos caerían más seguido en el hemisferio de adelante que el de atrás. Esto sugiere que durante el período del bombardeo pesado, Dione estaba en una orientación opuesta a la de hoy. Dado que Dione es relativamente pequeña, un impacto capaz de causar un cráter de 35 kilómetros o más habría podido reorientar el satélite. Puesto que hay muchos cráteres mayores de 35 kilómetros, Dione se habría podido reorientar en varias ocasiones durante el periodo de bombardeo pesado temprano ("Late Heavy Bombardment"). El patrón de craterización desde entonces y del albedo brillante del lado principal sugiere que Dione ha permanecido en su orientación actual por varios miles de millones años. Al igual que Callisto, los cráteres de Dione carecen las alturas características del relieve de la Luna y Mercurio; esto es probablemente debido a la deformación de la débil corteza de Dione a través de escalas de tiempo geológico.
[editar] Satélites troyanos
Al igual que Tetis, Dione posee dos satélites troyanos/co-orbitales: Helena y Pollux, los cuales orbitan Saturno en los puntos Lagrangianos L4 y L5 de Dione. Póllux es interesante en el sentido que fue recientemente descubierto (2004) por la sonda Cassini, mientras que la existencia de Helena se conocía desde 1980.
