Nuestro viaje por el Sistema Solar continúa. Seguimos inmersos en el subsistema saturniano, compuesto por multitud de cuerpos de diversos tamaños: tras conocer el gigante en sí mismo hemos visitado sus anillos (con algunos pequeños satélites menores embebidos en ellos) y luego las primeras lunas de tamaño considerable, Mimas, Encélado y Tetis. Hoy conoceremos la cuarta de estas hermanas, la penúltima luna aún sumergida en el anillo E: Dione, así como un par de satélites menores asociados a ella. Aunque, como sucedió con Tetis, Dione no es una luna demasiado sorprendente, incluso una simple bola de hielo gigante puede quitar el hipo cuando proporciona imágenes como ésta:
Dione vista por Cassini en 2005 (NASA/JPL/Space Science Institute). Versión a 7600x2000 px (ojo que es enorme).
Dione es un satélite que conocemos desde hace siglos. Como hemos mencionado antes en la serie, es una de las cuatro lunas saturnianas descubiertas por el astrónomo italiano Giovanni Domenico Cassini desde su observatorio de París entre 1671 y 1684 (las otras tres son Tetis, Rea y Jápeto). Cassini no dio nombre a cada una de las cuatro, sino que las bautizó colectivamente como sidera lodoicea en honor a Luis XIV de Francia, como solía pasar por aquellos tiempos. No fue hasta el siglo XIX que John Herschel sugirió los nombres que usamos hoy para estos satélites, incluido el de Dione. El nombre hace referencia a una de las titánides. Si has leído la Ilíada, aparece allí curando las heridas sufridas por su hija Afrodita a causa de la lanza de Diómedes. El nombre tiene la misma raíz que Diana y Zeus y significa simplemente diosa.
Esta diosa, sin embargo, es humilde: tiene un radio medio de unos 560 km, una tercera parte que nuestra propia Luna. Como veremos más adelante en la serie ni siquiera es tan grande como otros satélites saturnianos, pero sí es el más grande de los que hemos visto hasta el momento – Mimas y Encélado eran muchísimo más pequeños, y el propio Tetis tenía unos 530 km de radio, ligeramente inferior al de Dione. Es algo así como la hermana mayor de las otras tres.
Si bien el tamaño de Dione es mucho más pequeño que el de nuestra Luna terrestre, ambos satélites orbitan alrededor de sus planetas –Saturno en un caso, la Tierra en el otro– prácticamente a la misma distancia, casi 380 000 km. Si hiciésemos un vídeo de cada una de las dos órbitas, serían casi indistinguibles en su trayectoria; ahora bien, en ese vídeo notaríamos una diferencia descomunal entre ambos movimientos – Dione tarda unos 2,7 días en dar una vuelta a Saturno, frente a las cuatro semanas que la Luna tarda en orbitar la Tierra. La razón es que la masa de Saturno es gigantesca comparada con la de la Tierra, claro.
Dione y sus hermanas pequeñas para hacer una idea de sus distancias a Saturno (NASA). Versión a 2672x970 px.
Dado que nuestra Luna, “atada” por una fuerza gravitatoria mucho más modesta, siempre muestra la misma cara a la Tierra, puedes imaginar que lo mismo le sucede a Dione (como también pasaba con sus tres hermanas menores): su período de rotación es idéntico al de traslación, 2,7 días, con lo que siempre presenta la misma cara a Saturno. Esto significa que tiene un hemisferio “delantero” y otro “trasero” en su movimiento, un concepto del que ya hemos hablado varias veces en esta serie y que suele proporcionar características diferentes a la superficie de los satélites en cada lado –y de esto hablaremos en un momento, porque aquí sí hay sorpresas–.
Además, la órbita de Dione es casi exactamente circular: su excentricidad (el “achatamiento” de la elipse respecto a una circunferencia perfecta) es 0,002. Sabes la suficiente planetología –aunque tal vez no seas consciente de ello– como para predecir algo sobre Dione a consecuencia de esto: apenas sufre fuerzas de marea, con lo que su interior no está tan caliente como el de otras lunas de Saturno como Encélado, no digamos ya si la comparamos con auténticos hornos como Ío.
Sin embargo, a pesar de que la órbita de Dione es bastante anodina, proporciona gran interés a la de su hermano menor Encélado, como ya dijimos al hablar de aquel satélite. Ambas lunas presentan una resonancia de Laplace de 2:1, es decir, Dione tarda el doble en dar una vuelta a Saturno que Encélado. Como consecuencia, la hermana pequeña –Encélado– sufre “tirones” gravitatorios considerables por parte de Dione que provocan una excentricidad considerable en su órbita. Dione, sin embargo, al tener bastante más masa que Encélado, apenas cambia su distancia al planeta y mantiene una órbita casi circular.
Lo curioso del asunto es la cadena de causas y consecuencias. Dione afecta a la órbita de Encélado, haciéndola más excéntrica y provocando así el calentamiento de marea en su interior del que hablamos en su momento. Como consecuencia de esto, como vimos también al hablar de Encélado, esa luna tiene una dinámica interna muy violenta, criovolcanes y todo lo demás. El criovulcanismo de Encélado libera a su vez una gran cantidad de materia al espacio: el anillo E. Pero, dado que Dione está inmersa en el anillo E, como el resto de lunas de esta región sufre una lenta pero constante “nevada” de pequeñas partículas del anillo. ¡Pero la responsable última es ella misma! Ella es quien pone en marcha la cadena de procesos que termina cubriéndola poco a poco de partículas del anillo.
Aunque el telescopio de Cassini fuera suficientemente bueno para descubrir Dione y posteriormente utilizásemos otros aún mejores para ver la luna, el gran salto en nuestro conocimiento sobre ella se produjo –como tantas otras veces en el subsistema saturniano– cuando los primeros objetos construidos por el ser humano se aventuraron en estas regiones exteriores del Sistema Solar. Por magníficas que sean las imágenes que podemos ver con telescopios desde la Tierra, absolutamente nada podía compararse a las fotos que las Voyager nos mandaron, como ésta de las dos hermanas, Tetis y Dione, frente a Saturno:
Tetis (arriba) y Dione (abajo) frente a Saturno, fotografiadas el 3 de noviembre de 1980 a 13 millones de km del gigante (NASA/JPL).
Al acercarse más a la Dione, las sondas Voyager nos revelaron una luna típica de esta gélida región del Sistema Solar: una bola cubierta de hielo, carente de atmósfera y cubierta de cráteres de diversos tamaños. Al igual que hemos visto en otras lunas heladas, la falta de consistencia de la superficie de hielo hace que los cráteres no sean muy profundos, y que no tengan paredes tan altas como sucede, por ejemplo, en nuestra propia Luna. En esta foto, tomada por Voyager 1, puedes ver dos de los más imponentes –nombrados en honor a personajes relacionados con Dione, por supuesto–:
Dione fotografiada por Voyager 1. A la izquierda pueden verse los cráteres Dido (arriba) y Eneas (abajo). (NASA/JPL)
Las dos sondas descubrieron además algunas cosas bastante raras en una luna tan “normalita”. La primera tenía que ver precisamente con los cráteres: aunque Dione tiene muchos, como cualquier luna antigua y sin apenas atmósfera, se concentran en una región extraña. Como hemos dicho antes, dado que Dione siempre presenta la misma cara a Saturno, en su movimiento orbital tiene una “cara delantera” y una “cara trasera”. Al moverse alrededor del gigante, la cara delantera se topa de bruces con más objetos –grandes o pequeños– que la trasera, luego lo lógico sería esperar una mayor concentración de cráteres en la parte delantera que en la trasera de la luna.
Pero los cráteres estaban agrupados justo al revés: la cara trasera de Dione tiene bastantes más que la delantera. Esto puede parecer absurdo, pero tiene una posible explicación muy razonable que seguro que comprendes si llevas toda la serie a las espaldas. Un gran porcentaje de los cráteres de cualquier objeto del Sistema Solar se produjo durante un período determinado, el del Intenso Bombardeo Tardío. Esto significa que los cráteres de Dione no están agrupados al revés de como deberían respecto al movimiento de la luna, sino al revés respecto al movimiento que describe ahora y que puede no haber sido siempre el mismo.
Saturno frente a los ojos de Voyager 1 en 1982. De arriba a abajo se ven Tetis, Dione y Rea (NASA/JPL).
Dicho de otro modo, sospechamos que hace mucho tiempo Dione se dio la vuelta en su movimiento alrededor de Saturno, de modo que la cara delantera se convirtió en la trasera y viceversa. Ojo, no me malentiendas: no empezó a girar alrededor de Saturno al revés que antes, sino que giró sobre sí misma de modo que la cara que antes miraba al gigante se puso fuera, y la que miraba hacia fuera miró hacia Saturno, lo cual también invirtió las posiciones de las caras delantera y trasera. Esto explicaría que los cráteres estén agrupados justo al revés de lo que cabría esperar: la mayoría se produjeron antes del cambio de orientación de la luna.
Ahora bien, ¿qué pudo producir este bamboleo? Dado que Dione tiene varios cráteres con un diámetro de 100 km –alrededor de un 10% del diámetro de la propia luna– la respuesta puede estar justo ahí: un impacto tremendo producido por un objeto de tamaño considerable. Los modelos sugieren que un objeto capaz de producir un cráter de al menos 35 km podría, de impactar con el ángulo adecuado, hacer que la luna diese el vuelco que parece haber dado. Y puesto que hay un buen puñado de cráteres más grandes que esa cifra –como hemos dicho antes los hay mucho mayores–, la explicación es bastante razonable.
La segunda cosa sorprendente que revelaron las imágenes enviadas por las Voyager fue la presencia de zonas alargadas de un blanco muy brillante, mucho más que el resto de la superficie del satélite, que ya es de una blancura considerable en casi todas partes. Seguro que su aspecto te resulta familiar porque nos hemos encontrado con cosas parecidas en esta misma serie en el pasado:
Surcos en Dione, en una fotografía de Voyager 1 (NASA/JPL).
Desgraciadamente la resolución de las imágenes de las Voyager no era la suficiente para ver estas estructuras blancas con la claridad necesaria, y nuestra primera idea sobre su naturaleza resultó ser errónea, aunque no es ninguna estupidez: en 1980 pensamos que eran el resultado de criovulcanismo. Dado que tantas otras lunas similares, como el propio Encélado, han soltado hielo “fresco” a través de grietas y volcanes, y que estas estructuras eran mucho más blancas que la superficie circundante –lo que hace sospechar que son más jóvenes–, parecía razonable pensar que esos surcos blancos fueran grietas a través de las cuales había salido hielo del interior hace más o menos tiempo.
Para salir de dudas –y, en este caso, también de nuestro error– hacían falta ojos más agudos que los de las hermanas Voyager, y estoy convencido de que sabes a quién me refiero. En 2004 la sonda Cassini entró en órbita alrededor de Saturno y empezó a regalarnos con imágenes que hacen que se me salten las lágrimas de vez en cuando.
Dione, vista por Cassini en todo su esplendor (NASA/JPL). Versión a 1860x1860 px.
Cassini recogió suficientes datos para hacernos una mejor idea de las características de Dione y, además, para desentrañar el secreto de los surcos blancos sobre su superficie. La luna tiene una masa de unos 1021 kg lo cual, como siempre, no dice mucho salvo que lo comparemos con otra cosa. Nuestra propia Luna tiene una masa de unos 7·1022 kg, es decir, unas setenta veces la masa de Dione. Como digo, esta diosa no lo es tanto, aunque hay que recordar que nuestro propio satélite es un monstruo –sobre todo teniendo en cuentra el tamaño de la Tierra–.
Para otra referencia, aquí tienes una maravillosa foto tomada por Cassini en 2011 a 2 millones de kilómetros de la luna. Al fondo se ve un auténtico satélite gigante, Titán –del que aún no hemos hablado–. También puedes ver dos pequeñas lunas que sí hemos visitado ya en la serie: Pandora a la derecha de la foto, y Pan a la izquierda en la división de Encke.
Dione, fotografiada por Cassini a 2 millones de km de distancia con Titán al fondo (NASA/JPL). Versión a 1004x940 px.
Con la masa y el volumen de Dione es posible calcular su densidad media, que es bastante grande para una luna helada: 1 500 kg/m3, un 50% más que el agua. Una vez más, ya sabes lo suficiente para extraer conclusiones sobre esto: Dione tiene un núcleo rocoso bajo todo este hielo, de modo que es algo más que una bola gélida. Los espectrómetros de Cassini, por cierto, nos confirmaron cuán gélida es – unos 87 K, es decir, ciento ochenta y seis grados bajo cero, que se dice pronto. Es mejor llevarse la rebequita.
Dione frente a Saturno, con los anillos de canto (NASA/JPL/Space Science Institute).
La sonda se ha acercado mucho a Dione: ha dado varias pasadas cuidadosamente planeadas al satélite para fotografiar su superficie con la mayor resolución posible, crear un mapa de su geografía y descubrir la naturaleza de los surcos helados. En 2011 Cassini casi rozó a Dione – pasó a tan sólo 99 km de su superficie, más cerca que nunca antes. Gracias a las fotos de la pequeña sonda tenemos un mapa completo de la superficie de Dione, del que puedes disfrutar aquí:
Mapa de Dione. Ojo con la versión de alta resolución que es un monstruo: 6203x3521 px. (NASA/JPL).
En el mapa puedes ver la diferencia entre los dos hemisferios de Dione: la luna “mira hacia delante” donde el mapa marca la longitud de 90º, y “hacia atrás” donde marca 270º. Resulta sorprendente lo limpia que está la superficie delantera comparada con la trasera, ¿verdad? De ahí la hipótesis sobre la inversión de las caras del satélite. Pero ¿y qué hay de los surcos blancos? Cassini también obtuvo magníficas imágenes de ellos. Al mirarlos de lejos sigue siendo difícil saber qué son realmente, pero muy fácil disfrutar de su belleza:
Los surcos blancos, vistos por Cassini (NASA/JPL).
Pero al acercarse más, la sonda obtuvo imágenes en las que los surcos no se veían completamente desde arriba, sino con cierto ángulo y a una distancia corta, y entonces resultó evidente que no eran afloraciones de hielo consecuencia del criovulcanismo: eran barrancos de hielo. Debido a procesos geológicos –en eso sí teníamos razón en nuestras suposiciones– la superficie se ha fracturado en una miríada de lugares, produciendo larguísimos barrancos con un desnivel entre ambos lados que puede llegar hasta los cien metros.
Los barrancos helados a menor distancia (NASA/JPL).
Dado que la superficie casi vertical es más nueva que las horizontales a ambos lados –pues sólo ha sido visible desde la propia fractura– está más limpia y es más blanca. Dado que estos desniveles no son completamente verticales, las regiones en las que abundan presentan un mayor albedo al mirarlas desde arriba: de ahí las zonas alargadas y blancas vistas por las Voyager. En la siguiente imagen, tomada a escasa altitud sobre la superficie de la luna y con cierto ángulo, resulta obvio lo que son:
Versión a 1024x1024 px (NASA/JPL).
La verdad es que, una vez descubierta la auténtica naturaleza de estos cráteres, hay poco misterio en esta luna. Sigue siendo extraño el hecho de que se haya “dado la vuelta”, si es que lo ha hecho, pero hoy en día parece geológicamente muerta y bastante común y corriente. En 2010 Cassini detectó trazas de atmósfera a su alrededor, pero de una densidad tan minúscula que llamarlo atmósfera resulta atrevido: es más bien un puñado de iones alrededor de la luna. Dado que Dione sufre una lenta pero continua lluvia de partículas del anillo E en el que está inmersa, ni siquiera parece probable que esta tenue atmósfera provenga de su interior.
Dicho todo esto, como bien sabes si eres un viejo habitante de esta serie, lo aburrido sólo es malo para ciertas cosas: para establecer bases permanentes en cuerpos celestes cuanto más aburrimiento, mejor. Dione es un lugar razonablemente seguro dentro del subsistema saturniano: geológicamente estable, lejos de zonas mucho más barridas por partículas energéticas, algo menos hundida en el pozo gravitatorio del gigante… no es un mal lugar en absoluto para establecer una base de abastecimiento. Posee una ventaja adicional: la inmensa cantidad de agua en forma de hielo que contiene. Tal cantidad de átomos de hidrógeno suponen un buen número de isótopos pesados, como deuterio y tritio, que podrían ser una buena fuente de combustible si algún día tenemos naves que empleen la fusión nuclear (y si nunca las tenemos, vamos dados).
Abandonando ya su superficie, Dione no está sola en su órbita: no sólo influye sobre Encélado debido a su atracción gravitatoria sino que ha sido capaz de atrapar a dos cuerpos menores en su propia órbita en sus dos puntos troyanos. No voy a repetir aquí la explicación de cómo se produce esto, porque lo hicimos a conciencia al hablar sobre los asteroides troyanos de Júpiter, pero si has leído aquel artículo no te sorprenderá el hecho de que, a pesar de que Dione no tiene una masa muy grande, tiene dos compañeros orbitales en los puntos de Lagrange L4 y L5.
Los cinco puntos de Lagrange (especialmente interesantes ahora L4 y L5).
El objeto de L5 y el más pequeño de los dos es Polideuco, uno de los nombres dados a Pólux, el hermano de Cástor. Polideuco no es visible desde la Tierra y fue descubierto por Cassini en 2004 . Dado que la sonda no se ha acercado demasiado a él, sabemos más bien poco, pero parece ser un objeto pequeñísimo, de unos dos o tres kilómetros de diámetro medio. Naturalmente con este tamaño no mantiene su consistencia debido a la gravedad y tiene una forma bastante alargada. Lo siento, porque bien disfruto compartiendo imágenes impresionantes, pero esto es lo mejor que tenemos cuando escribo estas líneas:
Polideuco fotografiado por Cassini (NASA/JPL).
Polideuco es interesante sobre todo porque, a pesar de que se bambolea alrededor de L5, se aleja bastante de ese punto. Dicho más técnicamente, Polideuco sufre una libración alrededor del punto de Lagrange: si considerásemos L5 como fijo, este minúsculo objeto realizaría una especie de órbitas a su alrededor. Dado que L5 se mueve según lo hace Dione, el movimiento de Polideuco es más complicado. Este díscolo dióscuro, que debería mantenerse más o menos desviado 60º respecto a la posición de Dione en su órbita, a veces se acerca hasta 34º y a veces se aleja hasta 91º, pero siempre en un movimiento periódico.
Mucho más obediente que Polideuco es el otro co-orbital de Dione, Helena, que libra alrededor del punto de Lagrange L4. Helena es mucho más grande que Polideuco, tanto que fue descubierta desde la Tierra en 1980. Como casi al mismo tiempo disponíamos de las Voyager por esta región del sistema, pudimos mirarla con mucha más agudeza de lo que podíamos con telescopios terrestres. Helena resultó ser, como Polideuco, un objeto irregular sin la suficiente presión gravitatoria para adquirir un aspecto ni siquiera lejanamente esférico.
Helena fotografiada por Voyager 2 (NASA/JPL).
Ahora bien, en este caso sí puedo darte una imagen que merece la pena. La razón es que, a diferencia de Polideuco, Cassini sí se ha acercado bastante a Helena en varias ocasiones; su acercamiento más próximo ha sido a unos 1 800 km del pequeño objeto. Helena tiene unos 43 km en su eje más largo y unos 26 km en el más corto, lo cual no es impresionante pero mucho más digno que el minúsculo y travieso Polideuco. El aspecto de su superficie vista a poca distancia hace evidente que, al menos en un gran porcentaje, Helena es una bola helada –aunque probablemente tenga fragmentos rocosos “ensuciando” el hielo–.
Helena fotografiada por Cassini (NASA/JPL).
En la siguiente entrega de la serie continuaremos alejándonos poco a poco del gigante Saturno y visitaremos una luna muy parecida a Dione: Rea, la última de las cinco lunas inmersas en el anillo E generado por Encélado (gracias al espoleo de Dione, claro). ¡Hasta entonces!
Para saber más (esp/eng cuando es posible):