Neptuno

oitavo planeta a partir do Sol

Neptuno é o oitavo planeta a partir do Sol, e o máis afastado no noso sistema solar. No sistema solar, é o cuarto planeta máis grande por diámetro, o terceiro planeta máis masivo e o planeta xigante máis denso. Neptuno ten 17 veces a masa da Terra e é lixeiramente máis masivo que Urano, que ten 15 veces a masa da Terra pero non é tan denso. Neptuno é máis denso e fisicamente máis pequeno que Urano porque a súa maior masa provoca máis compresión gravitatoria na súa atmosfera. É un dos dous planetas xigantes de xeo do sistema solar (o outro é Urano). Estando composto principalmente por gases e líquidos, non ten unha "superficie sólida" ben definida. O planeta orbita ao redor do Sol unha vez cada 164,8 anos a unha distancia media de 30,1 UA (4.500 millóns de km; 2.800 millóns de millas), unhas 30 veces a distancia da Terra ao Sol.[1] Neptuno recibiu o nome do deus romano dos mares e o seu símbolo astronómico é ♆, unha versión estilizada do tridente do deus.[a]

Neptuno ♆
Neptuno dende a Voyager 2, os días 16 e 17 de agosto de 1989.
Neptuno dende a Voyager 2, os días 16 e 17 de agosto de 1989.
Descubrimento
Descuberto por Urbain Le Verrier
John Couch Adams
Johann Galle
Descuberto o 23 de setembro de 1846
Características orbitais
Raio medio 4 498 252 900 km
Excentricidade 0,00858587
Período orbital 164 a 288 d 13 h
Período sinódico 367,5 días
Velocidade orbital media 5,4778 km/s
Inclinación orbital 1,76917°
Número de satélites 13
Características físicas
Diámetro ecuatorial 49 572 km
Área superficial 7,65×109 km²
Masa 1,024×1026 kg
Densidade media 1,64 g/cm³
Gravidade na superficie 11,0 m/s²
Período de rotación 16 h 6,5 min
Inclinación axial 29,58°
Albedo 0,41
Velocidade de escape 23,71 km/s
Temperatura superficial
min media máx.
50K 53K M/A K
Características atmosféricas
Presión atmosférica 100-300 kPa
Hidróxeno >84%
Helio >12%
Metano 2%
Amonio 0,01%
Etano 0,00025%
Acetileno 0,00001%

Neptuno non é visible a simple vista e é o único planeta do sistema solar atopado por predición matemática máis que por observación empírica. Inesperados cambios na órbita de Urano levaron a Alexis Bouvard a deducir que esta era obxecto dunha perturbación gravicional producida por un planeta descoñecido. Despois da morte de Bouvard, a posición de Neptuno foi predita a partir das súas observacións, independentemente, por John Couch Adams e Urbain Le Verrier. Neptuno foi posteriormente observado o 23 de setembro de 1846[2] por Johann Galle máis ou menos na posición pronosticada por Urbain Le Verrier, e a súa maior lúa, Triton, foi descuberta pouco despois, aínda que ningunha das restantes 13 lúas foron localizadas telescopicamente ata o século XX. A distancia do planeta á Terra dálle un tamaño aparente moi pequeno, polo que é difícil estudar con telescopios terrestres. Neptuno foi visitado pola nave Voyager 2, que sobrevoou o planeta o 25 de agosto de 1989. A Voyager 2 segue sendo a única nave espacial que visitou Neptuno.[3][4] A chegada do telescopio espacial Hubble e dos grandes telescopios terrestres con óptica adaptativa permitiu recentemente observacións detalladas adicionais dende lonxe.

Do mesmo xeito que Xúpiter e Saturno, a atmosfera de Neptuno está composta principalmente de hidróxeno e helio, xunto con restos de hidrocarburos e posiblemente nitróxeno, aínda que contén unha maior proporción de xeos como auga, amoníaco e metano. Porén, semellante a Urano, o seu interior está composto principalmente de xeos e rochas;[5] Urano e Neptuno son normalmente considerados "xigantes de xeo" para recalcar esta distinción.[6] Xunto coa dispersión de Rayleigh, os rastros de metano nas rexións ultraperiféricas explican en parte o aspecto azul do planeta.[7] Os datos máis recentes do observatorio Gemini mostran que a cor azul está máis saturada que a presente en Urano debido á menor bruma da atmosfera máis activa de Neptuno.[8][9]

En contraste coa atmosfera nebulosa e relativamente sen características de Urano, a atmosfera de Neptuno ten patróns meteorolóxicos activos e visibles. Por exemplo, no momento do sobrevoo da Voyager 2 en 1989, o hemisferio sur do planeta tiña unha Gran Mancha Escura comparable á Gran Mancha Vermella de Xúpiter. Máis recentemente, en 2018, identificáronse e estudouse unha mancha escura principal máis nova e unha mancha escura máis pequena.[10] Ademais, estes patróns meteorolóxicos son impulsados ​​polos ventos sostidos máis fortes de calquera planeta do sistema solar, con velocidades do vento rexistradas tan altas como 2 100 km/h (580 m/s; 1 300 mph).[11] Debido á súa gran distancia do Sol, a atmosfera exterior de Neptuno é un dos lugares máis fríos do sistema solar, con temperaturas nas cimas das súas nubes aproximándose os 55 K (−218 °C; −361 °F). As temperaturas no centro do planeta son aproximadamente 5 400 K (5 100 °C; 9 300 °F).[12][13] Neptuno ten un sistema de aneis débil e fragmentado (etiquetado como "arcos"), que foi descuberto en 1984 e despois confirmado pola "Voyager 2".[14]

Historia editar

Descubrimento editar

 
Galileo Galilei

A presenza de Neptuno non se pode detectar a simple vista polo que foi preciso a invención do telescopio para podelo observar.[15] Porén, este descubrimento diferenciouse dos do resto dos planetas porque foi consecuencia non da observación directa senón do cálculo matemático: compría a existencia dalgún corpo celeste para explicar unha serie de perturbacións na órbita de Urano.[15]

Galileo fixo algunhas das primeiras observacións rexistradas a través dun telescopio, Os debuxos de Galileo do 28 de decembro de 1612 e do 27 de xaneiro de 1613 conteñen puntos trazados que coinciden co que agora se sabe que foron as posicións de Neptuno nesas datas. En ambas as ocasións, Galileo parece confundir a Neptuno cunha estrela fixa cando apareceu preto —en conxunción—de Xúpiter no ceo nocturno.[16] Polo tanto, non se lle acredita o descubrimento de Neptuno. Na súa primeira observación en decembro de 1612, Neptuno estaba case parado no ceo porque acababa de volverse retrógrado, ese día. Este aparente movemento cara a atrás créase cando a órbita terrestre pasa por un planeta exterior. Debido a que Neptuno só comezaba o seu ciclo retrógrado anual, o movemento do planeta era demasiado leve para ser detectado co pequeno telescopio de Galileo. [17] En 2009, un estudo suxeriu que Galileo era polo menos consciente de que a "estrela" que observara movíase en relación ás demais estrelas fixas.[18]

En 1821, Alexis Bouvard publicou as táboas astronómicas da órbita do planeta veciño de Neptuno, Urano.[19] Observacións posteriores revelaron desviacións substanciais nas táboas, o que levou a Bouvard a hipótese de que un corpo descoñecido estaba perturbando a órbita a través da interacción gravitatoria.[20] En 1843, John Couch Adams comezou a estudar a órbita de Urano utilizando os datos que tiña. Solicitou datos adicionais a sir George Airy, o Astrónomo Real, quen llos forneceu en febreiro de 1844. Adams continuou traballando entre 1845–1846 e produciu varias estimacións diferentes dun novo planeta.[21][22]

 
Urbain Le Verrier

Entre 1845–1846, Urbain Le Verrier, independentemente de Adams, desenvolveu os seus propios cálculos pero non espertou ningún entusiasmo nos seus compatriotas. En xuño de 1846, ao ver a primeira estimación publicada de Le Verrier da lonxitude do planeta e a súa semellanza coa estimación de Adams, Airy convenceu a James Challis para que buscase o planeta. Challis percorreu en van o ceo durante agosto e setembro.[20][23] Challis, de feito, observara a Neptuno un ano antes do descubridor posterior do planeta, Johann Gottfried Galle, e en dúas ocasións, o 4 e o 12 de agosto de 1845. Non obstante, os seus mapas estelares obsoletos e as súas malas técnicas de observación fixeron que non recoñeceu as observacións como tales ata que realizou análises posteriores. Challis estaba cheo de remordementos, pero culpaba da súa neglixencia aos seus mapas e ao feito de que estaba distraído polo seu traballo simultáneo nas observacións de cometas.[24][20][25]

Mentres tanto, Le Verrier enviou unha carta e instou ao astrónomo Galle do observatorio de Berlín a buscar co telescopio refractor do observatorio. Heinrich d'Arrest, un estudante do observatorio, suxeriu a Galle que poderían comparar unha carta do ceo debuxada recentemente na rexión de Le Verrier, a localización prevista co ceo actual para buscar. a característica de desprazamento dun planeta, en oposición a unha estrela fixa. Na noite do 23 de setembro de 1846, o día en que Galle recibiu a carta, descubriu a Neptuno xusto ao nordés de Iota Aquarii, a 1° da posición "cinco graos ao leste de Delta Capricornio" que Lle Verrier predixera,[26][27] a uns 12° da predición de Adams, e na fronteira de Acuario e Capricornio segundo os límites das constelacións modernas da IAU.

A raíz do descubrimento, houbo unha acalorada rivalidade nacionalista entre os franceses e os británicos sobre quen merecía o crédito polo descubrimento. Co tempo, xurdiu un consenso internacional de que Le Verrier e Adams merecían o crédito conxunto. Desde 1966, Dennis Rawlins cuestionou a credibilidade da afirmación de Adams sobre o codescubrimento, e a cuestión foi reevaluada polos historiadores co regreso en 1998 dos "papeis de Neptuno" (documentos históricos) ao Real Observatorio de Greenwich.[28][29]

Nome editar

 
O telescopio refractor de 9" de apertura que foi utilizado por Johann Gottfried Galle no Observatorio de Berlín en 1846 para o descubrimento de Neptuno.

Pouco despois do seu descubrimento, Neptuno foi referido simplemente como "o planeta exterior a Urano" ou como "o planeta de Le Verrier". A primeira suxestión para un nome veu de Johann Galle, quen propuxo o nome Ianus. En Inglaterra, Challis presentou o nome Oceanus.[30]

En outubro, Le Verrier, intentou poñerlle o seu nome ao planeta e tivo o apoio leal para iso do director do observatorio, Francesc Aragó. Os almanaques franceses reintroduciron rapidamente o nome Herschel para Urano, en nome do descubridor dese planeta sir William Herschel, e Leverrier para o novo planeta.[31] Esta suxestión atopou unha dura resistencia fóra de Francia.[32] Reivindicando o dereito a nomear o seu descubrimento, Le Verrier propuxo rapidamente o nome de Neptuno para este novo planeta, aínda que afirmou falsamente que este fora aprobado oficialmente polo Bureau des Longitudes francés.[33]

Struve (1793-1864),[b] pronunciouse a favor do nome Neptuno o 29 de decembro de 1846, ante a Academia de Ciencias de San Petersburgo.[34] Pronto, Neptuno converteuse no nome aceptado internacionalmente. Na mitoloxía romana, Neptuno era o deus do mar, identificado co grego Poseidón. A demanda dun nome mitolóxico parecía estar en consonancia coa nomenclatura dos outros planetas, todos os cales tiñan o nome de divindades da mitoloxía grega e da mitoloxía romana.[c][35]

A maioría dos idiomas actuais utilizan algunha variante do nome "Neptuno" para o planeta; de feito, en chinés, vietnamita, xaponés e coreano, o nome do planeta traduciuse como "astro rei do mar" (海王星).[36][37] En mongol, Neptuno chámase Dalain van (Далайн ван), reflectindo o papel do seu deus homónimo como gobernante do mar. No grego moderno o planeta chámase Poseidon (Ποσειδώνας, Poseidonas), o análogo grego de Neptuno.[38] En hebreo, Rahab (רהב), foi seleccionado o nome dun monstro bíblico mariño mencionado no libro dos Salmos nunha votación xestionada pola Academia da Lingua Hebrea en 2009 como o nome oficial para o planeta, a pesar de que existe o termo latino Neptun (נפטון) que se usa comunmente.[39][40] En maorí o planeta chámase Tangaroa, chamado así polo deus maorí do mar.[41] En náhuatl, o planeta chámase Tlāloccītlalli, o nome do deus da chuvia Tlāloc.[41] En tailandés, refirense a Neptuno polo seu nome occidentalizado Dao Nepjun (ดาวเนปจูน), pero tamén se chama Dao Ketu (ดาวเกตุ, literalmente "estrela de Ketu"), despois de Ketu (केतु), o nodo lunar descendente, que xoga un papel na astroloxía hindú. En malaio, o nome Waruna, despois do deus hindú dos mares, está testemuñado xa na década de 1970,[42] pero finalmente foi substituído polos equivalentes latinos Neptun (en malaio[43]) ou Neptunus (en indonesio[44]). Na India ten un nome semellante, Varuna (devanagari: वरुण), o deus do mar na mitoloxía hindú/védica; é dicir, o equivalente de Poseidón/Neptuno na mitoloxía grecorromana.

A forma adxectival habitual é Neptuniano. A forma nonce Poseidean (/pəˈsdiən/), de Poseidón, tamén se utilizou,[45] aínda que a forma adxectival usual de Poseidón é poseidoniano (/ˌpɒsˈdniən/).[46]

Status editar

Desde o seu descubrimento en 1846 ata o descubrimento de Plutón en 1930, Neptuno foi o planeta máis afastado coñecido. Cando se descubriu Plutón, considerouse un planeta, e Neptuno converteuse así no segundo planeta máis afastado coñecido, excepto por un período de 20 anos entre 1979 e 1999, cando a órbita elíptica de Plutón achegouno máis o Sol que Neptuno.[47] As estimacións cada vez máis precisas da masa de Plutón que ían desde dez veces máis pequena ca da Terra ata moito menos que a da Lúa[48] e o descubrimento do cinto de Kuiper en 1992 levou a moitos astrónomos a debater se Plutón debería ser considerado un planeta ou como parte do cinto de Kuiper.[49][50] En 2006, a Unión Astronómica Internacional definiu a palabra "planeta" por primeira vez, reclasificando a Plutón como "planeta anano" e convertendo de novo a Neptuno no planeta máis exterior coñecido do Sistema Solar.[51]

Características editar

 
Comparación do tamaño de Neptuno e a Terra

Orbitando tan lonxe do Sol, Neptuno recibe moi pouca calor. A súa temperatura superficial media é de -218 °C. Porén, o planeta parece ter unha fonte interna de calor. Cóidase que isto se debe ao resto da calor xerada pola materia en caída durante o nacemento do planeta, que agora irradia ao espazo. A atmosfera de Neptuno ten as máis altas velocidades de ventos no sistema solar, que están por riba dos 2.000 km/h; considérase que os ventos son amplificados por este fluxo interno de calor.[52]

A estrutura interna lembra a de Urano—un núcleo rochoso cuberto por unha codia de xeo, agachada no profundo da súa grosa atmosfera. Os dous terzos internos de Neptuno están compostos dunha mestura de rocha fundida, auga, amonio líquido e metano. A terza parte exterior é unha mestura de gases quentes composta por hidróxeno, helio, auga e metano. Igual que Urano e a diferenza da composición uniforme de Xúpiter e Saturno, considérase que a estrutura interna de Neptuno consta de tres capas. Como Urano, o campo magnético de Neptuno é moi inclinado en relación ao seu eixo rotacional, a 47 °C, e desviado no mínimo en 0,55 radiáns (preto de 13.500 km) do centro físico do planeta. Comparando o campo magnético dos dous planetas, os científicos coidan que esta orientación extrema se debe aos característicos fluxos no interior do planeta, e non ao resultado da orientación lateral de Urano.

Características físicas editar

A masa de Neptuno e de 1.0243 x 1026 kg[53] é intermedia entre a Terra e os xigantes gasosos máis grandes: é 17 veces maior que a da Terra, pero só 1/19 da de Xúpiter.[d] A súa gravidade a 1 bar é 11.15 m/s2, 1.14 veces a gravidade superficial da Terra,[54] e só superado por Xúpiter.[55] O radio do ecuador de Neptuno é de 24,764 km[56] é case catro veces o da Terra. Neptuno, do mesmo xeito que Urano, é un xigante de xeo, unha subclase de planeta xigante, porque son máis pequenos e teñen maiores concentracións de volátiles que Xúpiter e Saturno.[57] Na procura de exoplanetas, Neptuno utilizouse como metonimio: os corpos descubertos de masa similar adoitan denominarse "Neptunos",[58] do mesmo xeito que os científicos se refiren a varios corpos extrasolares como "Xúpiters".

Estrutura interna editar

A estrutura interna de Neptuno aseméllase á de Urano. A súa atmosfera constitúe entre o 5 e o 10% da súa masa e esténdese quizais entre o 10 e o 20% cara ao núcleo, onde alcanza presións duns 10 GPa, ou unhas 100.000 veces a da atmosfera terrestre. Nas rexións inferiores da atmosfera atópanse concentracións crecentes de metano, amoníaco e auga.[12]

 
Composición física e química do interior de Neptuno (en inglés)

O manto equivale a entre 10 e 15 masas terrestres e é rica en auga, amoníaco e metano.[2] Como é habitual na ciencia planetaria, esta mestura denomínase volatiles aínda que se trata dun fluído quente e denso (fluído supercrítico). Esta concentranción de fluído, que ten unha alta condutividade eléctrica, ás veces chámase océano de auga e amoníaco.[59] O manto pode consistir nunha capa de auga iónica na que as moléculas de auga se descompoñen nunha sopa de hidróxeno e ións de osíxenos, e máis profundamente auga superiónica na que o osíxeno cristaliza pero os ións de hidróxeno flotan libremente dentro da rede de osíxeno[60] A unha profundidade de 7,000 km, as condicións poden ser tales que o metano se descompón en cristais de diamante que choven cara a abaixo como saraiba.[61][62][63] Os científicos tamén cren que este tipo de choiva de diamantes ocorre en Xúpiter, Saturno e Urano.[64][62] Experimentos a moi alta presión no Laboratorio Nacional Lawrence Livermore suxiren que a parte superior do manto pode ser un océano de carbono líquido con "diamantes" sólidos flotantes.[65][66][67]

O núcleo de Neptuno probablemente estea composto por ferro, níquel e silicatos, cunha estrutura interior que dá unha masa aproximadamente 1,2 veces a da Terra.[68] A presión no centro é de 7 Mbar (700 GPa), aproximadamente o dobre que a do centro da Terra, e a temperatura pode ser 5,400 K.[12][13]

Atmosfera editar

 
Esta secuencia de imaxes do Telescopio Espacial Hubble narra o aumento e diminución da cantidade de nubes en Neptuno. Este longo conxunto de observacións mostra que o número de nubes crece cada vez máis despois dun pico no ciclo solar, onde o nivel de actividade do Sol aumenta e descende rítmicamente durante un período de 11 anos. Os cambios químicos son causados pola fotoquímica, que ocorre no alto da atmosfera de Neptuno e leva tempo en formar nubes. En 1989, a sonda Voyager 2 da NASA proporcionou as primeiras imaxes en primeiro plano de nubes lineais e brillantes, que lembran os cirros da Terra, vistas no alto da atmosfera de Neptuno. Fórmanse sobre a maior parte do metano da atmosfera de Neptuno e reflicten todas as cores da luz solar, o que os fai brancos. Hubble retoma onde quedou o breve sobrevoo da Voyager mantendo un ollo continuamente no planeta cada ano.
 
Imaxe combinada de cores e infravermellos próximos de Neptuno, que mostra bandas de metano na súa atmosfera, e catro das súas lúas, Proteo, Larisa, Galatea, e Despina
Un vídeo en time-lapse de Neptuno e as súas lúas

A grande altitude, a atmosfera de Neptuno ten un 80% de hidróxeno e un 19% de helio.[12] Tamén hai unha pequena cantidade de metano. Existen bandas de absorción prominentes de metano a lonxitudes de onda superiores a 600 nm, na parte vermella e infravermella do espectro. Do mesmo xeito que con Urano, esta absorción de luz vermella polo metano atmosférico é parte do que lle dá a Neptuno o seu ton azul.[69] aínda que o azul de Neptuno difire do azul claro máis suave de Urano.

A atmosfera de Neptuno está subdividida en dúas rexións principais: a troposfera inferior, onde a temperatura diminúe coa altitude, e a estratosfera, onde a temperatura aumenta coa altitude. O límite entre ambos, a tropopausa, sitúase a unha presión de 0,1 bar (100 kPa).[6] A estratosfera dá paso á termosfera a unha presión inferior a 10−5 a 10−4 bares (de 1 a 10 Pa).[6] A termosfera fai a súa transicións coa exosfera gradualmente.

Os modelos suxiren que a troposfera de Neptuno está formada por nubes de composición variable dependendo da altitude. As nubes de nivel superior encontranse a presións inferiores a un bar, onde a temperatura é adecuada para a condensación do metano. Para presións entre un e cinco bares (100 e 500 kPa), pénsase que se forman nubes de amoníaco e sulfuro de hidróxeno. Por riba dunha presión de cinco bares, as nubes poden estar formadas por amoníaco, sulfuro de amonio, sulfuro de hidróxeno e auga. As nubes máis profundas de xeo de auga deberían atoparse a presións duns 50 bars (5,0 MPa), onde a temperatura alcanza os 273 K (0 °C). Por debaixo pódense atopar nubes de amoníaco e sulfuro de hidróxeno.[70]

Observáronse nubes de grande altitude en Neptuno que proxectan sombras sobre a cuberta de nubes opacas que hai debaixo. Tamén hai bandas de nubes a grande altitude que envolven o planeta a latitude constante. Estas bandas con forma de circunferencia teñen unha anchura de 50–150 km e sitúanse a uns 50–110 km por encima da cuberta de nubes.[71] Estas altitudes atópanse na capa onde se produce o clima, a troposfera. O tempo non se produce na estratosfera nin na termosfera superior. En agosto de 2023, as nubes de Neptuno desapareceron, posiblemente debido á "chamarada solar".[72] Trinta anos de observacións do Telescopio Espacial Hubble e dos telescopios terrestres demostraron que a actividade das nubes de Neptuno está ligada aos ciclos solares, e non ás estacións do planeta.[73][74]

O espectro de Neptuno suxire que a súa estratosfera inferior é brumosa debido á condensación de produtos da fotólise ultravioleta do metano, como o etano e o etino.[6][12] A estratosfera tamén alberga trazas de monóxido de carbono e cianuro de hidróxeno.[6][75] A estratosfera de Neptuno é máis cálida que a de Urano debido á elevada concentración de hidrocarburos.[6]

Por razóns que aínda se descoñecen, a termosfera do planeta atópase a unha temperatura anómalamente alta duns 750 K.[76][77] O planeta está demasiado lonxe do Sol para que esta calor se xere por radiación ultravioleta. Un candidato a mecanismo de quecemento é a interacción atmosférica cos ións do campo magnético do planeta. Outros candidatos son as ondas de gravidade procedentes do interior que se disipan na atmosfera. A termosfera contén trazas de dióxido de carbono e auga, que poden depositarse a partir de fontes externas como meteoritos e po.[70][75]

Color editar

As gravacións do Observatorio Lowell en 1950-2016 en lonxitudes de onda azul e verde observaron que Urano aparece un pouco máis verde nos seus solsticios de verán, que é cando un dos polos de Neptuno apunta cara ao Sol —debido a que reduciu o metano cun maior espesor de partículas de xeo de metano— e no seu inverno. Durante os equinoccios, que é cando o ecuador apunta cara ao Sol, aparece un ton lixeiramente máis azul.[78][79]

A atmosfera de Neptuno é lixeiramente azul no espectro óptico, só lixeiramente máis saturada que o azul da atmosfera de Urano. As primeiras representacións dos dous planetas esaxeraron moito o contraste de cores de Neptuno "para revelar mellor as nubes, as bandas e os ventos", facéndoo parecer azul profundo en comparación co branco roto de Urano. Os dous planetas foran fotografiados con sistemas diferentes, polo que é difícil comparar directamente as imaxes compostas resultantes. Isto foi revisado coa cor normalizada co paso do tempo, de xeito máis completo a finais de 2023.[79][80]

Magnetosfera editar

 
Simulación da magnetosfera de Neptuno. Extraído dun vídeo feito polo Scientific Visualization Studio da NASA.[84]

Neptuno parécese a Urano no seu magnetosfera, cun campo magnético fortemente inclinado con respecto ao seu eixo de rotación a 47° e desprazado polo menos 0,55 radio, ou uns 13.500 km do centro físico do planeta. Antes da chegada de Voyager 2 a Neptuno, expúxose a hipótese de que a magnetosfera inclinada de Urano era o resultado da súa rotación lateral. Ao comparar os campos magnéticos dos dous planetas, os científicos pensan agora que a orientación extrema pode ser característica de fluxos no interior dos planetas. Este campo pode estar xerado por movementos de fluídos convectivos nunha fina capa esférica de líquidos condutores eléctricos (probablemente unha combinación de amoníaco, metano e auga).[70] dando lugar a unha acción de dínamo.[85]

A compoñente dipolar do campo magnético no ecuador magnético de Neptuno é duns 14 microteslas. (0.14 G).[86] O momento magnético dipolar de Neptuno é de aproximadamente 2,2 x 1017 T·m3 (14 μT·RN3, onde RN é o radio de Neptuno). O campo magnético de Neptuno ten unha xeometría complexa que inclúe contribucións relativamente grandes de compoñentes non dipolares, incluíndo un forte momento cuadrupolar que pode superar en forza ao momento dipolar. En cambio, a Terra, Xúpiter e Saturno teñen momentos cuadrupolares relativamente pequenos e os seus campos están menos inclinados respecto ao eixo polar. O gran momento cuadrupolar de Neptuno pode ser o resultado do desprazamento desde o centro do planeta e das limitacións xeométricas do xerador de dinamo do campo.[87][88]

O arco de choque de Neptuno, onde a magnetosfera comeza a frear o vento solar, prodúcese a unha distancia de 34,9 veces o radio do planeta. A magnetopausa, onde a presión da magnetosfera contrarresta o vento solar, atópase a unha distancia de 23-26,5 veces o radio de Neptuno. A cola da magnetosfera esténdese ata polo menos 72 veces o radio de Neptuno, e probablemente moito máis alá.[87]

Clima editar

O clima de Neptuno caracterízase por sistemas de tormentas extremadamente dinámicos, con ventos que alcanzan velocidades de case 600 m/s —superando o fluxo da velocidade supersónica (1.235,52 km/h).[11] Máis tipicamente, seguindo o movemento das nubes persistentes, demostrouse que as velocidades do vento varían de 20 m/s en dirección este a 325 m/s en dirección oeste.[89] Nas cimas das nubes, a velocidade dos ventos dominantes oscila entre 400 m/s no ecuador e 250 m/s nos polos.[70] A maioría dos ventos de Neptuno móvense en dirección oposta á rotación do planeta.[90] O patrón xeral dos ventos mostrou unha rotación prograda en latitudes altas fronte a unha rotación retrógrada en latitudes baixas. Crese que a diferenza na dirección do fluxo é un "efecto pel" e non se debe a ningún proceso atmosférico máis profundo.[6] A 70° de latitude S, un chorro de alta velocidade viaxa a unha velocidade de 300 m/s.[6]

 
A gran mancha escura (arriba), Scooter (nube branca central),[91] e a pequena mancha escura (abaixo), co contraste esaxerado.

Neptuno difire de Urano no seu nivel típico de actividade meteorolóxica. A Voyager 2 observou fenómenos meteorolóxicos en Neptuno durante o seu sobrevoo en 1989,[92] pero ningún fenómeno comparable en Urano durante o seu sobrevoo en 1986.

A abundancia de metano, etano e acetileno no ecuador de Neptuno é de 10 a 100 veces maior que nos polos. Isto interprétase como unha proba do afloramento no ecuador e do afundimento preto dos polos, xa que a fotoquímica non pode explicar a distribución sen circulación meridional.[6]

En 2007, descubriuse que a troposfera superior do polo sur de Neptuno era uns 10 K máis quente que o resto da súa atmosfera, cuxa media é de aproximadamente 73 K (−200 °C). A diferenza de temperatura é suficiente para que o metano, que noutros lugares está conxelado na troposfera, escape á estratosfera preto do polo.[93] O relativo "punto quente" débese á inclinación axial de Neptuno, que expuxo o polo sur ao Sol durante o último cuarto do ano de Neptuno, ou uns 40 anos terrestres. A medida que Neptuno se desprace lentamente cara ao lado oposto do Sol, o polo sur escurecerase e o polo norte iluminarase, provocando que a liberación de metano se desprace cara ao polo norte.[94]

Debido aos cambios estacionais, observouse que as bandas de nubes do hemisferio sur de Neptuno aumentan de tamaño e albedo. Esta tendencia observouse por primeira vez en 1980. O longo período orbital de Neptuno fai que as estacións duren corenta anos..[95]

 
Catro imaxes tomadas con poucas horas de diferenza co telescopio espacial Hubble da NASA/ESA. Wide Field Camera 3. Os datos da radiación infravermella próxima utilizáronse como canle vermella.[96]

Tormentas editar

 
O vórtice SDS-2015[113] de Neptuno, durante case dous anos, semella estar encollendo e desaparecendo.[97]

En 1989, a Gran Mancha Escura, un sistema de tormentas anticiclónico que abarcaba 13000 x 6,600 km[92] foi descuberta pola nave espacial Voyager 2 da NASA. A tormenta parecíase á Gran Mancha Vermella de Xúpiter. Uns cinco anos despois, o 2 de novembro de 1994, o Telescopio Espacial Hubble non viu a Gran Mancha Escura no planeta. No seu lugar, atopouse unha nova tormenta similar á Gran Mancha Escura no hemisferio norte de Neptuno.[98]

A Scooter é outra tormenta, un grupo de nubes brancas máis ao sur que a Gran Mancha Escura. Este alcume xurdiu por primeira vez durante os meses previos o paso da Voyager 2 en 1989, cando se observaron movéndose a velocidades superiores ás da Gran Mancha Escura (e imaxes adquiridas posteriormente revelarían a presenza de nubes movéndose aínda máis rápido que as que foran detectadas inicialmente pola Voyager 2).[90] A Pequena Mancha Escura é unha tormenta ciclónica meridional, a segunda máis intensa observada durante o encontro de 1989. Inicialmente estaba completamente escura, pero a medida que a Voyager 2 achegábase ao planeta, desenvolveuse un núcleo brillante que pode verse na maioría das imaxes de maior resolución.[99] No 2018, identificáronse e estudaronse unha mancha escura principal máis recente e unha mancha escura máis pequena.[10] No 2023 anunciouse a primeira observación terrestre dunha mancha escura en Neptuno.[100]

Crese que as manchas escuras de Neptuno prodúcense na troposfera a altitudes máis baixas que os trazos nubrados máis brillantes,[101] polo que aparecen como buracos na cuberta superior das nubes. Ao tratarse de fenómenos con características estables poden persistir durante varios meses, crese que son estruturas de vórtice.[71] A miúdo asócianse ás manchas escuras nubes de metano máis brillantes e persistentes que se forman ao redor da capa tropopausa.[102] A persistencia de nubes acompañantes demostra que algunhas antigas manchas escuras poden seguir existindo como ciclóns aínda que xa non sexan visibles como trazo escuro. É posible que as manchas escuras disípense ao achegarse demasiado ao ecuador ou por algún outro mecanismo descoñecido.[103]

Calor interna editar

O clima máis variado de Neptuno en comparación con Urano débese en parte ao seu maior quecemento interno. As rexións superiores da troposfera de Neptuno alcanzan unha temperatura baixa de 51,8 K (−221,3 °C). A unha profundidade na que a presión atmosférica é igual a 1 bar (100 KPa), a temperatura é de 72,00 K (−201,15 °C).[106] A maior profundidade nas capas de gas, a temperatura aumenta de forma constante. Como no caso de Urano, descoñécese a fonte deste quecemento, pero a discrepancia é maior: Urano só irradia 1,1 veces máis enerxía que a que recibe do Sol;[107] mentres que Neptuno irradia aproximadamente 2,61 veces máis enerxía que a que recibe do Sol.[108] Neptuno é o planeta máis afastado do Sol, e atópase a máis do 50% de distancia do Sol que Urano, e só recibe o 40% da súa cantidade de luz solar,[6] con todo, a súa enerxía interna é suficiente para impulsar os ventos planetarios máis rápidos vistos no sistema solar. Dependendo das propiedades térmicas do seu interior, a calor sobrante da formación de Neptuno pode ser suficiente para explicar o seu actual fluxo de calor, aínda que é máis difícil explicar simultaneamente a falta de calor interna de Urano e ao mesmo tempo preservar a aparente similitude entre os dous planetas.[109]

Órbita e rotación editar

 
Neptuno (órbita vermella) completa unha órbita ao redor do Sol (centro) por cada 164,79 órbitas da Terra. O obxecto azul claro representa a Urano.

A distancia media entre Neptuno e o Sol é duns 4.500 millóns de quilómetros (ao redor de 30,1 UA), e completa unha órbita de media cada 164,79 anos, cunha variabilidade duns ±0,1 anos.

O 11 de xullo de 2011, Neptuno completou a súa primeira órbita baricéntrica dende o seu descubrimento en 1946, aínda que apareceu na súa posición exacta no ceo no momento do seu descubrimento, debido a que a Terra estaba nunha localización distinta na súa órbita de 365,25 días. Debido ao movemento do Sol en relación co do baricentro do Sistema Solar, o 11 de xullo Neptuno tampouco estaba na posición do seu descubrimento con relación ao Sol; se se usa o sistema heliocéntrico de coordenadas máis común, a lonxitude do descubrimento acadouse o 12 de xullo de 2011.

 
Os aneis e as lúas de Neptuno observados en infravermellos polo telescopio espacial James Webb

A órbita elíptica de Neptuno está inclinada 1,77° comparada coa da Terra. Debido a unha excentricidade de 0,011, a distancia entre Neptuno e o Sol varía 101 millóns de km entre o perihelio e o afelio, os puntos máis próximo e máis afastado do planeta ao Sol ao longo da súa traxectoria orbital.

A inclinación axial de Neptuno é de 28,32°, semellante ás inclinacións da Terra (23°) e Marte (25°). Como resultado este planeta experimenta cambios estacionais parecidos. O longo período orbital de Neptuno fai que as súas estacións duren 40 anos terrestres. O seu período de rotación sideral (día) é de aproximadamente 16,11 horas.

Debido a que Neptuno non é un corpo sólido, a súa atmosfera sofre rotación diferencial. A ampla zona ecuatorial xira nun período dunhas 18 horas, máis lento que as 16,1 horas do campo magnético do planeta. Polo contrario, nas rexións polares o período de rotación é de 12 horas. Esta rotación diferencial é a máis pronunciada dos planetas do Sistema Solar.

Formación e resonancias editar

Formación editar

 
Unha simulación que mostra os planetas exteriores e o cinto de Kuiper: a) antes de que Xúpiter e Saturno alcanzasen unha resonancia 2:1; b) tras a dispersión cara ao interior dos obxectos do cinto de Kuiper a raíz do desprazamento orbital de Neptuno; c) tras a exección dos corpos dispersos do cinto de Kuiper por Xúpiter.

A formación dos xigantes de xeo, Neptuno e Urano, resulta difícil de modelar con precisión. Os modelos actuais suxiren que a densidade de materia nas rexións exteriores do sistema solar era demasiado baixa como para explicar a formación de corpos tan grandes polo método tradicionalmente aceptado de accreción do núcleo, e propuxéronse varias hipóteses para explicar a súa formación. Unha delas é que os xigantes de xeo non se formaron por acreción do núcleo, senón a partir de inestabilidades dentro do disco protoplanetario orixinal, e que máis tarde as súas atmosferas foron destruídas pola radiación dunha estrela OB masiva próxima.[57]

Un concepto alternativo é que se formaron máis cerca do Sol, onde a densidade de materia era maior, e posteriormente migraron ás súas órbitas actuais tras a eliminación do disco protoplanetario gaseoso.[110] Esta hipótese de migración tras a formación vese favorecida, debido á súa capacidade para explicar mellor a ocupación das poboacións de obxectos pequenos observados na rexión transneptuniana.[111] A norma actual máis aceptada[112][113][114] a explicación dos detalles desta hipótese coñécese como modelo de Niza, que explora o efecto de Neptuno e os demais planetas xigantes en migración sobre a estrutura do cinto de Kuiper.

Resonancias orbitais editar

 
Diagrama que mostra as principais resonancias orbitais no cinto de Kuiper causadas por Neptuno: as rexións resaltadas son a resonancia 2:3 (plutinos), os "obxectos clásicos do cinto de Kuiper" non resonante (cubewanos) e a resonancia 1:2 (twotinos)

A órbita de Neptuno ten un profundo impacto na rexión situada xusto máis aló, coñecida como cinto de Kuiper. O cinto de Kuiper é un anel de pequenos mundos xeados, similar ao cinto de asteroides pero moito máis grande, que se estende desde a órbita de Neptuno a 30 UA ata unhas 55 UA do Sol.[115] Do mesmo xeito que a gravidade de Xúpiter domina o cinto de asteroides e determina a súa estrutura, a gravidade de Neptuno domina o cinto de Kuiper. Ao longo da historia do sistema solar, algunhas rexións do cinto de Kuiper desestabilizáronse pola gravidade de Neptuno, creando lagoas na súa estrutura. A rexión entre 40 e 42 UA é un exemplo.[116]

Existen órbitas dentro destas rexións baleiras nas que os obxectos poden sobrevivir durante a idade do sistema solar. Estas resonancias prodúcense cando o período orbital de Neptuno é unha fracción precisa do obxecto, como 1:2, ou 3:4. Se, por exemplo, un obxecto orbita o Sol unha vez por cada dúas órbitas de Neptuno, só completará media órbita no momento en que Neptuno volva á súa posición orixinal. É a resonancia máis poboada do cinto de Kuiper, con máis de 200 obxectos coñecidos,[117] é a resonancia 2:3. Os obxectos nesta resonancia completan 2 órbitas por cada 3 de Neptuno, e coñécense como plutinos porque o maior dos obxectos coñecidos do cinto de Kuiper, Plutón, atópase entre eles.[118] Aínda que Plutón cruza regularmente a órbita de Neptuno, a resonancia 2:3 garante que nunca poidan chocar.[119] As resonancias 3:4, 3:5, 4:7 e 2:5 están menos poboadas.[120]

Neptuno ten unha serie de obxectos troianos coñecidos que ocupan tanto os puntos lagrangianos Sol -Neptuno L4 como L5- rexións gravitatoriamente estables que preceden e seguen a Neptuno na súa órbita, respectivamente.[121] Os troianos de Neptuno poden considerarse en resonancia 1:1 con Neptuno. Algúns troianos de Neptuno son notablemente estables nas súas órbitas, e é probable que se formaran xunto a Neptuno en lugar de ser capturados. O primeiro obxecto identificado como asociado co punto L5 lagrangiano de Neptuno foi 2008 LC18.[122] Neptuno tamén ten un cuasisatélite temporal, (309239) 2007 RW10.[123] O obxecto foi un cuasisatélite de Neptuno durante uns 12.500 anos e permanecerá nese estado dinámico durante outros 12.500 anos.[123]

Exploración de Neptuno editar

 
Animación da traxectoria de Voyager 2.

Os deseños astronómicos de Galileo mostran que observou Neptuno por vez primeira o 28 de decembro de 1612, e novamente o 27 de xaneiro de 1613. Nas dúas ocasións, Galileo confundíu o planeta cunha estrela fixa polo que non se lle pode asignar a descuberta.

En 1821, Alexis Bouvard publicou táboas astronómicas da órbita de Urano. As observacións posteriores revelaron desvíos substanciais das táboas, levando a Bouvard a pór a hipótese da existencia dun corpo que perturbase a órbita. En 1843, John Couch Adams calculou a órbita dun oitavo planeta que puidese explicar o movemento de Urano. Enviou os seus cálculos a Sir George Airy, que os rexeitou con certa frialdade, levando a Adams abandonar o asunto.

En 1846, Urbain Le Verrier, independentemente de Adams, reproduciu os seus cálculos mais tamén atopou dificultades en atopar algún entusiasmo nos seus compatriotas. Porén, o mesmo ano, John Herschel comezou a promover a abordaxe matemática e convenceu a James Challis de procurar o planeta. Tendo en conta o seu período orbital de 164 anos e 288 días, o planeta completou unha orbita dende o seu descubrimento en 1846 no ano 2011, isto implica que se atopa na actualidade aproximadamente na mesma posición na que foi descuberto.

Á espera de que outra nave faga un traballo que supere á Voyager 2, o telescopio espacial Hubble toma imaxes de xeito periódico dende 1990.[124] En 2019, viu que Neptuno presentaba unha nova treboada escura de case 11 000 km de diámetro, acompañada de nubes brancas, formadas cando o fluxo de aire ambiental se perturba e desvía cara a arriba sobre o vórtice escuro (que xira en sentido anticiclónico ó igual que a gran mancha vermella de Xúpiter), facendo que os gases conxelen formando cristais de xeo de metano. Tanto Urano como Neptuno non teñen unha superficie sólida, senón capas de hidróxeno e helio que rodean un interior rico en auga, que podería envolver un núcleo rochoso. O metano da atmosfera absorbe a luz vermella e dispersa lonxitudes de onda máis curtas, o que dá a estes planetas a súa característica cor ciano.[125]

Satélites de Neptuno editar

Artigo principal: Satélites de Neptuno.
 
Imaxe co nome das numerosas lúas de Neptuno captadas polo Telescopio espacial James Webb. A estrela de difracción azul brillante é Tritón, a lúa máis grande de Neptuno.
 
Tritón

Neptuno ten 16 lúas coñecidas.[126] A maior delas, que comprende o 99,5% da masa en órbita ao redor do planeta e o único cunha masa o suficientemente grande para ser esférico, é Tritón, descuberta por Willian Lassell apenas 17 días despois da descuberta de Neptuno. A diferenza doutras grandes lúas planetarias do Sistema Solar, Tritón ten unha órbita retrógrada, indicando que foi capturado en vez de formarse alí; probablemente algunha vez foi un planeta anano no cinto de Kuiper.[127] Está o suficientemente preto de Neptuno como para ser bloqueado nunha rotación sincrónica, e está a caer lentamente en espiral debido á aceleración de marea. Acabará desintegrándose dentro duns 3.600 millóns de anos, cando alcance o límite de Roche.[128] En 1989, Tritón era o obxecto máis frío que se mediu até entón no sistema solar,[129] con temperaturas estimadas de 38 K (−235 °C).[130][131] Esta temperatura tan baixa débese ao altísimo albedo de Tritón, que fai que reflicta moita luz solar en lugar de absorbela.[132][133]

O segundo satélite coñecido de Neptuno (por orde de descubrimento), é a lúa irregular Nereida, que ten unha das órbitas máis excéntricas de todos os satélites do sistema solar. A excentricidade de 0,7512 dálle unha apse que é sete veces a súa periapse distancia de Neptuno.[e]

De xullo a setembro de 1989, a Voyager 2 descubriu seis lúas de Neptuno. Delas, Proteo de forma irregular destaca por ser tan grande como pode ser un corpo da súa densidade sen ser arrastrado a unha forma esférica pola súa propia gravidade.[134] Aínda que é a segunda lúa de Neptuno máis masiva, é só o 0,25% da masa de Tritón. As catro lúas máis internas de Neptuno -Náiade, Talasa, Despina e Galatea- orbitan o suficientemente preto como para estar dentro dos aneis de Neptuno. A seguinte máis afastada, Larisa, foi descuberta orixinalmente en 1981 cando ocultara unha estrela. Esta ocultación fora atribuída a arcos anulares, pero cando a Voyager 2 observou a Neptuno en 1989, descubriuse que Larissa o causou. Cinco novas lúas irregulares descubertas entre 2002 e 2003 foron anunciadas en 2004. Unha lúa nova e a máis pequena ata agora, Hipocamp, atopouse en 2013 combinando varias imaxes do Hubble. Debido a que Neptuno era o deus romano do mar, as lúas de Neptuno recibiron o nome de deuses mariños menores.

Novos satélites editar

O 23 de febreiro de 2024, anunciouse o descubrimento de dous novos satélites que, polo de agora, só teñen unha nomenclatura numérica. Por unha banda, S/2021 N 1,[135] un satélite retrógrado irregular que semella pertencer ao mesmo grupo de Psámate e Neso,[136] e, por outra, S/2002 N-5,[137] que é a confirmación do candidato designado temporalmente como c02N4, e que fora descuberto en 2002; un satélite prógrado irregular que parece pertencer ao mesmo grupo que Sao e Laomedeia.[136]

Satélites naturais de Neptuno
Etiqueta Nome Designación

provisional

Diámetro (km) Masa (10 20kg) Distancia media
de Neptuno (km)
Período orbital Data do

descubrimento

Neptuno III Náiade S/1989 N 6 96×60×52 0,002 48 227 0,294396 días 1989
Neptuno IV Talasa S/1989 N 5 108×100×52 0,002 50 075 0,311485 días 1989
Neptuno V Despina S/1989 N 3 190×148×128 0,02 52 526 0,334655 días 1989
Neptuno VI Galatea S/1989 N 4 204×184×144 0,04 61 953 0,428745 días 1989
Neptuno VII Larisa S/1981 N 1,

S/1989 N 2

216×204×168 0,05 73 548 0,554654 días 1981
Neptuno XIV Hipocampo [138][139] S/2004 N 1 34 0,0005 152 083 0,9362 días 2013
Neptuno VIII Proteo S/1989 N 1 418 (436×416×402) 0,5 117 647 1,122315 días 1989
Neptuno I Tritón --- 2707 214 354 760 -5,87685 días ** 1846
Neptuno III Nereida --- 340 0,3 5 513 400 360,1362 días 1949
Neptuno IX Halímede S/2002 N 1 48 0,001 15 686 000 -1874,8 días ** 2002
Neptuno XI Sao S/2002 N 2 48 0,001 22 452 000 2 918,9 días 2002
S/2002 N 5 S/2002 N 5 38 3 141,26 días 2002
Neptuno XII Laomedeia S/2002 N 3 48 0,001 22 580 000 2 982,3 días 2002
Neptuno X Psámate S/2003 N 1 28 0,0002 46 695 000 -9 115,9 días ** 2003
Neptuno XIII Neso S/2002 N 4 60 0,0001 48 387 000 -9 374,0 días ** 2002
S/2021 N 1 S/2021 N 1 25 −10 017,93 días 2021

** Períodos orbitais negativos indican unha órbita retrógrada ao redor de Neptuno (oposta á rotación do planeta)

Os nomes dos satélites de Neptuno, segundo acordo da IAU, deben corresponder a seres mitolóxicos subacuáticos das mitoloxías grega ou romana.[138] Algúns asteroides reciben os mesmos nomes que as lúas de Neptuno: 74 Galatea, 1162 Larisa.

Aneis de Neptuno editar

Artigo principal: Aneis de Neptuno.
 
Imaxe dos aneis de Neptuno e das lúas captada en infravermello polo telescopio espacial James Webb.
 
Esquema dos aneis de Neptuno. As liñas continuas sinalan os aneis, as descontinuas órbitas de satélites.

Neptuno ten un sistema de aneis planetarios, aínda que moito menos substancial que o de Saturno.[140] Os aneis poden consistir en partículas de xeo recubertas de silicatos ou de material a base de carbono, o que probablemente lles dea un ton avermellado.[141] Os tres aneis principais son o anel de Adams estreito, a 63.000 km do centro de Neptuno, o anel de Le Verrier, a 53.000 km, e o anel de Galle máis amplo e feble, a 42.000 km. Unha feble extensión cara ao exterior do anel de Le Verrier foi nomeada Lassell e está limitada no seu bordo exterior polo Anel de Arago a 57.000 km.[142]

O primeiro destes aneis planetarios foi detectado en 1968 por un equipo dirixido por Edward Guinan.[14][143] A principios da década de 1980, a análise destes datos xunto con observacións máis recentes levou á hipótese de que este anel podería estar incompleto. A evidencia de que os aneis podían ter ocos xurdiu, por primeira vez, durante unha ocultación estelar en 1984, cando os aneis ocultaron unha estrela na inmersión pero non na emersión.[144] As imaxes da Voyager 2 en 1989 resolveron o problema e demostraron a existencia de varios aneis tenues.[145]

O anel máis externo, Adams, contén cinco arcos máis brillantes có resto agora chamados Courage, Liberté, Egalité 1, Egalité 2 e Fraternité (Coraxe, Liberdade, Igualdade e Fraternidade).[146] A existencia dos arcos era difícil de explicar porque as leis do movemento predecían que os arcos se estenderían nun anel uniforme en escalas de tempo curtas. Porén, os astrónomos estiman agora que os arcos están encaixados na súa forma actual polos efectos gravitatorios de Galatea, unha lúa, xusto cara ao interior do anel.[147][148][149]

As observacións terrestres anunciadas en 2005 parecían mostrar que os aneis de Neptuno eran moito máis inestables do que se pensaba. As imaxes tomadas do Observatorio W. M. Keck en 2002 e 2003 mostran unha considerable decadencia nos aneis en comparación coas imaxes da Voyager 2. En particular, parece que o arco da Liberté podería desaparecer en tan só un século.[150]

Observacións editar

 
Movemento de Neptuno fronte ás estrelas de Acuario en 2022

Neptuno iluminouse ao redor dun 10% entre 1980 e 2000 debido principalmente ao cambio das estacións.[151] É posible que Neptuno siga aumentando o seu brillo a medida que se achegue ao perihelio en 2042. A magnitude aparente oscila actualmente entre 7,67 e 7,89, cunha media de 7,78 e unha desviación estándar de 0,06.[152] Antes de 1980, o planeta tiña unha magnitude tan débil como 8,0.[152] Neptuno é demasiado débil para ser visible a simple vista. Pode ser eclipsado polas lúas galileanas de Xúpiter, o planeta anano Ceres e os asteroides 4 Vesta, 2 Pallas, 7 Iris, 3 Juno e 6 Hebe.[153] Un telescopio ou uns prismáticos potentes mostrarán a Neptuno como un pequeno disco azul de aspecto similar ao de Urano.[154]

Debido á distancia de Neptuno á Terra, e seu diámetro angular só oscila entre 2,2 e 2,4 segundos de arco,[53][155] o máis pequeno dos planetas do sistema solar. O seu pequeno tamaño aparente dificulta o seu estudo visual. A maioría dos datos telescópicos eran bastante limitados até a chegada do telescopio espacial Hubble e os grandes telescopios terrestres con óptica adaptativa (OA).[156][157][158] A primeira observación cientificamente útil de Neptuno desde telescopios terrestres utilizando óptica adaptativa iniciouse en 1997 desde Hawai.[159] Neptuno aproxímase actualmente ao perihelio (máxima aproximación ao Sol) e demostrouse que se está quentando, co conseguinte aumento da actividade atmosférica e do brillo. En combinación cos avances tecnolóxicos, os telescopios terrestres con óptica adaptativa están a rexistrar imaxes cada vez máis detalladas del. Tanto o Hubble como os telescopios terrestres de óptica adaptativa realizaron moitos novos descubrimentos dentro do sistema solar desde mediados dos anos noventa, cun gran aumento do número de satélites e lúas coñecidos ao redor do planeta exterior, entre outros. En 2004 e 2005 descubríronse cinco novos satélites pequenos de Neptuno con diámetros comprendidos entre 38 e 61 quilómetros.[160]

Desde a Terra, Neptuno atravesa un movemento retrógrado aparente cada 367 días, dando lugar a un movemento en bucle contra as estrelas de fondo durante cada oposición. Estes bucles levárono preto das coordenadas do descubrimento de 1846 en abril e xullo de 2010 e de novo en outubro e novembro de 2011.[161]

Notas editar

  1. Un segundo símbolo, un monograma 'LV'   para 'Le Verrier', análogo ao monograma 'H' para Urano. Nunca foi moi utilizado fóra de Francia e agora é arcaico.
  2. ou quizais o seu fillo Otto Wilhelm von Struve (1819-1905). (Mirando o texto orixinal parece que o máis probable é que sexa o maior dos Struve, pero o texto é ambiguo).
  3. A política da IAU é que se pode chamar á Terra e á Lúa por calquera nome que se use habitualmente na lingua que se utiliza. Ao contrario do uso común dos escritores de ciencia ficción, 'Terra' e 'Lúa' non son os nomes oficiais do planeta Terra e da súa lúa.
  4. A masa da Terra é 5.9736 x 1024 kg, dando unha relación de masa
     
    A masa de Urano é 8.6810 x 1025 kg, dando unha relación de masa
     
    A masa de Xupiter é 1.8986 x 1027 kg, dando unha relación de masa
     
    Valores de masa de Williams, David R. (29 de novembro de 2007). "Planetary Fact Sheet – Metric". NASA. Arquivado dende o orixinal o 5 de setembro de 2014. Consultado o 26 de outubro do 2022. 
  5.  
Referencias
  1. NASA. "Neptuno". Consultado o 10 de outubro do 2022. 
  2. 2,0 2,1 Hamilton, Calvin J. (4 de agosto de 2001). "Neptune". Views of the Solar System. Arquivado dende o orixinal o 15 de xullo de 2007. Consultado o 10 de outubro do 2022. 
  3. Chang, Kenneth (18 de outubrode 2014). "Dark Spots in Our Knowledge of Neptune". The New York Times. Arquivado dende o orixinal o 28 de outubro de 2014. Consultado o 10 de outubro do 2022. 
  4. "Exploration | Neptune". NASA Solar System Exploration. Arquivado dende o orixinal o 17 de xullo de 2020. Consultado o 10 de outubro do 2022. "En 1989, a Voyager 2 da NASA converteuse na primeira e única nave espacial en estudar Neptuno de preto". 
  5. Podolak, M.; Weizman, A.; Marley, M. (decmbro de 1995). "Comparative models of Uranus and Neptune". Planetary and Space Science 43 (12). pp. 1517–1522. Bibcode:1995P&SS...43.1517P. doi:10.1016/0032-0633(95)00061-5. 
  6. 6,00 6,01 6,02 6,03 6,04 6,05 6,06 6,07 6,08 6,09 Lunine, Jonathan I. (setembro de 1993). "The atmospheres of Uranus and Neptune". Annual Review of Astronomy and Astrophysics 31. pp. 217–263. Bibcode:1993ARA&A..31..217L. doi:10.1146/annurev.aa.31.090193.001245. 
  7. Kirk, Munsell; Smith, Harman; Harvey, Samantha (13 de novembro de 2007). "Neptune overview". Solar System Exploration. NASA. Arquivado dende o orixinal o 3 de marzo de 2008. Consultado o 10 de outubro do 2022. 
  8. "Gemini North Telescope Helps Explain Why Uranus and Neptune Are Different Colors - Observations from Gemini Observatory, a Program of NSF's NOIRLab, and other telescopes reveal that excess haze on Uranus makes it paler than Neptune". info@noirlab.edu (en inglés). Consultado o 10 de outubro do 2022. Observacións do Observatorio Gemini, un programa do NOIRLab da NSF e outros telescopios revelan que o exceso de néboa en Urano fai que sexa máis pálido que Neptuno. 
  9. Magazine, Smithsonian; Kuta, Sarah. "Why Neptune Appears Bluer Than Its Cousin Uranus". Smithsonian Magazine (en inglés). Consultado o 10 de outubro do 2022. 
  10. 10,0 10,1 Shannon Stirone (22 de decembro de 2020). "Neptune's Weird Dark Spot Just Got Weirder – While observing the planet's large inky storm, astronomers spotted a smaller vortex they named Dark Spot Jr.". The New York Times. Arquivado dende o orixinal o 22 de decembro de 2020. Consultado o 10 de outubro do 2022. 
  11. 11,0 11,1 Suomi, V.E.; Limaye, S.S.; Johnson, D.R. (1991). "High Winds of Neptune: A possible mechanism". Science 251 (4996). pp. 929–32. Bibcode:1991Sci...251..929S. PMID 17847386. doi:10.1126/science.251.4996.929. 
  12. 12,0 12,1 12,2 12,3 12,4 Hubbard, W.B. (1997). "Neptune's Deep Chemistry". Science 275 (5304). pp. 1279–80. PMID 9064785. doi:10.1126/science.275.5304.1279. 
  13. 13,0 13,1 Nettelmann, N.; French, M.; Holst, B.; Redmer, R. "Interior Models of Jupiter, Saturn and Neptune" (PDF). University of Rostock. Arquivado dende o orixinal (PDF) o 18 de xullo de 2011. Consultado o 10 de outubro do 2022. 
  14. 14,0 14,1 Wilford, John N. (10 de xuño de 1982). "Data Shows 2 Rings Circling Neptune". The New York Times. Arquivado dende o orixinal o 10 de decembro de 2008. Consultado o 10 de outubro do 2022. 
  15. 15,0 15,1 Souchère, Marie-Christine de La (novembro de 2015). "Neptune, une découverte très disputée". larecherche.fr (en francés). Consultado o 20 de maio de 2024. 
  16. Hirschfeld, Alan (2001). Parallax: The Race to Measure the Cosmos. Nova York: Henry Holt. ISBN 978-0-8050-7133-7. 
  17. Littmann, Mark; Standish, E.M. (2004). Planets Beyond: Discovering the Outer Solar System. Courier Dover Publications. ISBN 978-0-486-43602-9. 
  18. Britt, Robert Roy (2009). "Galileo discovered Neptune, new theory claims". NBC News News. Arquivado dende o orixinal o 4 de novembro de 2013. Consultado o 10 de outubro do 2022. 
  19. Bouvard, A. (1821). Tables astronomiques publiées par le Bureau des Longitudes de France. París: Bachelier. 
  20. 20,0 20,1 20,2 Airy, G.B. (13 de novembro de 1846). "Account of some circumstances historically connected with the discovery of the planet exterior to Uranus". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 7 (10). pp. 121–44. Bibcode:1846MNRAS...7..121A. doi:10.1002/asna.18470251002. Arquivado dende o orixinal o 29 de setembro de 2021. Consultado o 10 de outubro do 2022. 
  21. O'Connor, John J.; Robertson, Edmund F. (2006). "John Couch Adams' account of the discovery of Neptune". University of St Andrews. Arquivado dende o orixinal o 26 de xaneiro de 2008. Consultado o 10 de outubro do 2022. 
  22. Adams, J.C. (13 de novembro de 1846). "Explanation of the observed irregularities in the motion of Uranus, on the hypothesis of disturbance by a more distant planet" (PDF). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 7 (9). pp. 149–52. Bibcode:1846MNRAS...7..149A. doi:10.1093/mnras/7.9.149. Arquivado dende o orixinal o 2 de maio de 2019. Consultado o 10 de outubro do 2022. 
  23. Challis, Rev. J. (13 de novembro de 1846). "Account of observations at the Cambridge observatory for detecting the planet exterior to Uranus" (PDF). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 7 (9). pp. 145–149. Bibcode:1846MNRAS...7..145C. doi:10.1093/mnras/7.9.145. Arquivado dende o orixinal o 4 de maiode 2019. Consultado o 10 de outubro do 2022. 
  24. Sack, Harald (12 de decembro de 2017). "James Challis and his failure to discover the planet Neptune". scihi.org. Consultado o 10 de outubro do 2022. 
  25. Galle, J.G. (13 de novembro de 1846). "Account of the discovery of the planet of Le Verrier at Berlin". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 7 (9). p. 153. Bibcode:1846MNRAS...7..153G. doi:10.1093/mnras/7.9.153. 
  26. Gaherty, Geoff (12 de xullo de 2011). "Neptune Completes First Orbit Since Its Discovery in 1846". space.com. Arquivado dende o orixinal o 25 de agosto de 2019. Consultado o 10 de outubro do 2022. 
  27. Levenson, Thomas (2015). The Hunt for Vulcan ... and how Albert Einstein Destroyed a Planet, Discovered Relativity, and Deciphered the Universe. Random House. p. 38. 
  28. Kollerstrom, Nick (2001). "Neptune's Discovery. The British Case for Co-Prediction". University College London. Arquivado dende o orixinal o 11 de novembro de 2005. Consultado o 10 de outubro do 2022. 
  29. William Sheehan; Nicholas Kollerstrom; Craig B. Waff (decembro de 2004). "The case of the pilfered planet – did the British steal Neptune?". Scientific American. Arquivado dende o orixinal o 19 de marzo de 2011. Consultado o 10 de outubro do 2022. 
  30. Moore (2000):206
  31. Gingerich, Owen (outubro de 1958). "The naming of Uranus and Neptune". Astronomical Society of the Pacific Leaflets 8 (352). pp. 9–15. Bibcode:1958ASPL....8....9G. 
  32. Baum, Richard; Sheehan, William (2003). In Search of Planet Vulcan: The ghost in Newton's clockwork universe. Basic Books. pp. 109–10. ISBN 978-0-7382-0889-3. 
  33. Littmann, Mark (2004). Planets Beyond, Exploring the Outer Solar System. Courier Dover Publications. p. 50. ISBN 978-0-486-43602-9. 
  34. Hind, J.R. (1847). "Second report of proceedings in the Cambridge Observatory relating to the new Planet (Neptune)". Astronomische Nachrichten 25 (21). pp. 309–14. Bibcode:1847AN.....25..309.. doi:10.1002/asna.18470252102. Arquivado dende o orixinal o 29 de setembro de 2021. Consultado o 11 de outubro do 2022. 
  35. "Planet and Satellite Names and Discoverers". Gazetteer of Planetary Nomenclature. U.S. Geological Survey. 17 de decembro de 2008. Arquivado dende o orixinal o 9 de agosto de 2018. Consultado o 11 de outubro do 2022. 
  36. "Planetary linguistics". nineplanets.org. Arquivado dende o orixinal o 7 de abril de 2010. Consultado o 15 de outubro do 2022. 
  37. "Sao Hải Vương – "Cục băng" khổng lồ xa tít tắp" (en vietnamita). Kenh14. 31 de outubro de 2010. Arquivado dende o orixinal o 30 de xullo de 2018. Consultado o 15 de outubro do 2022. 
  38. "Greek Names of the Planets". 2010-04-25. Arquivado dende o orixinal o 9 de maio de 2010. Consultado o 15 de outubro do 2022. Neptuno ou Poseidón como é o seu nome grego, era o Deus dos Mares. É o oitavo planeta desde o sol. ... 
  39. Ettinger, Yair (31 de decembro de 2009). "Uranus and Neptune get Hebrew names at last". Haaretz. Arquivado dende o orixinal o 25 de xuño de 2018. Consultado o 15 de outubro do 2022. 
  40. Belizovsky, Avi (31 de decembro de 2009). "אוראנוס הוא מהיום אורון ונפטון מעתה רהב" [Urano é agora Oron e Neptuno agora é Rahav]. Hayadan (en hebreo). Arquivado dende o orixinal o 24 de xuño de 2018. Consultado o 15 de outubro do 2022. 
  41. 41,0 41,1 "Appendix 5: Planetary Linguistics" Arquivado 2010-04-19 en Wayback Machine., Nineplanets.org
  42. Mohamed Kadir (1975). "Waruna". Kamus Kebangsaan Ejaan Baru, Inggeris-bahasa Malaysia, Bahasa Malaysia-Inggeris. Titiwangsa. pp. 299, 857. Arquivado dende o orixinal o 29 de setembro de 2021. Consultado o 15 de outubro do 2022. 
  43. "Neptun". Kamus Dewan (4th ed.). Dewan Bahasa dan Pustaka Malaysia. 2017. Arquivado dende o orixinal o 7 de maio 2021. Consultado o 15 de outubro do 2022. 
  44. "Neptunus". Kamus Besar Bahasa Indonesia (3rd ed.). Badan Pengembangan dan Pembinaan Bahasa Indonesia. 2016. Arquivado dende o orixinal o 29 de setembro de 2021. Consultado o 15 de outubro do 2022. 
  45. "Enabling Exploration with Small Radioisotope Power Systems" (PDF). NASA. setembro de 2004. Arquivado dende o orixinal (PDF) o 22 de decembro der 2016. Consultado o 15 de outubro do 2022. 
  46. The Century Dictionary (1914)
  47. Long, Tony (21 de xaneiro de 2008). "Jan. 21, 1979: Neptune Moves Outside Pluto's Wacky Orbit". Wired. Arquivado dende o orixinal o 27 de marzo de 2008. Consultado o 21de outubro deo 2022. 
  48. Stern, Alan; Tholen, David James (1997). Pluto and Charon. University of Arizona Press. pp. 206–208. ISBN 978-0-8165-1840-1. 
  49. Weissman, Paul R. (1995). "The Kuiper Belt". Annual Review of Astronomy and Astrophysics 33. pp. 327–57. Bibcode:1995ARA&A..33..327W. doi:10.1146/annurev.aa.33.090195.001551. 
  50. "The Status of Pluto:A clarification". Unión Astronómica Internacional, Press release. 1999. Arquivado dende o orixinal o 15 de xuño de 2006. Consultado o 21de outubro deo 2022. 
  51. "IAU 2006 General Assembly: Resolutions 5 and 6" (PDF). IAU. 24 de agosto de 2006. Arquivado dende o orixinal (PDF) o 25 de xuño de 2008. Consultado o 21de outubro deo 2022. 
  52. Wilkinson, John (2016). Wilkinson, John, ed. Neptune: Another Cold World. Astronomers' Universe (en inglés). Cham: Springer International Publishing. pp. 233–248. ISBN 978-3-319-27629-8. doi:10.1007/978-3-319-27629-8_12. 
  53. 53,0 53,1 Williams, David R. (1 de setembro de 2004). "Neptune Fact Sheet". NASA. Arquivado dende o orixinal o 1 de xullo de 2010. Consultado o 26 de outubro do 2022. 
  54. "Neptune Fact Sheet". NASA. Arquivado dende o orixinal o 1 de xullo de 2010. Consultado o 26 de outubro do 2022. 
  55. Unsöld, Albrecht; Baschek, Bodo (2001). The New Cosmos: An introduction to astronomy and astrophysics (5th ed.). Springer. Table 3.1, page 47. Bibcode:2001ncia.book.....U. ISBN 978-3-540-67877-9. 
  56. Seidelmann, P. Kenneth; Archinal, Brent A.; A'Hearn, Michael F.; Conrad, Albert R.; Consolmagno, Guy J.; Hestroffer, Daniel; et al. (2007). "Report of the IAU/IAG Working Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006". Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy 98 (3): 155–180. Bibcode:2007CeMDA..98..155S. doi:10.1007/s10569-007-9072-y. 
  57. 57,0 57,1 Boss, Alan P. (2002). "Formation of gas and ice giant planets". Earth and Planetary Science Letters 202 (3–4). pp. 513–23. Bibcode:2002E&PSL.202..513B. doi:10.1016/S0012-821X(02)00808-7. 
  58. Lovis, C.; Mayor, M.; Alibert Y.; Benz W. (18 de maio de 2006). "Trio of Neptunes and their Belt". ESO. Arquivado dende o orixinal o 13 de xaneiro 2010. Consultado o 26 de outubro do 2022. 
  59. Atreya, S.; Egeler, P.; Baines, K. (2006). "Water-ammonia ionic ocean on Uranus and Neptune?" (PDF). Geophysical Research Abstracts 8. 05179. Arquivado dende o orixinal (PDF) o 5 de febreiro de 2012. Consultado o 5 de novembro do 2022. 
  60. Shiga, David (1 de setembro de 2010). "Weird water lurking inside giant planets". New Scientist (2776). Arquivado dende o orixinal o 12 de febreiro de 2018. Consultado o 5 de novembro do 2022. 
  61. Kerr, Richard A. (outubro de 1999). "Neptune May Crush Methane into Diamonds". Science 286 (5437). pp. 25a–25. PMID 10532884. doi:10.1126/science.286.5437.25a. 
  62. 62,0 62,1 Kaplan, Sarah (25 de agosto de 2017). "It rains solid diamonds on Uranus and Neptune". The Washington Post. Arquivado dende o orixinal o 27 de agosto de 2017. Consultado o 5 de novembro do 2022. 
  63. Kraus, D.; et al. (setembro de 2017). "Formation of diamonds in laser-compressed hydrocarbons at planetary interior conditions". Nature Astronomy 1 (9). pp. 606–11. Bibcode:2017NatAs...1..606K. doi:10.1038/s41550-017-0219-9. Arquivado dende o orixinal o 23 de outubro de 2018. Consultado o 5 de novembro do 2022. 
  64. Sean Kane (29 de abril de 2016). "Lightning storms make it rain diamonds on Saturn and Jupiter". Business Insider. Arquivado dende o orixinal o 26 de xuño de 2019. Consultado o 5 de novembro do 2022. 
  65. Baldwin, Emily (21 de xaneiro de 2010). "Oceans of diamond possible on Uranus and Neptune". Astronomy Now. Arquivado dende o orixinal o 3 de decembro de 2013. 
  66. Bradley, D.K.; Eggert, J.H.; Hicks, D.G.; Celliers, P.M. (30 de xullo de 2004). "Shock Compressing Diamond to a Conducting Fluid" (PDF). Physical Review Letters 93 (19). p. 195506. Bibcode:2004PhRvL..93s5506B. PMID 15600850. doi:10.1103/physrevlett.93.195506. hdl:1959.3/380076. Arquivado dende o orixinal (PDF) o 21 decembro 2016. Consultado o 16 marzo 2016. 
  67. Eggert, J.H.; Hicks, D.G.; Celliers, P.M.; Bradley, D.K.; et al. (8 novembro 2009). "Melting temperature of diamond at ultrahigh pressure". Nature Physics 6 (40). pp. 40–43. Bibcode:2010NatPh...6...40E. doi:10.1038/nphys1438. 
  68. Podolak, M.; Weizman, A.; Marley, M. (1995). "Comparative models of Uranus and Neptune". Planetary and Space Science 43 (12). pp. 1517–22. Bibcode:1995P&SS...43.1517P. doi:10.1016/0032-0633(95)00061-5. 
  69. Crisp, D.; Hammel, H.B. (14 de xuño de 1995). "Hubble Space Telescope Observations of Neptune". Hubble News Center. Arquivado dende o orixinal o 2 de agosto de 2007. Consultado o 28 de novembro do 2022. 
  70. 70,0 70,1 70,2 70,3 Elkins-Tanton, Linda T. (2006). Uranus, Neptune, Pluto, and the Outer Solar System. Nova York: Chelsea House. pp. 79–83. ISBN 978-0-8160-5197-7. 
  71. 71,0 71,1 Max, C.E.; Macintosh, B.A.; Gibbard, S.G.; Gavel, D.T.; et al. (2003). "Cloud Structures on Neptune Observed with Keck Telescope Adaptive Optics". The Astronomical Journal 125 (1). pp. 364–75. Bibcode:2003AJ....125..364M. doi:10.1086/344943. 
  72. Andrews, Robin George (18 de agosto de 2023 [actualizado o 21 de agosto de 2023]). "Neptune’s Clouds Have Vanished, and Scientists Think They Know Why". nytimes.com (en inglés). Consultado o 13 de maio de 2024. 
  73. NASA Hubble Mission Team (17 de agosto de 2023). Gianopoulos, Andrea, ed. "Neptune’s Disappearing Clouds Linked to the Solar Cycle". /science.nasa.gov (en inglés). Consultado o 13 de maio de 2024. 
  74. Chavez, Erandi; Pater, Imke de; Redwing, Erin (et allii) (novembro 2023). "Evolution of Neptune at near-infrared wavelengths from 1994 through 2022". Icarus (en inglés) (Elsevier). Bibcode:2023Icar..40415667C. ISSN 0019-1035. arXiv:2307.08157. doi:10.1016/j.icarus.2023.115667. 
  75. 75,0 75,1 Encrenaz, Thérèse (febreiro de 2003). "ISO observations of the giant planets and Titan: What have we learnt?". Planetary and Space Science 51 (2): 89–103. Bibcode:2003P&SS...51...89E. doi:10.1016/S0032-0633(02)00145-9. 
  76. Broadfoot, A.L.; Atreya, S.K.; Bertaux, J.L.; et al. (1999). "Ultraviolet Spectrometer Observations of Neptune and Triton" (PDF). Science 246 (4936). pp. 1459–66. Bibcode:1989Sci...246.1459B. PMID 17756000. doi:10.1126/science.246.4936.1459. Arquivado dende o orixinal (PDF) o 28 de maio de 2008. Consultado o 13 de abril do 2023. 
  77. Lindal 1992, p. 967
  78. Irwin, Patrick (5 de xaneiro de 2024). "New images reveal what Neptune and Uranus really look like". ox.ac.uk (en inglés). Consultado o 13 de maio de 2024. 
  79. 79,0 79,1 Irwin, Patrick G J; Dobinson, Jack; James, Arjuna (et alii) (febreiro 2024). "Modelling the seasonal cycle of Uranus’s colour and magnitude, and comparison with Neptune". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (en inglés) 527 (4): 11521–11538. Consultado o 13 de maio de 2024. 
  80. Irwin, Patrick (31 de maio de 2022). "Why Uranus and Neptune Are Different Colors". science.nasa.gov (en inglés). Consultado o 13 de maio de 2024. 
  81. "PIA01492: Neptune Full Disk View". photojournal.jpl.nasa.gov. Consultado o 13 de maio de 2024. 
  82. Jónsson, Björn (11 de marzo de 2019). "The subtle color difference between Uranus and Neptune". planetary.org (en inglés). 
  83. Universidade de Oxford (4 de xaneiro de 2024). "New images reveal what Neptune and Uranus really look like". phys.org. Consultado o 13 de maio de 2024. 
  84. Bridgman, Tom (12 de xullo de 2017). "Neptune's Magnetosphere". svs.gsfc.nasa.gov (en inglés). Consultado o 13 de maio de 2024. 
  85. Stanley, Sabine; Bloxham, Jeremy (11 de marzo de 2004). "Convective-region geometry as the cause of Uranus' and Neptune's unusual magnetic fields". Nature 428 (6979). pp. 151–53. Bibcode:2004Natur.428..151S. PMID 15014493. doi:10.1038/nature02376. 
  86. Connerney, J.E.P.; Acuña, Mario H.; Ness, Norman F. (1991). "The magnetic field of Neptune". Journal of Geophysical Research 96. pp. 19,023–42. Bibcode:1991JGR....9619023C. doi:10.1029/91JA01165. 
  87. 87,0 87,1 Ness, N.F.; Acuña, M.H.; Burlaga, L.F.; Connerney, J.E.P.; Lepping, R.P.; Neubauer, F.M. (1989). "Magnetic Fields at Neptune" (PDF). Science 246 (4936). pp. 1473–78. Bibcode:1989Sci...246.1473N. PMID 17756002. doi:10.1126/science.246.4936.1473. Arquivado dende o orixinal o 10 de xullo de 2019. Consultado o 30 de abril do 2023. 
  88. Russell, C.T.; Luhmann, J.G. (1997). "Neptune: Magnetic Field and Magnetosphere". University of California, Los Angeles. Arquivado dende o orixinal o 29 de xuño de 2019. Consultado o 30 de abril do 2023. 
  89. Hammel, H.B.; Beebe, R.F.; De Jong, E.M.; Hansen, C.J.; et al. (1989). "Neptune's wind speeds obtained by tracking clouds in Voyager 2 images". Science 24 (4924). pp. 1367–69. Bibcode:1989Sci...245.1367H. PMID 17798743. doi:10.1126/science.245.4924.1367. 
  90. 90,0 90,1 Burgess (1991):64–70.
  91. Lavoie, Sue (8 de xaneiro de 1998). "PIA01142: Neptune Scooter". NASA. Arquivado dende o orixinal o 29 de outubro de 2013. Consultado o 3 de maio do 2023. 
  92. 92,0 92,1 Lavoie, Sue (16 de febriro de 2000). "PIA02245: Neptune's blue-green atmosphere". NASA JPL. Arquivado dende o orixinal o 5 de agosto de 2013. Consultado o 29 de setembro do 2023. 
  93. Orton, G.S.; Encrenaz T.; Leyrat C.; Puetter, R.; et al. (2007). "Evidence for methane escape and strong seasonal and dynamical perturbations of Neptune's atmospheric temperatures". Astronomy and Astrophysics 473 (1). pp. L5–L8. Bibcode:2007A&A...473L...5O. doi:10.1051/0004-6361:20078277. 
  94. Orton, Glenn; Encrenaz, Thérèse (18 de setembro de 2007). "A Warm South Pole? Yes, On Neptune!". ESO. Arquivado dende o orixinal o 23 de marzo de 2010. Consultado o 18 de agosto do 2023. 
  95. Villard, Ray; Devitt, Terry (15 May 2003). "Brighter Neptune Suggests A Planetary Change of Seasons". Hubble News Center. Consultado o 7 de setembro do 2023. 
  96. "Happy birthday Neptune". ESA/Hubble. Arquivado dende o orixinal o 15 de xullo de 2011. Consultado o 18 de decembro do 2023. 
  97. Wong, Michael H.; et al. (15 de febreiro de 2018). The American Astronomical Society., ed. "A New Dark Vortex on Neptune". The Astronomical Journal (en inglés) 155 (3). doi:10.3847/1538-3881/aaa6d6. 
  98. Hammel, H.B.; Lockwood, G.W.; Mills, J.R.; Barnet, C.D. (1995). "Hubble Space Telescope Imaging of Neptune's Cloud Structure in 1994". Science 268 (5218). pp. 1740–42. Bibcode:1995Sci...268.1740H. PMID 17834994. doi:10.1126/science.268.5218.1740. 
  99. Lavoie, Sue (29 January 1996). "PIA00064: Neptune's Dark Spot (D2) at High Resolution". NASA JPL. Arquivado dende o orixinal o 27 de setembro de 2013. Consultado o 15 de outubro do 2023. 
  100. information@eso.org. "Mysterious Neptune dark spot detected from Earth for the first time". www.eso.org (en inglés). Consultado o 15 de outubro do 2023. 
  101. S.G., Gibbard; de Pater, I.; Roe, H.G.; Martin, S.; et al. (2003). "The altitude of Neptune cloud features from high-spatial-resolution near-infrared spectra" (PDF). Icarus 166 (2). pp. 359–74. Bibcode:2003Icar..166..359G. doi:10.1016/j.icarus.2003.07.006. Arquivado dende o orixinal (PDF) o 20 de febreiro de 2012. Consultado o 16 de outubro do 2023. 
  102. Stratman, P.W.; Showman, A.P.; Dowling, T.E.; Sromovsky, L.A. (2001). "EPIC Simulations of Bright Companions to Neptune's Great Dark Spots" (PDF). Icarus 151 (2): 275–85. Bibcode:1998Icar..132..239L. doi:10.1006/icar.1998.5918. Arquivado dende o orixinal (PDF) o 27 de febreiro de 2008. Consultado o 16 de outubro do 2023. 
  103. Sromovsky, L.A.; Fry, P.M.; Dowling, T.E.; Baines, K.H. (2000). "The unusual dynamics of new dark spots on Neptune". Bulletin of the American Astronomical Society 32. p. 1005. Bibcode:2000DPS....32.0903S. 
  104. "A storm is coming". spacetelescope.org (en inglés). Arquivado dende o orixinal o 20 de febreiro de 2019. Consultado o 14 de decembro do 2023. 
  105. Michael H. Wong; Amy Simon (15 de decembro de 2020). "Dark Storm on Neptune Reverses Direction, Possibly Shedding Fragment". Hubblesite. Arquivado dende o orixinal o 25 de decembro de 2020. Consultado o 14 de decembro do 2023. 
  106. Lindal, Gunnar F. (1992). "The atmosphere of Neptune – an analysis of radio occultation data acquired with Voyager 2". Astronomical Journal 103. pp. 967–82. Bibcode:1992AJ....103..967L. doi:10.1086/116119. 
  107. "Class 12 – Giant Planets – Heat and Formation". 3750 – Planets, Moons & Rings. Colorado University, Boulder. 2004. Arquivado dende o orixinal o 21 de xuño de 2008. Consultado o 18 de decembro do 2023. 
  108. Pearl, J.C.; Conrath, B.J. (1991). "The albedo, effective temperature, and energy balance of Neptune, as determined from Voyager data". Journal of Geophysical Research: Space Physics 96. pp. 18,921–30. Bibcode:1991JGR....9618921P. doi:10.1029/91ja01087. 
  109. Imke de Pater and Jack J. Lissauer (2001), Planetary Sciences Arquivado 2021-09-29 en Wayback Machine., 1ª edición, p. 224.
  110. Thommes, Edward W.; Duncan, Martin J.; Levison, Harold F. (2002). "The formation of Uranus and Neptune among Jupiter and Saturn". The Astronomical Journal 123 (5). pp. 2862–83. Bibcode:2002AJ....123.2862T. arXiv:astro-ph/0111290. doi:10.1086/339975. 
  111. Hansen, Kathryn (7 de xuño de 2005). "Orbital shuffle for early solar system". Geotimes. Arquivado dende o orixinal o 27 de setembro de 2007. Consultado o 10 de marzo do 2024. 
  112. Crida, A. (2009). "Solar System Formation". Reviews in Modern Astronomy 21. p. 3008. Bibcode:2009RvMA...21..215C. ISBN 978-3-527-62919-0. arXiv:0903.3008. doi:10.1002/9783527629190.ch12. 
  113. Desch, S.J. (2007). "Mass Distribution and Planet Formation in the Solar Nebula" (PDF). The Astrophysical Journal 671 (1). pp. 878–93. Bibcode:2007ApJ...671..878D. doi:10.1086/522825. Arquivado dende o orixinal (PDF) o 2020-02-07. 
  114. Smith, R.; L.J. Churcher; M.C. Wyatt; M.M. Moerchen; et al. (2009). "Resolved debris disc emission around η Telescopii: a young solar system or ongoing planet formation?". Astronomy and Astrophysics 493 (1). pp. 299–308. Bibcode:2009A&A...493..299S. arXiv:0810.5087. doi:10.1051/0004-6361:200810706. 
  115. Stern, S. Alan; Colwell, Joshua E. (1997). "Collisional Erosion in the Primordial Edgeworth-Kuiper Belt and the Generation of the 30–50 AU Kuiper Gap". The Astrophysical Journal 490 (2). pp. 879–82. Bibcode:1997ApJ...490..879S. doi:10.1086/304912. 
  116. Petit, Jean-Marc; Morbidelli, Alessandro; Valsecchi, Giovanni B. (1999). "Large Scattered Planetesimals and the Excitation of the Small Body Belts" (PDF). Icarus 141 (2). pp. 367–87. Bibcode:1999Icar..141..367P. doi:10.1006/icar.1999.6166. Arquivado dende o orixinal (PDF) o 1 de decembro de 2007. Consultado o 9 de xaneiro do 2024. 
  117. "List of Transneptunian Objects". Minor Planet Center. Arquivado dende o orixinal o 27 de outubro de 2010. Consultado o 11 de xaneiro do 2024. 
  118. Jewitt, David (2004). "The Plutinos". UCLA. Arquivado dende o orixinal o 19 de abril de 2007. Consultado o 11 de xaneiro do 2024. 
  119. Varadi, F. (1999). "Periodic Orbits in the 3:2 Orbital Resonance and Their Stability". The Astronomical Journal 118 (5). pp. 2526–31. Bibcode:1999AJ....118.2526V. doi:10.1086/301088. 
  120. John Davies (2001). Beyond Pluto: Exploring the outer limits of the solar system. Cambridge University Press. p. 104. ISBN 978-0-521-80019-8. 
  121. Chiang, E.I.; Jordan, A.B.; Millis, R.L.; M.W. Buie; et al. (2003). "Resonance Occupation in the Kuiper Belt: Case Examples of the 5 : 2 and Trojan Resonances". The Astronomical Journal 126 (1). pp. 430–43. Bibcode:2003AJ....126..430C. arXiv:astro-ph/0301458. doi:10.1086/375207. 
  122. Sheppard, Scott S.; Trujillo, Chadwick A. (10 de setembro de 2010). "Detection of a Trailing (L5) Neptune Trojan". Science 329 (5997). p. 1304. Bibcode:2010Sci...329.1304S. PMID 20705814. doi:10.1126/science.1189666. 
  123. 123,0 123,1 De La Fuente Marcos, C.; De La Fuente Marcos, R. (2012). "(309239) 2007 RW10: a large temporary quasi-satellite of Neptune". Astronomy and Astrophysics Letters 545 (2012). pp. L9. Bibcode:2012A&A...545L...9D. arXiv:1209.1577. doi:10.1051/0004-6361/201219931. 
  124. "HubbleSite: News - Hubble Reveals Dynamic Atmospheres of Uranus and Neptune". hubblesite.org. Consultado o 2019-02-18. 
  125. ESA (European Space Agency). "Canicas azules". esa.int (en castelán). Consultado o 2019-02-18. 
  126. "Scott S. Sheppard - NewUranusNeptuneMoons". sites.google.com. Consultado o 2024-02-23. 
  127. Agnor, Craig B.; Hamilton, Douglas P. (2006). "Neptune's capture of its moon Triton in a binary–planet gravitational encounter". Nature 441 (7090). pp. 192–94. Bibcode:2006Natur.441..192A. PMID 16688170. doi:10.1038/nature04792. 
  128. Chyba, Christopher F.; Jankowski, D.G.; Nicholson, P.D. (1989). "Tidal evolution in the Neptune-Triton system". Astronomy and Astrophysics 219 (1–2). pp. L23–L26. Bibcode:1989A&A...219L..23C. 
  129. Wilford, John N. (29 de agosto de 1989). "Triton May Be Coldest Spot in Solar System". The New York Times. Arquivado dende o orixinal o 10 de decembro de 2008. Consultado o 5 de maio do 2024. 
  130. "Triton - NASA Science". Arquivado dende o orixinal o 7 de xaneiro de 2024. Consultado o 5 de maio do 2024. 
  131. Nelson, R.M.; Smythe, W.D.; Wallis, B.D.; Horn, L.J.; et al. (1990). "Temperature and Thermal Emissivity of the Surface of Neptune's Satellite Triton". Science 250 (4979). pp. 429–31. Bibcode:1990Sci...250..429N. PMID 17793020. doi:10.1126/science.250.4979.429. 
  132. "12.3: Titan and Triton". 7 de outubro de 2016. Arquivado dende o orixinal o 7 de xaneiro de 2024. Consultado o 5 de maio do 2024. 
  133. "Triton: Neptune's Moon". xaneiro de 2010. Arquivado dende o orixinal o 7 de xaneiro de 2024. Consultado o 5 de maio do 2024. 
  134. Brown, Mike (19 de xullo de 2011). "The Dwarf Planets". web.gps.caltech.edu (en inglés). Consultado o 13 de maio de 2024. 
  135. Minor Planet Center (23 de febreiro de 2024). "MPEC 2024-D112 : S/2021 N 1". minorplanetcenter.net (en inglés). Consultado o 20 de maio de 2024. 
  136. 136,0 136,1 "New moons of Uranus and Neptune announced". carnegiescience.edu. 23 de febreiro de 2024. Consultado o 20 de maio de 2024. 
  137. Minor Planet Center (23 de febreiro de 2024). "MPEC 2024-D114 : S/2002 N 5". minorplanetcenter.net (en inglés). Consultado o 20 de maio de 2024. 
  138. 138,0 138,1 "Hubble helps uncover origin of Neptune's smallest moon Hippocamp [heic1904]". sci.esa.int (en inglés). Consultado o 2019-02-21. 
  139. French, R. S.; J. J. Lissauer; de Pater, I.; Showalter, M. R. (2019-02). "The seventh inner moon of Neptune". Nature (en inglés) 566 (7744): 350–353. ISSN 1476-4687. doi:10.1038/s41586-019-0909-9. 
  140. O’Callaghan, Jonathan (21 de setembro de 2022). "Neptune and Its Rings Come Into Focus With Webb Telescope". nytimes.com (en inglés). Consultado o 13 de maio de 2024. 
  141. Cruikshank (1996), pp. 703–804
  142. "Ring and Ring Gap Nomenclature". planetarynames.wr.usgs.gov (en inglés). Consultado o 13 de maio de 2024. 
  143. Guinan14: 658. Bibcode:1982BAAS...14..658G., E.F.; Harris, C.C.; Maloney, F.P. (marzo 1982). "Evidence for a Ring System of Neptune". Bulletin of the American Astronomical Society (en inglés). Bibcode:1982BAAS...14..658G. 
  144. Nicholson, Philip D.; Cooke, Maren L.; Keith, Matthews; Elias, Jonathan H.; Gilmore, Gerard (setembro 1990). "Five stellar occultations by Neptune: Further observations of ring arcs". Icarus (en inglés) 87 (1): 1–39. Bibcode:1990Icar...87....1N. doi:10.1016/0019-1035(90)90020-A. 
  145. Miner, Ellis D.; Wessen, Randii R.; Cuzzi, Jeffrey N. (2007). "The discovery of the Neptune ring system". En Springer Praxis Books. Planetary Ring Systems (en inglés). ISBN 978-0-387-34177-4. 
  146. Cox, Arthur N. (2001). Allen's Astrophysical Quantities. (en inglés). Springer. ISBN 978-0-387-98746-0. 
  147. Salo, Heikki; Hanninen, Jyrki (novembro 1998). "Neptune's Partial Rings: Action of Galatea on Self-Gravitating Arc Particles". Science (en inglés) 282 (5391): 1102–1104. Bibcode:1998Sci...282.1102S. doi:10.1126/science.282.5391.1102. Consultado o 13 de maio de 2024. 
  148. Burns J.A.; Hamilton, D.P.; Showalter, M.R. (2001). Springer, ed. "Dusty Rings and Circumplanetary Dust: Observations and Simple Physics" (PDF). Interplanetary Dust (en inglés) (Berlín). pp. 641–725. Consultado o 29 de novembro de 2009. 
  149. "Neptune Facts". science.nasa.gov (en inglés). 10 de maio de 2024. Consultado o 13de maio de 2024. 
  150. "Neptune's rings are fading away". newscientist.com (en inglés). 22 de marzo de 2005. Consultado o 13 de maio de 2024. 
  151. Schmude, R.W. Jr.; Baker, R.E.; Fox, J.; Krobusek, B.A.; Pavlov, H.; Mallama, A. (2016-03-29). The secular and rotational brightness variations of Neptune (unpublished manuscript). arXiv:1604.00518. 
  152. 152,0 152,1 Mallama, A.; Hilton, J.L. (2018). "Computing apparent planetary magnitudes for The Astronomical Almanac". Astronomy and Computing 25. pp. 10–24. Bibcode:2018A&C....25...10M. arXiv:1808.01973. doi:10.1016/j.ascom.2018.08.002. 
  153. Vexa os artigos respectivos para os datos de magnitude.
  154. Moore (2000):207.
  155. Espenak, Fred (20 July 2005). "Twelve Year Planetary Ephemeris: 1995–2006". NASA. Arquivado dende o orixinal o 5 de decembro de 2012. Consultado o 17 de maio do 2024. 
  156. En 1977, por exemplo, incluso o período de rotación de Neptuno seguía sendo incerto. Cruikshank, D.P. (1 de marzo de 1978). "On the rotation period of Neptune". Astrophysical Journal Letters 220. pp. L57–L59. Bibcode:1978ApJ...220L..57C. doi:10.1086/182636. 
  157. Max, C.; MacIntosh, B.; Gibbard, S.; Roe, H.; et al. (1999). "Adaptive Optics Imaging of Neptune and Titan with the W.M. Keck Telescope". Bulletin of the American Astronomical Society 31. p. 1512. Bibcode:1999AAS...195.9302M. 
  158. "Neptune through Adaptive Optics". 18 de febreiro de 2000. 
  159. Roddier, F.; Roddier, C.; Brahic, A.; Dumas, C.; Graves, J. E.; Northcott, M. J.; Owen, T. (1997-08-01). "First ground-based adaptive optics observations of Neptune and Proteus". Planetary and Space Science 45 (8). pp. 1031–1036. Bibcode:1997P&SS...45.1031R. ISSN 0032-0633. doi:10.1016/S0032-0633(97)00026-3. Arquivado dende o orixinal o 1 de febreiro de 2024. Consultado o 14 de maio do 2024. 
  160. Engvold, Oddbjorn (2007-05-10). Reports on Astronomy 2003-2005 (IAU XXVIA): IAU Transactions XXVIA (en inglés). Cambridge University Press. pp. 147f. ISBN 978-0-521-85604-1. Arquivado dende o orixinal o 11 de maio de 2023. Consultado o 14 de maio do 2024. 
  161. Anónimo (16 de novembro de 2007). "Horizons Output for Neptune 2010–2011". Arquivado dende o orixinal o 2 de maio de 2013. Consultado o 25 de febreiro de 2008.  — Numbers generated using the Solar System Dynamics Group, Horizons On-Line Ephemeris System.

Véxase tamén editar

Bibliografía editar

Outros artigos editar

Ligazóns externas editar