Neptuno

Este é un dos 1000 artigos que toda Wikipedia debería ter
1000 12/16
Na Galipedia, a Wikipedia en galego.

Neptuno ♆
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 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 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 | editar a fonte]

Descubrimento[editar | editar a fonte]

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.[15] 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 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. [16] En 2009, un estudo suxeriu que Galileo era polo menos consciente de que a "estrela" que observara movíase en relación ás demais estrelas fixas.[17]

En 1821, Alexis Bouvard publicou as táboas astronómicas da órbita do planeta veciño de Neptuno, Urano.[18] 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.[19] 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.[20][21]

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.[19][22] 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.[23][19][24]

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,[25][26] 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 Lle 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.[27][28]

Nome[editar | editar a fonte]

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.[29]

En outubro, Le Verrier, intentou poñerlle o seu nome ao planeta e tivo o apoio leal para iso do director do observatorio, François Arago. 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.[30] Esta suxestión atopou unha dura resistencia fóra de Francia.[31] 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.[32]

Struve- (1793-1864),[b] pronunciouse a favor do nome Neptuno o 29 de decembro de 1846, ante a Academia de Ciencias de San Petersburgo.[33] 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][34]

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).[35][36] 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.[37] 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.[38][39] En maorí o planeta chámase Tangaroa, chamado así polo deus maorí do mar.[40] En náhuatl, o planeta chámase Tlāloccītlalli, o nome do deus da chuvia Tlāloc.[40] 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 atestiguado xa na década de 1970,[41] pero finalmente foi substituído polos equivalentes latinos Neptun (en malaio[42]) ou Neptunus (en indonesio[43]).

A forma adxectival habitual é Neptuniano. A forma nonce Poseidean (/pəˈsdiən/), de Poseidón, tamén se utilizou,[44] aínda que a forma adxectival usual de Poseidón é poseidoniano (/ˌpɒsˈdniən/).[45]

Status[editar | editar a fonte]

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.[46] 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[47] 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.[48][49] 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.[50]

Características[editar | editar a fonte]

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.

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 | editar a fonte]

A masa de Neptuno e de 1.0243 x 1026 kg[51] 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,[52] e só superado por Xúpiter.[53] O radio do ecuador de Neptuno é de 24,764 km[54] 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.[55] Na procura de exoplanetas, Neptuno utilizouse como metonimio: os corpos descubertos de masa similar adoitan denominarse "Neptunos",[56] do mesmo xeito que os científicos se refiren a varios corpos extrasolares como "Xúpiters".

Estrutura interna[editar | editar a fonte]

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.[57] 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[58] A unha profundidade de 7,000 km, as condicións poden ser tales que o metano se descompón en cristais de diamante que choven cara abaixo como saraiba.[59][60][61] Os científicos tamén cren que este tipo de choiva de diamantes ocorre en Xúpiter, Saturno e Urano.[62][60] 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.[63][64][65]

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..[66] 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 | editar a fonte]

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 gran 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.[67] 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.[68]

Observáronse nubes de gran altitude en Neptuno que proxectan sombras sobre a cuberta de nubes opacas que hai debaixo. Tamén hai bandas de nubes a gran altitude que envolven o planeta a latitude constante. Estas bandas circunferenciais teñen unha anchura de 50–150 km e sitúanse a uns 50–110 km por encima da cuberta de nubes.[69] Estas altitudes atópanse na capa onde se produce o clima, a troposfera. O tempo non se produce na estratosfera nin na termosfera.

Órbita e rotación[editar | editar a fonte]

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

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 dus ±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.

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 migración[editar | editar a fonte]

A formación de xigantes de xeo, Neptuno e Urano, demostrou ser difícil de modelar con precisión. Os actuais modelos suxiren que a densidade da materia das rexións externas do Sistema Solar é demasiado baixa para ter en conta a formación de tales grandes corpos a partir do método tradicionalente aceptado de acreción do núcleo, e varias hipóteses teñen avanzado para explicar a súa creación. Unha di que os xigantes xeados non foron creados por acreción do núcleo senón por inestabilidades dentro do disco protoplanetario orixinal e que posteriormente as súas atmosferas foron aniquiladas pola radiación duns estrela OB masiva próxima.

Un concepto alternativo é que se formaron preto do Sol, onde a densidade da materia era maior, e posteriormente migraron cara as súas órbitas actuais tras a extracción do disco protoplanetario gasoso. Esta hipótese da migración tras a formación é a favorita na actualidade, debido a que explica mellor a ocupación das poboacións de pequenos obxectos observados na rexión trans-neptuniana. A explicación actualmente máis aceptada dos detalles desta hipótese coñécese como modelo Niza, que expón os efectos da migración de Neptuno e dos outros planetas xigantes na estrutura do cinto de Kuiper.

Exploración de Neptuno[editar | editar a fonte]

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.[70] En 2019, vese que Neptuno presenta unha nueva tormenta obscura de case 11 000 km de diámetro, acompañada de nubes brancas, formadas cando o flujo de aire ambiental seperturba e desvia cara arriba sobre o vórtice obscuro (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 da a estes planetas o seu característico color ciano.[71]

Satélites de Neptuno[editar | editar a fonte]

Neptuno ten 14 lúas coñecidas. 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. Está o suficientemente preto de Neptuno como para ser bloqueado nunha rotación sincrónica.

Satélites naturais de Neptuno
Nome Diámetro (km) Masa (10 20kg) Distancia media
de Neptuno (km)
Período orbital
Náiade 96×60×52 0,002 48 227 0,294396 días
Talasa 108×100×52 0,002 50 075 0,311485 días
Despina 190×148×128 0,02 52 526 0,334655 días
Galatea 204×184×144 0,04 61 953 0,428745 días
Larisa 216×204×168 0,05 73 548 0,554654 días
Hipocampo [72][73] 34 0,0005 152 083 0,9362 días
Proteo 418 (436×416×402) 0,5 117 647 1,122315 días
Tritón 2707 214 354 760 -5,87685 días **
Nereida 340 0,3 5 513 400 360,1362 días
Halímede 48 0,001 15 686 000 -1874,8 días **
Sao 48 0,001 22 452 000 2 918,9 días
Laomedeia 48 0,001 22 580 000 2 982,3 días
Psámate 28 0,0002 46 695 000 -9 115,9 días **
Neso 60 0,0001 48 387 000 -9 374,0 días **

** 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.[72]

Algúns asteroides reciben os mesmos nomes que as lúas de Neptuno: 74 Galatea, 1162 Larisa.

Notas[editar | editar a fonte]

  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. 
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. 6,0 6,1 6,2 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. 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. 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 Hubbard, W.B. (1997). "Neptune's Deep Chemistry". Science 275 (5304). pp. 1279–80. PMID 9064785. doi:10.1126/science.275.5304.1279.  Erro no código da cita: Etiqueta <ref> non válida; o nome "hubbard" está definido varias veces con contidos diferentes
  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.  Erro no código da cita: Etiqueta <ref> non válida; o nome "nettelmann" está definido varias veces con contidos diferentes
  14. 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. Hirschfeld, Alan (2001). Parallax: The Race to Measure the Cosmos. Nova York: Henry Holt. ISBN 978-0-8050-7133-7. 
  16. Littmann, Mark; Standish, E.M. (2004). Planets Beyond: Discovering the Outer Solar System. Courier Dover Publications. ISBN 978-0-486-43602-9. 
  17. 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. 
  18. Bouvard, A. (1821). Tables astronomiques publiées par le Bureau des Longitudes de France. París: Bachelier. 
  19. 19,0 19,1 19,2 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. 
  20. 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. 
  21. 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. 
  22. 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. 
  23. 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. 
  24. 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. 
  25. 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. 
  26. Levenson, Thomas (2015). The Hunt for Vulcan ... and how Albert Einstein Destroyed a Planet, Discovered Relativity, and Deciphered the Universe. Random House. p. 38. 
  27. 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. 
  28. 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. 
  29. Moore (2000):206
  30. 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. 
  31. 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. 
  32. Littmann, Mark (2004). Planets Beyond, Exploring the Outer Solar System. Courier Dover Publications. p. 50. ISBN 978-0-486-43602-9. 
  33. 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. 
  34. "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. 
  35. "Planetary linguistics". nineplanets.org. Arquivado dende o orixinal o 7 de abril de 2010. Consultado o 15 de outubro do 2022. 
  36. "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. 
  37. "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. ... 
  38. 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. 
  39. 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. 
  40. 40,0 40,1 "Appendix 5: Planetary Linguistics" Arquivado 2010-04-19 en Wayback Machine., Nineplanets.org
  41. 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. 
  42. "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. 
  43. "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. 
  44. "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. 
  45. The Century Dictionary (1914)
  46. 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. 
  47. Stern, Alan; Tholen, David James (1997). Pluto and Charon. University of Arizona Press. pp. 206–208. ISBN 978-0-8165-1840-1. 
  48. 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. 
  49. "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. 
  50. "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. 
  51. 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. 
  52. "Neptune Fact Sheet". NASA. Arquivado dende o orixinal o 1 de xullo de 2010. Consultado o 26 de outubro do 2022. 
  53. 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. 
  54. 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. 
  55. 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. 
  56. 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. 
  57. 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. 
  58. 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. 
  59. 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. 
  60. 60,0 60,1 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. 
  61. 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. 
  62. 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. 
  63. 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. 
  64. 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 December 2016. Consultado o 16 March 2016. 
  65. Eggert, J.H.; Hicks, D.G.; Celliers, P.M.; Bradley, D.K.; et al. (8 November 2009). "Melting temperature of diamond at ultrahigh pressure". Nature Physics 6 (40). pp. 40–43. Bibcode:2010NatPh...6...40E. doi:10.1038/nphys1438. 
  66. 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. 
  67. 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. 
  68. 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. 
  69. 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. 
  70. "HubbleSite: News - Hubble Reveals Dynamic Atmospheres of Uranus and Neptune". hubblesite.org. Consultado o 2019-02-18. 
  71. esa. "Canicas azules". European Space Agency (en castelán). Consultado o 2019-02-18. 
  72. 72,0 72,1 "Hubble helps uncover origin of Neptune's smallest moon Hippocamp [heic1904]". sci.esa.int (en inglés). Consultado o 2019-02-21. 
  73. 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. 

Véxase tamén[editar | editar a fonte]

Bibliografía[editar | editar a fonte]

Outros artigos[editar | editar a fonte]

Ligazóns externas[editar | editar a fonte]