Para outras páxinas con títulos homónimos véxase: Neptuno (homónimos).

|  |
| --- |
| **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** 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. Neptuno recibiu o nome do deus romano dos mares e o seu símbolo astronómico é ♆, unha versión estilizada do tridente do deus.

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 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. 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; Urano e Neptuno son normalmente considerados "xigantes de xeo" para recalcar esta distinción. Xunto coa dispersión de Rayleigh, os rastros de metano nas rexións ultraperiféricas explican en parte o aspecto azul do planeta. 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.

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. 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). 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). Neptuno ten un sistema de aneis débil e fragmentado (etiquetado como "arcos"), que foi descuberto en 1984 e despois confirmado pola "Voyager 2".

Historia
--------

### Descubrimento

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

En 1821, Alexis Bouvard publicou as táboas astronómicas da órbita do planeta veciño de Neptuno, Urano. 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. 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.

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. 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.

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, 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.

### Nome

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*.

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. Esta suxestión atopou unha dura resistencia fóra de Francia. 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.

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

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). 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. 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. En maorí o planeta chámase Tangaroa, chamado así polo deus maorí do mar. En náhuatl, o planeta chámase Tlāloccītlalli, o nome do deus da chuvia Tlāloc. 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, pero finalmente foi substituído polos equivalentes latinos Neptun (en malaio) ou Neptunus (en indonesio). 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* (/pəˈsaɪdiən/), de Poseidón, tamén se utilizou, aínda que a forma adxectival usual de Poseidón é *poseidoniano* (/ˌpɒsaɪˈdoʊniən/).

### Status

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. 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 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. 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.

Características
---------------

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

A masa de Neptuno e de 1.0243 x 1026 kg 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. A súa gravidade a 1 bar é 11.15 m/s2, 1.14 veces a gravidade superficial da Terra, e só superado por Xúpiter. O radio do ecuador de Neptuno é de 24,764 km 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. Na procura de exoplanetas, Neptuno utilizouse como metonimio: os corpos descubertos de masa similar adoitan denominarse "Neptunos", do mesmo xeito que os científicos se refiren a varios corpos extrasolares como "Xúpiters".

### Estrutura interna

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.

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. 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. 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 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. Os científicos tamén cren que este tipo de choiva de diamantes ocorre en Xúpiter, Saturno e Urano. 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.

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.. 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.

### Atmosfera

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. 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. 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). A estratosfera dá paso á termosfera  a unha presión inferior a 10−5 a 10−4 bares (de 1 a 10 Pa). 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.

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 circunferenciais teñen unha anchura de 50–150 km e sitúanse a uns 50–110 km por encima da cuberta de nubes. Estas altitudes atópanse na capa onde se produce o clima, a troposfera. O tempo non se produce na estratosfera nin na termosfera.

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. A estratosfera tamén alberga trazas de monóxido de carbono e cianuro de hidróxeno. A estratosfera de Neptuno é máis cálida que a de Urano debido á elevada concentración de hidrocarburos.

Por razóns que aínda se descoñecen, a termosfera do planeta atópase a unha temperatura anómalamente alta duns 750 K. 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.

### Magnetosfera

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). dando lugar a unha acción de dínamo.

A compoñente dipolar do campo magnético no ecuador magnético de Neptuno é duns 14 microteslas. (0.14 G). O momento magnético dipolar de Neptuno é de aproximadamente 2,2 x 1017 T·m3 (14 μT·*R**N*3, onde *R**N* 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.

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.

Clima
-----

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). 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. Nas cimas das nubes, a velocidade dos ventos dominantes oscila entre 400 m/s no ecuador e 250 m/s nos polos. A maioría dos ventos de Neptuno móvense en dirección oposta á rotación do planeta. 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. A 70° de latitude S, un chorro de alta velocidade viaxa a unha velocidade de 300 m/s.

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, 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.

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. 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.

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..

### Tormentas

A gran mancha escura (arriba), Scooter (nube branca central), e a pequena mancha escura (abaixo), co contraste esaxerado.
En 1989, a Gran Mancha Escura, un sistema de tormentas anticiclónico que abarcaba 13000 x 6,600 km 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.

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*). 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. No 2018, identificáronse e estudaronse unha mancha escura principal máis recente e unha mancha escura máis pequena. No 2023 anunciouse a primeira observación terrestre dunha mancha escura en Neptuno.

Crese que as manchas escuras de Neptuno prodúcense na troposfera a altitudes máis baixas que os trazos nubrados máis brillantes, 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. A miúdo asócianse ás manchas escuras nubes de metano máis brillantes e persistentes que se forman ao redor da capa tropopausa. 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.

* A aparición dunha gran mancha escura no norte en 2018 evidencia que se aveciña unha gran tormenta.A aparición dunha gran mancha escura no norte en 2018 evidencia que se aveciña unha gran tormenta.
* A gran mancha escura do norte e unha tormenta compañeira máis pequena captadas polo Hubble en 2020A gran mancha escura do norte e unha tormenta compañeira máis pequena captadas polo Hubble en 2020
* A gran mancha escura nunha imaxe sen calibrar en cor da Voyager 2.A gran mancha escura nunha imaxe sen calibrar en cor da *Voyager 2*.
* O vórtice menguante de NeptunoO vórtice menguante de Neptuno

### Calor interna

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.
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). 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; mentres que Neptuno irradia aproximadamente 2,61 veces máis enerxía que a que recibe do Sol. 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, 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.

Órbita e rotación
-----------------

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.
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 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.

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.

### Resonancias orbitais

*Artigos principais**:* Cinto de Kuiper, Obxecto transneptuniano resoante e Troiano de Neptuno.
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. 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.

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, 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. Aínda que Plutón cruza regularmente a órbita de Neptuno, a resonancia 2:3 garante que nunca poidan chocar. As resonancias 3:4, 3:5, 4:7 e 2:5 están menos poboadas.

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.
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. Neptuno tamén ten un cuasisatélite temporal, (309239) 2007 RW10. O obxecto foi un cuasisatélite de Neptuno durante uns 12.500 anos e permanecerá nese estado dinámico durante outros 12.500 anos.

Formación e migración
---------------------

*Artigo principal**:* Formación e evolución do sistema solar.
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.

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. 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. A norma actual máis aceptada 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.

Exploración de Neptuno
----------------------

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. 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.

Satélites de Neptuno
--------------------

Nesta imaxe aparecen Neptuno e as súas lúas: Tritón, Galatea, Náyade, Talasa, Despina, Proteo e Larisa.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. 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 mediade 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  | 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.

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

Notas
-----

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

{\displaystyle {\tfrac {M\_{\text{Neptuno}}}{M\_{\text{Terra}}}}={\tfrac {1.02\times 10^{26}}{5.97\times 10^{24}}}=17.09.}
A masa de Urano é 8.6810 x 1025 kg, dando unha relación de masa

{\displaystyle {\tfrac {M\_{\text{Urano}}}{M\_{\text{Terra}}}}={\tfrac {8.68\times 10^{25}}{5.97\times 10^{24}}}=14.54.}
A masa de Xupiter é 1.8986 x 1027 kg, dando unha relación de masa

{\displaystyle {\tfrac {M\_{\text{Xupiter}}}{M\_{\text{Neptuno}}}}={\tfrac {1.90\times 10^{27}}{1.02\times 10^{26}}}=18.63.}
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. 1 2  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. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10  
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. 1 2  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. 1 2  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. 1 2 3 4 5  Hubbard, W.B. (1997). "Neptune's Deep Chemistry". *Science* **275** (5304). pp. 1279–80. PMID 9064785. doi:10.1126/science.275.5304.1279.
13. 1 2  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. ↑  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. 1 2 3  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. 1 2  "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. ↑  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.
52. ↑  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.
53. ↑  "Neptune Fact Sheet". NASA. Arquivado dende o orixinal o 1 de xullo de 2010. Consultado o 26 de outubro do 2022.
54. ↑  
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.
55. ↑  
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.
56. 1 2  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.
57. ↑  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.
58. ↑  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.
59. ↑  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.
60. ↑  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.
61. 1 2  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.
62. ↑  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.
63. ↑  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.
64. ↑  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.
65. ↑  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.
66. ↑  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.
67. ↑  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.
68. ↑  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.
69. 1 2 3 4  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.
70. 1 2  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.
71. 1 2  
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.
72. ↑  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.
73. ↑  Lindal 1992, p. 967
74. ↑  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.
75. ↑  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.
76. 1 2  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.
77. ↑  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.
78. ↑  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.
79. 1 2  Burgess (1991):64–70.
80. 1 2  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.
81. ↑  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.
82. ↑  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.
83. ↑  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.
84. ↑  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.
85. ↑  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.
86. ↑  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.
87. ↑  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.
88. ↑  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.
89. ↑  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.
90. ↑  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.
91. ↑  "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.
92. ↑  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.
93. ↑  "Neptune's shrinking vortex". *spacetelescope.org*. Arquivado dende o orixinal o 19 de febreiro de 2018. Consultado o 14 de decembro do 2023.
94. ↑  "Happy birthday Neptune". ESA/Hubble. Arquivado dende o orixinal o 15 de xullo de 2011. Consultado o 18 de decembro do 2023.
95. ↑  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.
96. ↑  "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.
97. ↑  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.
98. ↑  Imke de Pater and Jack J. Lissauer (2001), *Planetary Sciences Arquivado 2021-09-29 en Wayback Machine.*, 1ª edición, p. 224.
99. ↑  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.
100. ↑  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.
101. ↑  "List of Transneptunian Objects". Minor Planet Center. Arquivado dende o orixinal o 27 de outubro de 2010. Consultado o 11 de xaneiro do 2024.
102. ↑  Jewitt, David (2004). "The Plutinos". UCLA. Arquivado dende o orixinal o 19 de abril de 2007. Consultado o 11 de xaneiro do 2024.
103. ↑  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.
104. ↑  John Davies (2001). *Beyond Pluto: Exploring the outer limits of the solar system*. Cambridge University Press. p. 104. ISBN 978-0-521-80019-8.
105. ↑  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.
106. ↑  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.
107. 1 2  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.
108. ↑  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.
109. ↑  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.
110. ↑  
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.
111. ↑  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.
112. ↑  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.
113. ↑  "HubbleSite: News - Hubble Reveals Dynamic Atmospheres of Uranus and Neptune". *hubblesite.org*. Consultado o 2019-02-18.
114. ↑  ESA (European Space Agency). "Canicas azules". *esa.int* (en castelán). Consultado o 2019-02-18.
115. ↑  "Scott S. Sheppard - NewUranusNeptuneMoons". *sites.google.com*. Consultado o 2024-02-23.
116. ↑  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.
117. 1 2  "Hubble helps uncover origin of Neptune's smallest moon Hippocamp [heic1904]". *sci.esa.int* (en inglés). Consultado o 2019-02-21.
118. ↑  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
------------

|  |  |
| --- | --- |
|  | Wikimedia Commons ten máis contidos multimedia na categoría:  ***Neptuno Modificar a ligazón no Wikidata*** |

### Bibliografía

* Burgess, Eric (1991). *Far Encounter: The Neptune system*. Columbia University Press. ISBN 978-0-231-07412-4.
* Lindal, (1992). "". Astronomical Journal. 103: 967–82. Bibcode:..967L. doi:. Gunnar F. (1992). "The atmosphere of Neptune – an analysis of radio occultation data acquired with Voyager 2". *Astronomical Journal.* (en inglés) **103**: 967–982. Bibcode:1992AJ....103..967L. doi:10.1086/116119.
* Moore, Patrick (2000). *The Data Book of Astronomy*. CRC Press. ISBN 978-0-7503-0620-1.
* Miner, Ellis D.; Wessen, Randii R. (2002). *Neptune: The Planet, Rings, and Satellites*. Springer-Verlag. ISBN 978-1-85233-216-7.
* Standage, Tom (2001). *The Neptune File*. Penguin. ISBN 978-0-8027-1363-6.

### Outros artigos

* Aneis de Neptuno
* Lúas de Neptuno
* Mini-Neptuno

### Ligazóns externas

* *NASA's Neptune fact sheet* *(en inglés)*

| * v
* c
* e
Sistema solar |
| --- |
| The Sun, the planets, their moons, and several trans-Neptunian objects |
| 
* Sol
* Heliosfera

 | 

|  |  |
| --- | --- |
| 
* Planetas
	+ Aneis
	+ Lúas

 | 
* **Mercurio**
* **Venus**
* **Terra**
	+ Lúa
* **Marte**
	+ Lúas: Fobos
	+ Deimos
* **Xúpiter**
	+ Aneis
	+ Lúas: Ganímedes
	+ Calisto
	+ Ío
	+ Europa
* **Saturno**
	+ Aneis
	+ Lúas: Titán
	+ Rea
	+ Iapeto
	+ Dione
	+ Tetis
	+ Encélado
	+ Mimas
* **Urano**
	+ Aneis
	+ Lúas: Titania
	+ Oberón
	+ Umbriel
	+ Ariel
	+ Miranda
* **Neptuno**
	+ Aneis
	+ Lúas: Tritón

 |
| Planetasmenores | 

|  |  |
| --- | --- |
| Planetas ananos | 
* **Ceres**
* **Plutón**
	+ Lúas: Caronte
* **Haumea**
	+ Lúas: Hiʻiaka
* **Makemake**
	+ Lúa
* **Eris**
	+ Disnomia

 |
| Asteroides(Corpos menores dosistema solar) | 

|  |  |
| --- | --- |
| Asteroides notables | 
* **Vesta**
* **Gaspra**
* **Ida**
* **Apohis**
* **Kalliope**
* Pallas
* 3 Xuno
* Hygiea

 |
| Grupos e familias | 
* Obxectos próximos á Terra
* **Cinto de asteroides**
* **Troianos**
	+ Venus
	+ Terra
	+ Marte
	+ Xúpiter
	+ Urano
	+ Neptuno
* **Centauros**
* Satélites asteroidais
* Meteoroides

 |

 |
| Obxectostransneptunianos | 

|  |  |
| --- | --- |
| Cinto de Kuiper | 
* **Plutinos**
	+ Orcus
	+ Ixion
* **Cubewanos**
	+ 2002 UX25
	+ Varuna
	+ Albion
	+ 2002 TX300
	+ Quaoar
	+ Huya
	+ 2002 AW197

 |
| Disco disperso | 
* 2002 TC302
* 2004 XR190
* Gonggong

 |
| Outros | 
* **Sednoides**
	+ Sedna
	+ 2012 VP113
* **Obxectos separados**
* **Damocloides**
* **Obxectos da Nube de Oort**
	+ Nube de Hills

 |

 |

 |
| Cometas | 
* Cinto principal
* Rasantes
* Grandes
* Extintos
* Perdidos

 |

 |
| Obxectos hipotéticos | 
* Planeta Nove
* Quinto xigante gasoso
* Vulcanoides
* Tyche
* Némese

 |
| 
* Formación e evolución
* Cronoloxía dos descubrimentos

 |

|  |  |
| --- | --- |
| Control de autoridades | 
* Wd: Q332
* WorldCat
* VIAF: 315126296
* BNE: XX453014
* BNF: 12115383c
* BRE: 2261973
* EBID: ID
* FAST: 1241750
* GEC: 0045794
* GiantBomb: 3035-8
* GND: 4041620-3
* JSTOR: neptune
* LCCN: sh85090874
* MAG: 525488444
* NDL: 00564610
* NKC: ph117914
* PSH: 496
* TGN: 7030642
* UAT: 1096

 |

|  |  |
| --- | --- |
| Identificadores | 
* MeSH: D018541

 |