8. Neptuno

Descubrimiento de Neptuno

Después del descubrimiento de Urano, los astrónomos siguieron con gran interés su posición en el cielo. Si dependiera únicamente de Urano y del Sol, Urano se movería a lo largo de una elipse perfecta que se podría calcular fácilmente. Sin embargo, tanto Saturno como Júpiter ejercían sobre él una pequeña atracción. Cuando, en su desplazamiento alrededor del Sol, alguno de estos planetas se situaba detrás de Urano, la atracción se ejercía hacia atrás y tendía a ralentizar el movimiento de Urano. Cuando uno de estos planetas se colocaba delante de Urano, la atracción se ejercía hacia adelante y tendía a acelerarlo.

Como Saturno y Júpiter se movían cada uno dentro de su propia órbita, la distribución de las atracciones sobre Urano cambiaba de forma constante, y por eso era bastante complicado calcular la posición cambiante de Urano.

En 1821 el astrónomo francés Alexis Bouvard (1767-1843) calculó muy minuciosamente la órbita de Urano. Consideró todas las observaciones realizadas desde el descubrimiento del planeta y a éstas sumó las observaciones que se habían hecho antes del mismo, cuando diversos astrónomos pensaban que estaban determinando la posición de una estrella. Luego volvió a calcular las influencias gravitatorias de Júpiter y Saturno sobre Urano.

Al terminar con todo ello, observó que la órbita que tenía en sus resultados no representaba el movimiento real de Urano. Este era tal que en algunas ocasiones estaba nada menos que 2 minutos de arco alejado de la posición que se le calculaba. Esta discrepancia en su posición sólo correspondía a 1/15 del diámetro aparente de la Luna, pero era lo suficiente para inquietar a los astrónomos. Sus cálculos debían ser mucho más exactos.

La forma más fácil de explicar esta discrepancia en la posición era suponer que había una fuerza de atracción sobre Urano, además de las de Júpiter y Saturno.

Existía, ciertamente, la atracción de los demás planetas: Marte, la Tierra, Venus y Mercurio. Pero eran demasiado pequeños o estaban demasiado lejos para tenerlos en cuenta. Para explicar el distanciamiento de Urano respecto a su posición debida, tenía que haber un gran planeta que ejerciera la supuesta atracción. Y si dicho planeta estuviera más cerca del Sol que Urano, haría tiempo que se habría visto —indudablemente incluso antes del descubrimiento de Urano.

La conclusión es que tenía que haber un planeta más allá de Urano, que algunas veces lo aceleraba y otras lo ralentizaba, un planeta que todavía no se había descubierto y cuya atracción, por eso mismo, no se había tenido en cuenta.

Ahora sólo hacía falta buscar el planeta hasta encontrarlo. Pero era más fácil decirlo que hacerlo. Urano era apenas perceptible a simple vista, y quedaba tan lejos que hacía falta un buen telescopio para verlo en forma de disco, siendo necesario un detenido estudio día a día para captar su lento desplazamiento sobre el fondo de las estrellas. Un planeta todavía más lejano, a no ser que fuera un gigante increíblemente grande, sería todavía menos brillante, totalmente invisible para el ojo humano, con un disco todavía más pequeño y con una velocidad menor en su movimiento a través del cielo. Todos los signos de un planeta iban a ser muy débiles.

Y lo que es más, cuanto menos brillante es un planeta, más son las estrellas que tienen un brillo parecido al suyo. Un planeta se debe descubrir entre las estrellas que se amontonan a su alrededor, y cuanto menos brillante sea el planeta, mayor es el número de estrellas reveladas por la ampliación del telescopio.

Evidentemente, el descubrimiento de un planeta más distante que Urano iba a ser una tarea muy difícil. Los astrónomos podrían pasarse años rastreando el cielo sin descubrirlo, y pocos eran los que estaban dispuestos a emprender una tarea tan ardua cuando cabía la posibilidad de que no llegaran a encontrar nada.

Pero quizá había alguna manera de saber por adelantado dónde podría estar el planeta. Había indicios de que eso era posible.

En 1766 el astrónomo alemán Johann Daniel Titius (1729-1796) había señalado una interesante relación matemática en las distancias de los planetas. Supongamos, por ejemplo, que comenzamos escribiendo una serie numérica que empieza por 0 y 3 y a partir de ahí vamos doblándolos: 0, 3, 6, 12, 24, 48, 96, 192, 384…

Supongamos luego que sumamos 4 a cada uno de los números: 4, 7, 10, 16, 28, 52, 100, 196, 388… Finalmente, supongamos que tenemos una lista con las distancias medias de los planetas al Sol, contando la distancia de la Tierra al Sol como si fuera de 10. Si comparamos las dos series de números, tendríamos los resultados que se indican en la tabla 60.

Los números de Titius suscitaron poco interés, pero en 1772 Bode (que luego pondría el nombre a Urano) les dio cierta publicidad. A partir de entonces se llamó «ley de Bode», pero en estos últimos años se habla, con mayor precisión, de la «ley de Titius-Bode».

A los astrónomos los números de Titius les parecían interesantes pero inútiles —hasta que se descubrió Urano en 1781. La distancia de Urano al Sol, tomando como unidad la Tierra=10, resultó ser de 191,82, muy próxima al número de Titius, 196. Con esto los números ganaron de repente gran importancia; parecían representar un mapa del sistema solar.

El interés se centró en seguida en el número 28 de Titius, que no estaba representado por ningún planeta. Los astrónomos comenzaron a hablar del «hueco» entre Marte y Júpiter, y a hacer planes para explorar el cielo a la búsqueda de un planeta situado a una distancia equivalente al número 28 de Titius. Poco antes de que comenzara la búsqueda, se descubrió Ceres de forma totalmente accidental (véase De Ícaro a Hidalgo) pero la búsqueda siguió adelante y se descubrieron tres asteroides más.

La distancia de Ceres al Sol resultó ser 27,7 tomando como base Tierra=10, es decir, muy próximo a 28. Se descubrieron otros asteroides, es cierto, pero el número 28 representaba, con bastante exactitud, la distancia media de los asteroides al Sol.

Cuando Bouvard señaló la discrepancia en el movimiento orbital de Urano, los astrónomos ya daban por descontado que si había un planeta más allá de Urano, su distancia del Sol debería corresponder más o menos al número 388 de Titius. Esto significaba que estaría dos veces más lejos del Sol que Urano.

Supongamos, pues, que hay un planeta a dicha distancia, y supongamos que su tamaño es parecido al de Urano y que se mueve en una órbita circular alrededor del Sol dentro del mismo plano que la órbita de Urano. Tendría que ejercer sobre Urano una atracción gravitatoria determinada que se podría calcular.

Imaginemos que existiese una atracción gravitatoria sobre Urano que explicara la discrepancia entre su posición y la teoría. Dada esta atracción, quizá se podría ir hacia atrás y determinar la órbita del planeta desconocido y su posición en el momento del cálculo.

En 1841, un estudiante de matemáticas de veintidós años, alumno de la universidad de Cambridge (Inglaterra), abordó el problema y trabajó en él en sus ratos libres. Se llamaba John Couch Adams (1819-1892) y lo terminó para septiembre de 1845. El planeta desconocido —concluyó— debía de estar en un lugar determinado de la constelación de Aquarius el día 1 de octubre de 1845.

Naturalmente, era demasiado esperar que estuviera exactamente en el lugar indicado. El planeta podía ser un poco mayor o un poco más pequeño que Urano, un poco más o un poco menos distante que el número 388 de Titius, su órbita podía ser un poco más excéntrica o tener una mayor inclinación respecto a la eclíptica de la esperada. Todas estas cosas harían que estuviera en una posición ligeramente diferente —pero quizá no demasiado lejana. Un astrónomo debería examinar con su telescopio una zona en torno a la posición calculada. Sería aburrido, pero mucho mejor que buscar el planeta sin ninguna pista.

Adams dio el resultado de sus cálculos a James Challis (1803-1882), director del Observatorio de Cambridge. Además esperaba que Challis examinara la parte del cielo que él indicaba, pero Challis pensó que tenía cosas más importantes que hacer y se quitó el muerto de encima dando a Adams una carta de recomendación para el Astrónomo Real, George Biddell Airy (1801-1892).

Adams fue dos veces a casa de Airy, y las dos estaba fuera. En una tercera ocasión, Airy estaba cenando y no quiso que le molestaran. Adams dejó allí sus cálculos y cuando Airy los hojeó no le impresionaron demasiado, por lo que el asunto no prosperó.

Mientras tanto, un joven astrónomo francés, Urbain Jean Joseph Leverrier (1811-1877) estaba trabajando también en el problema, de forma totalmente independiente. Terminó su trabajo medio año después que Adams y recibió prácticamente la misma respuesta. También él envió sus cálculos a Airy.

Airy, al recibir dos veces el mismo material procedente de dos personas distintas, se interesó en el tema. Escribió a Challis en julio de 1846 y le pidió que estudiara el cielo en las proximidades de la posición indicada para ver si podía encontrar un planeta.

Challis se resistió a realizar la tarea, pues pensaba que no iba a servir para nada. Tras recibir la petición de Airy pasaron tres semanas antes de que se pusiera a trabajar, y cuando comenzó lo hizo con gran lentitud. Tan poco era su interés que ni siquiera comparó las estrellas observadas un día con las mismas estrellas observadas otro día para ver si alguna de ellas se había movido con relación a las demás —lo cual sería signo seguro de que era un planeta.

Mientras tanto, Leverrier, que no tenía noticia ninguna de Cambridge, decidió probar en otra parte. El 18 de septiembre escribió al Observatorio de Berlín y su director, Encke (el del cometa Encke), pidió a uno de sus astrónomos, Johann Gottfried Galle (1812-1910), que hiciera la comprobación.

Galle estaba de suerte. El Observatorio de Berlín había preparado cuidadosamente una serie de cartas estelares y Galle tenía una muy buena, preparada sólo medio año antes, de la región del cielo donde podía estar el nuevo planeta. Eso significaba que no tenía que observar todas las estrellas día tras día para ver si se había movido alguna de ellas. Lo único que tenía que hacer era observar las estrellas y compararlas con su posición en la carta. Cualquier estrella que estuviera fuera de su posición sería, probablemente, el planeta buscado.

La noche del 23 de septiembre de 1846, Galle se puso a trabajar con su ayudante, Heinrich Ludwig D’Arrest (1822-1875). Galle miraba por el telescopio, moviendo metódicamente su objetivo por el campo de observación, cantando en voz alta las posiciones de las estrellas una por una, mientras D’Arrest comprobaba en la carta esas posiciones. Apenas llevaban una hora de trabajo cuando Galle señaló la posición de una estrella de octava magnitud y D’Arrest contestó con gran emoción: «No está en la carta».

¡Era el planeta! Estaba a menos de un grado del lugar calculado.

Una vez anunciada la noticia, Challis revisó rápidamente sus propias observaciones y comprobó que había visto Neptuno en cuatro ocasiones distintas, pero nunca había comparado las posiciones y por tanto no sabía lo que había visto.

Hubo ciertas discusiones sobre quién era el que merecía el título de descubridor, pero hoy día se suele admitir que lo merecen a partes iguales Adams y Leverrier.

Luego se comprobó que el planeta había sido observado mucho antes de que se pensara que había un planeta más allá de Urano. El 8 de mayo de 1795, cuando sólo habían pasado catorce años del descubrimiento de Urano, el astrónomo francés Joseph Jérôme de Lalande (1732-1807) observó una estrella cuya posición anotó. Dos días más tarde la observó de nuevo y se molestó al ver que había cometido un error al señalar la posición. Registró la nueva posición y se olvidó del asunto. En realidad no había cometido ningún error. La «estrella» se había movido en aquellos días, pues Lalande, sin saberlo, había estado mirando el planeta que estaba más allá de Urano.

¿Cómo se debía llamar el nuevo planeta? Algunos astrónomos franceses propusieron el nombre de «Leverrier», en honor de su descubridor, pero los astrónomos no franceses mostraron unánimemente su desaprobación.

El propio Leverrier, observando que el nuevo planeta era todavía más verde que Urano, propuso el nombre de Neptuno, dios romano del mar verde (equivalente del dios griego Poseidón). Se aceptó la propuesta y con Neptuno se quedó.

Los planetas exteriores

Cuando se estableció la órbita de Neptuno, se comprobó que era casi circular, con una excentricidad de 0,0086, cifra inferior a la de los demás planetas, con excepción de Venus. La inclinación orbital de Neptuno es de 1,77º en comparación con 0,77º de Urano. En ambos aspectos, la órbita de Neptuno se aproximaba a lo que habían supuesto Adams y Leverrier para simplificar sus cálculos, y esto les había ayudado a dar con una respuesta que estaba muy próxima a los hechos.

Pero en un aspecto Neptuno constituyó una enorme sorpresa. Destruyó la ley de Titius-Bode. Neptuno estaba ciertamente a una enorme distancia del Sol —una distancia de 4.496.600.000 kilómetros. Era una distancia 1,5 veces mayor que la de Urano, pero con eso no bastaba. Si la ley de Titius-Bode se cumpliera a rajatabla, Neptuno debería haber estado a unos 5.800.000.000 kilómetros del Sol (véase tabla 61 y figura 24).

Dada su gran distancia del Sol, Neptuno se movía por su órbita a una velocidad que era menor que la de cualquiera de los planetas anteriormente conocidos y le costaba más tiempo dar una vuelta alrededor del Sol (véase tabla 62). Desde la fecha en que se produjo su descubrimiento, Neptuno no ha tenido todavía tiempo de terminar una vuelta completa a su órbita. Hasta el año 2010 no volverá al lugar de Aquarius donde fue descubierto.

La gran distancia de Neptuno explica la dificultad de su descubrimiento. Las razones son varias. Mientras que, en su momento de máximo brillo, Urano tiene una magnitud de 5,52, la de Neptuno no pasa nunca de 7,84. Por eso el brillo de Neptuno es sólo 1/9 del brillo de Urano, y nunca se puede apreciar a simple vista.

El movimiento aparente de Neptuno por el cielo sólo equivale, por término medio, a 21,5 segundos de arco. Es sólo la mitad del movimiento aparente de Urano. Harían falta 86,5 días para que Neptuno recorriera una distancia igual al diámetro de la Luna, mientras que Urano sólo necesitaría 42,9 días.

Finalmente, el diámetro aparente de Neptuno tiene, como máximo, 2,4 segundos, en comparación con los 4,2 segundos de arco que tiene Urano. Con ampliaciones iguales, Neptuno parece tener sólo tres quintos del diámetro y la tercera parte de la superficie de Urano.

Considerando el menor brillo de Neptuno, su movimiento más lento y su figura más pequeña, eran pocas las probabilidades de que llegara a descubrirse accidentalmente, como Urano. Los cálculos de Adams-Leverrier eran una necesidad.

Conociendo el tamaño aparente de Neptuno y su distancia, se pudo calcular su diámetro, que resultó aproximadamente de la misma magnitud que el de Urano (véase tabla 63). Resultó ser el cuarto planeta que superaba en tamaño a la Tierra. Hasta ahora, los cuatro planetas exteriores, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno, siguen siendo los únicos cuerpos del sistema solar (sin contar al Sol) que son mayores que la Tierra (véase figura 25). Por esta razón, algunas veces se conocen con el nombre de los cuatro planetas gigantes.

El período de rotación de Neptuno es tan difícil de determinar como el de Urano. Las mediciones más recientes, tomadas a comienzos de 1977, dan la impresión de que Neptuno, como Urano, gira más lentamente de lo que se había esperado (véase tabla 64).

Aunque Neptuno se parece mucho a Urano por su tamaño, color y período de rotación, hay una diferencia que vamos a mencionar a continuación. El eje de rotación de Neptuno está inclinado 28,8º con relación a la perpendicular al plano de revolución. Es sólo un poco más que la inclinación de los ejes de la Tierra, Marte y Saturno. A diferencia de Urano, Neptuno no va rodando de lado al desplazarse alrededor del Sol.

Tritón

Neptuno está todavía más aislado que Urano. Desde Neptuno, el Sol tiene un diámetro aparente de sólo 1 minuto de arco, pero este punto parecido a una estrella sigue brillando todavía con una luz que equivale a 515 veces la de la Luna llena vista desde la Tierra. El débil calor del lejano Sol mantiene la «Superficie» de Neptuno a una temperatura de -228° C o de sólo 45° C por encima del cero absoluto.

Desde Neptuno, Júpiter no se ve nunca a una distancia mayor de 10 grados con relación al Sol, Saturno nunca se aleja más de 18,5 grados, y Urano nunca más de 32,5 grados. Los tres están justo en el límite de la visibilidad natural. En general se puede decir que si el ojo humano estuviera en el nivel superior de la capa de nubes de Neptuno, lo único que vería serían las estrellas fijas, el punto brillante del Sol —y una cosa más.

El 10 de octubre de 1846, menos de tres semanas después del descubrimiento de Neptuno, el astrónomo inglés William Lassell descubrió un satélite del mismo.

El satélite recibió el nombre de Tritón, que era hijo de Poseidón (Neptuno) en la mitología griega. En cierto sentido, el nombre no es muy afortunado. Nos encontramos ahora con que el primero y mayor de los satélites de Saturno es Titán, el primero y mayor de los satélites de Urano es Titania, y el primero y mayor de los satélites de Neptuno es Tritón. No hace falta insistir en la facilidad con que se pueden producir confusiones.

Lo más interesante de Tritón es su magnitud, que en el momento de más brillo es de 13,6. No es mucho, ciertamente, pero Tritón es más brillante que cualquiera de los dos satélites de Urano conocidos por entonces, Titania y Oberón, que tienen magnitudes de 13,9 y 14,1 respectivamente. Teniendo en cuenta que Tritón está 1,5 veces más lejos de la Tierra que Titania y Oberón, y que Tritón está iluminado por una luz solar cuya intensidad no llega a la mitad de la que reciben Titania y Oberón, era evidente que Tritón tenía que ser bastante grande.

Y lo era. El diámetro de Tritón tiene 3.800 kilómetros, lo que equivale a 1,1 veces el diámetro de la Luna. Tritón es mayor que los dos satélites menores de Galileo en Júpiter, pero es más pequeño que Titán, Ganímedes y Calisto.

Fue el primer gran satélite descubierto después de Titán, casi doscientos años antes, y en total era el séptimo. Entre los grandes ocupa una posición superior a la media en cuanto a masa (véase tabla 65). Los siete satélites grandes tienen una masa total que es sólo diez veces mayor que la de la Luna o dos veces mayor que la de Mercurio.

Tritón da la vuelta a Neptuno siguiendo una órbita que es casi un círculo perfecto, y su distancia del centro de Neptuno es de 355.000 kilómetros. Está sólo un poco más cerca de Neptuno que la Luna de la Tierra.

A pesar de que Tritón tiene que recorrer aproximadamente la misma longitud de órbita que la Luna, Tritón tarda 5,87.654 días, o aproximadamente una quinta parte menos que la Luna. Esto constituye una clara indicación de que Neptuno tiene una masa bastante superior a la de la Tierra. En realidad, la masa de Neptuno es notablemente mayor que la de Urano (véase tabla 66) a pesar de que Neptuno tiene un tamaño menor.

Esta discrepancia se refleja con mayor claridad cuando se considera la densidad de los planetas exteriores (véase tabla 67). Neptuno, que es el más pequeño de los cuatro planetas exteriores, es también el más denso. Aunque en sus regiones exteriores es gaseoso, y aunque en gran parte está compuesto de hielos como Urano, Neptuno debe tener un núcleo rocoso que, en comparación con su volumen total, es mayor que en el caso de los demás planetas exteriores.

La poco común densidad de Neptuno se refleja también en su gravedad superficial (véase tabla 68).

Cuanto mayor sea la masa de un planeta, mayor será la intensidad de su gravitación. Sin embargo, si se trata de un planeta grande, la superficie está muy alejada del centro y esto disminuye la atracción de la gravedad superficial. Si el planeta tiene una densidad especialmente baja, la superficie estará bastante alejada del centro para la masa encerrada, y la gravedad superficial será sorprendentemente pequeña.

Esa es la razón por la que Saturno, con su densidad extraordinariamente baja, consigue tener una gravedad superficial que es sólo un poco inferior a la de la Tierra, a pesar de tener una masa mucho mayor que la de ésta. Urano, a pesar de ser uno de los mayores planetas, tiene una gravedad superficial que es sólo 4/5 de la de la Tierra.

Sin embargo, Neptuno tiene la densidad suficiente para contar con una gravedad superficial mayor que la de la Tierra. En realidad, de todos los cuerpos del sistema solar sólo el Sol, Júpiter y Neptuno tienen gravedades superficiales mayores que la de la Tierra.

La velocidad de escape es un índice algo más preciso de la masa total. Todos los grandes planetas exteriores tienen velocidades de escape que son mayores que la de la Tierra (que es de unos 11,2 kilómetros por segundo). Incluso Urano, el de menor masa de los planetas exteriores, tiene una velocidad de escape casi el doble de la de la Tierra.

Por otro lado, si consideramos la masa de los planetas exteriores, la masa de Júpiter es 2,5 veces mayor que la de los otros tres planetas exteriores juncos. Los cuatro planetas juntos constituyen el 99 por 100 de toda la materia del sistema solar, descontando al Sol. Los demás planetas (incluyendo a la Tierra), los satélites, asteroides y cometas constituyen entre todos el 1 por 100 restante. Casi se podría decir que el sistema solar se compone de una estrella, dos grandes planetas, dos planetas de tamaño medio y detritos.

Los grandes satélites de Júpiter y Saturno giran todos ellos en el plano del ecuador de su planeta. Tritón, como nuestra Luna, rompe con la norma. La órbita de Tritón parece tener una inclinación de 20 grados con relación al plano del ecuador de Neptuno.

Sin embargo, Tritón sigue su órbita en dirección retrógrada, moviéndose en dirección contraria a la que sigue Neptuno en su rotación. Por eso los astrónomos prefieren decir que la órbita de Tritón tiene una inclinación de 160 grados con relación al plano del ecuador de Neptuno (véase figura 26). Las razones de este hecho permanecen en el misterio.

Si pudiéramos imaginarnos a nosotros mismos en la superficie de Neptuno, veríamos Tritón con una anchura aparente de 37 minutos de arco, o un poquito más ancho que la Luna vista desde la Tierra. La superficie total de Tritón, visto desde Neptuno, es 1,42 veces la superficie de la Luna, vista desde la Tierra. Sin embargo, como la luz del lejano Sol es muy débil, Tritón sólo está iluminado con 1/150 del brillo de nuestra Luna, aun admitiendo el hecho de que estará probablemente helado y reflejará una mayor proporción de la luz recibida que la Luna.

Tritón es el único satélite del sistema solar que, visto desde su planeta, parece mayor que la Luna vista desde el nuestro.

Tritón es también excepcionalmente grande en comparación con el planeta al que da vueltas. La masa de Tritón es 0,0013 veces la de Neptuno, o aproximadamente 1/750. Compárese esto con la masa de Titán, que es sólo 1/4.000 la de Saturno, o con la de Ganímedes, que es sólo 1/12.000 la de Júpiter. Pero en este aspecto Tritón debe ceder el primer lugar a nuestra Luna, cuya masa es 1/81 de la masa de la Tierra.

Desde Tritón, Neptuno brilla en el cielo con una anchura de 8 grados. Así pues, Neptuno tiene una superficie 235 veces mayor que la de la Luna tal y como se nos aparece a nosotros. A pasar de esto, y a pesar de que Neptuno refleja la mitad de la luz que le llega, la que le llega desde el puntito del Sol es tan poca que cuando Tritón ve a Neptuno en su fase llena, recibe de su enorme globo sólo la mitad de la luz que nosotros recibimos de nuestra Luna, mucho más pequeña.

Nereida

Durante el siglo que siguió al descubrimiento de Neptuno parecía que Tritón, como nuestra Luna, era un satélite solitario. Ahora bien, dada la enorme distancia de Neptuno era difícil ver algo que no fuera un gran satélite, y no se excluía que hubiera un número de pequeños objetos dando vueltas a Neptuno, aunque demasiado oscuros para que pudiéramos verlos.

En 1949 Kuiper (que había descubierto Miranda, el satélite más interior de Urano, el año anterior) detectó en las proximidades de Neptuno un pequeño objeto cuya magnitud era sólo 19. Un examen detenido demostró que daba vueltas a Neptuno y que era un segundo satélite. Kuiper lo llamó Nereida. Las nereidas eran un grupo de ninfas que, según la mitología griega, estaban al servicio de Poseidón (Neptuno). Como Titán, Nereida hace mención a un grupo de individuos de la mitología, y no a un personaje concreto.

Nereida tiene un diámetro de unos 240 kilómetros (150 millas) y su órbita tiene una inclinación de 28 grados con relación al plano del ecuador de Neptuno. Da vueltas alrededor de él en sentido directo, y sin embargo su órbita no tiene nada de corriente. La órbita de Nereida tiene una excentricidad de 0,75. Es la órbita más excéntrica de todos los satélites del sistema solar.

La distancia media entre Nereida y Neptuno es de 5.562.000 kilómetros. En uno de los extremos de su alargada órbita, Nereida se aproxima a 1.390.000 kilómetros de Neptuno. En el otro extremo se precipita hacia el espacio y llega a una distancia de 9.374.000 kilómetros de Neptuno, es decir, siete veces más lejos (véase figura 27).

Para realizar una vuelta completa alrededor de Neptuno, recorriendo esta enorme elipse, Nereida necesita 359,88 días, o 0,985 años. En su punto de mayor distancia a Neptuno, Nereida se mueve a una velocidad orbital de sólo 0,84 kilómetros por segundo. Esto equivale a sólo 4/5 de la velocidad orbital de nuestra Luna. Nereida es, por el momento, el único satélite conocido del sistema solar que se mueve en algún momento con una velocidad orbital inferior a la de nuestra Luna.

Desde Neptuno, Nereida podría aparecer en el cielo como una estrella más; y además no excesivamente brillante. En su momento de máxima aproximación, sería una de las estrellas de magnitud 2, aproximadamente tan brillante como la Estrella Polar. Luego se iría borrando de la vista al ir alejándose, hasta que, en su punto de mayor distanciamiento, sería de sexta magnitud, estando en los límites de la visibilidad para una persona con buena visión.

Desde Nereida, Neptuno cambia espectacularmente de tamaño a lo largo de la revolución anual del satélite. Cuando Nereida está más cerca de Neptuno, el planeta aparecería en su cielo con un diámetro de 2 grados, y con una superficie aparente unas quince veces superior a la de nuestra Luna, pero con una irradiación total de sólo 1/8.

Luego, el globo de Neptuno se iría reduciendo lentamente con el paso de los días hasta que, medio año más tarde, cuando Nereida estuviera en su punto más distante, Neptuno sólo tendría 0,3 grados de anchura, con una superficie de 1/3 la de la Luna y un brillo de sólo 1/350 el de la misma.

Nereida, como Febe y los pequeños satélites de Marte y Júpiter, parecería un asteroide capturado. Su tamaño reducido, su órbita sumamente alargada y su considerable inclinación orbital lo confirmarían.

Sin embargo, si Nereida es un asteroide capturado, ¿cómo es que pudo llegar tan lejos, hasta las proximidades de Neptuno? El hecho de que llegara parece confirmar la noción de que los confines más exteriores del sistema solar pueden contener un gran número de asteroides que, si son invisibles para nosotros, es debido únicamente a su distancia.

De estos asteroides, el primero en descubrirse fue Febe, el segundo Nereida y el tercero Quirón. Este último es el único de los tres que no es, todavía, un satélite.

No es extraño que Febe y Nereida fueran descubiertos antes que Quirón, pues los alrededores de un planeta se estudian con mayor detención que los espacios vacíos. Si pudiéramos estudiar todas las partes del zodiaco con el mismo interés con que estudiamos las proximidades de los planetas, puede ser que descubriésemos docenas de Quirones.