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Proteo (luna)

Proteo ( / ˈp r oʊ t i ə s / PROH -tee-əs ), también conocido como Neptuno VIII , es la segunda luna más grande de Neptuno y el satélite interior más grande de Neptuno . Descubierto por la Voyager 2 en 1989, recibe su nombre de Proteo , el dios del mar que cambia de forma de la mitología griega . [11] Proteo orbita Neptuno en una órbita casi ecuatorial a una distancia de aproximadamente 4,75 veces el radio del ecuador de Neptuno. [3]

A pesar de ser un cuerpo predominantemente helado de más de 400 km (250 mi) de diámetro, la forma de Proteus se desvía significativamente de un elipsoide . [6] Tiene una forma más parecida a la de un poliedro irregular con varias facetas ligeramente cóncavas y un relieve de hasta 20 km (12 mi) de altura. Su superficie es oscura, de color neutro y está muy llena de cráteres. [12] El cráter más grande de Proteus es Pharos , que tiene más de 230 km (140 mi) de diámetro. También hay una serie de escarpes , surcos y valles relacionados con grandes cráteres.

Es probable que Proteo no sea un cuerpo original que se formó con Neptuno. Podría haberse formado posteriormente a partir de los restos que se formaron cuando Tritón , el satélite neptuniano más grande , fue capturado. [13]

Descubrimiento y denominación

Voyager 2, la sonda espacial que descubrió Proteo

Proteus fue descubierto a partir de las imágenes tomadas por la sonda espacial Voyager 2 dos meses antes de su sobrevuelo de Neptuno en agosto de 1989. Proteus fue descubierto 40 años después del descubrimiento de la luna Nereida de Neptuno en 1949. [14]

Tras su descubrimiento, Proteus recibió la designación provisional temporal S/1989 N 1. [ 15] Stephen P. Synnott y Bradford A. Smith anunciaron su descubrimiento el 7 de julio de 1989, hablando únicamente de "17 fotogramas tomados durante 21 días", lo que da una fecha de descubrimiento de algún momento anterior al 16 de junio. [16]

El 16 de septiembre de 1991, S/1989 N 1 recibió el nombre de Proteo , el dios del mar cambiante de la mitología griega [11] siguiendo la convención de que las lunas de Neptuno debían recibir nombres de deidades y criaturas relacionadas con el mar.

Órbita

Proteus orbita alrededor de Neptuno a una distancia de aproximadamente 117.647 km (73.102 mi), casi igual a 4,75 veces el radio ecuatorial del planeta. La órbita de Proteus es casi circular, tiene una pequeña excentricidad orbital y está inclinada unos 0,5 grados con respecto al ecuador de Neptuno. [3] Proteus está bloqueado por mareas con Neptuno y gira sincrónicamente con su movimiento orbital, lo que significa que Proteus siempre presenta la misma cara a Neptuno. [4]

Es posible que Proteus haya estado en una resonancia orbital 1:2 con Larisa , donde Proteus realizó una órbita por cada dos órbitas realizadas por Larisa. Debido a la migración de marea hacia afuera de Proteus a lo largo del tiempo, este ya no es el caso. [17] Es posible que Proteus haya cesado su resonancia orbital integral con Larisa hace varios cientos de millones de años. [17] [9]

Características físicas

Comparación de tamaño entre Proteus (abajo a la izquierda), la Luna (arriba a la izquierda) y la Tierra

Proteo es la segunda luna más grande de Neptuno y es la más grande de sus lunas progradas regulares. Tiene aproximadamente 420 km (260 mi) de diámetro, más grande que Nereida , la tercera luna más grande de Neptuno. No fue descubierta por telescopios terrestres porque Proteo orbita tan cerca de Neptuno que se pierde en el resplandor de la luz solar reflejada. [15]

Composición

Imagen en falso color de Proteus tomada por la Voyager 2 , con su gran cráter Pharos ubicado a la derecha

La superficie de Proteus es oscura, ya que tiene un albedo geométrico de alrededor del 10 por ciento, lo que significa que su superficie refleja el 10 por ciento de la luz que recibe del Sol . El color de su superficie es neutro, ya que la reflectividad no cambia apreciablemente con la longitud de onda de violeta a verde. [15] En el rango del infrarrojo cercano de alrededor de la longitud de onda de 2 μm, la superficie de Proteus se vuelve menos reflectante, lo que indica la posible presencia de compuestos orgánicos complejos como hidrocarburos o cianuros . Estos compuestos pueden ser responsables del bajo albedo de las lunas neptunianas interiores. Si bien generalmente se piensa que Proteus contiene cantidades significativas de hielo de agua, no hay una confirmación espectroscópica definitiva de su presencia en la superficie. [12] Sin embargo, la espectrofotometría NIRCam del telescopio espacial James Webb de la luna ha revelado una característica de absorción de 3 μm, lo que indica posible hielo de agua o minerales hidratados en la superficie de Proteus. [18] El albedo infrarrojo de Proteus medido en 1,4, 2,1, 3,0 y 4,6 micrones parece coincidir con otros cuerpos pequeños oscuros del Sistema Solar, como 2004 EW95 . [18]

Forma

La forma de Proteo es cercana a una esfera con un radio de aproximadamente 210 km (130 mi), aunque las desviaciones de la forma esférica son grandes, hasta 20 km (12 mi); los científicos creen que es aproximadamente tan grande como un cuerpo de su densidad puede ser sin ser atraído a una forma esférica perfecta por su propia gravedad . [6] Proteo es ligeramente alargado en la dirección de Neptuno, aunque su forma general es más cercana a un poliedro irregular que a un elipsoide triaxial . La superficie de Proteo muestra varias facetas planas o ligeramente cóncavas que miden de 150 a 200 km de diámetro. Probablemente sean cráteres de impacto degradados . [4]

Características de la superficie

Imagen de Proteus tomada por la Voyager 2 , procesada digitalmente y que muestra las características de la superficie
Mapa de Proteo

Proteus está plagado de cráteres y no muestra signos de modificación geológica alguna. [15] El cráter más grande, Pharos, tiene un diámetro de entre 230 y 260 km . [6] Su profundidad es de unos 10 a 15 km. [4] El cráter tiene una cúpula central en su suelo de unos pocos kilómetros de altura. [4] Pharos es la única formación superficial con nombre en esta luna: el nombre es griego y se refiere a la isla donde reinó Proteus. [19] Además de Pharos, hay varios cráteres de entre 50 y 100 km de diámetro y muchos más con diámetros inferiores a 50 km. [4]

Otras formas de relieve en Proteus incluyen características lineales como escarpes , valles y surcos. El más prominente corre paralelo al ecuador al oeste de Pharos. Estas características probablemente se formaron como resultado de los impactos gigantes, que formaron Pharos y otros cráteres grandes o como resultado de las tensiones de marea de Neptuno. [4] [6]

Características nombradas

Los cráteres proteicos reciben su nombre de espíritus, dioses y diosas relacionados con el agua (excluidos los nombres griegos y romanos). A fecha de mayo de 2024, solo hay un cráter con nombre en este cuerpo. [19]

Origen

Es poco probable que Proteo, al igual que las otras lunas interiores de Neptuno, sea un cuerpo original que se formó con él, y es más probable que se haya acrecentado a partir de los escombros que se produjeron después de la captura de Tritón. La órbita de Tritón en el momento de la captura habría sido muy excéntrica y habría causado perturbaciones caóticas en las órbitas de las lunas interiores originales de Neptuno, haciendo que colisionaran y se redujeran a un disco de escombros. [13] Solo después de que la órbita de Tritón se circularizara, parte del disco de escombros se reacrecionó para formar las lunas actuales de Neptuno. [20]

Proteus inicialmente tenía una órbita más pequeña alrededor de Neptuno, y puede haberse formado más cerca del planeta. En el momento de la formación de Proteus, se estimó que su órbita era 8000 km (5000 mi) menor que su distancia actual de Neptuno. [21] Con el tiempo, Proteus migró hacia afuera de Neptuno a través de interacciones de marea. Durante la migración hacia afuera de Proteus, las colisiones y los eventos de impacto pueden haber formado grandes cráteres y haber expulsado fragmentos de Proteus en órbita alrededor de Neptuno. Una colisión de Proteus y otro objeto posiblemente podría explicar el origen de la luna más pequeña de Neptuno , Hippocamp , que orbita cerca de Proteus. [21]

Notas

  1. ^ En otros artículos se informaron dimensiones ligeramente diferentes. Thomas y Veverka en 1991 informaron440 km × 416 km × 404 km . [4] [5] Croft en 1992 informó430 kilómetros × 424 kilómetros × 410 kilómetros . [6] Karkoschka informó en 2003 (440 ± 12 ) × (416 ± 16 ) × (404 ± 20 ) km. [7] La ​​diferencia se debe al uso de diferentes conjuntos de imágenes y al hecho de que la forma de Proteus no está bien descrita por un elipsoide triaxial. [4]
  2. ^ Una densidad deSe calculó entre 0,4 y 0,8 g/cm 3 . El volumen se aproximó como una esfera con un radio de210 ± 7 km . [9] La masa se calculó con la densidad proporcionada y el volumen supuesto.
  3. ^ Densidad obtenida a partir de la masa calculada y el volumen proporcionado de(3,4 ± 0,4) × 10 7  km 3 de Stooke (1994). [4]
  4. ^ Gravedad superficial derivada de la masa m , la constante gravitacional G y el radio r :
  5. ^ Velocidad de escape derivada de la masa m , la constante gravitacional G y el radio r :

Referencias

  1. ^ "Proteus". Diccionario de inglés Lexico UK . Oxford University Press . Archivado desde el original el 22 de marzo de 2020.
  2. ^ "Protean" . Diccionario Oxford de inglés (edición en línea). Oxford University Press . (Se requiere suscripción o membresía a una institución participante).
  3. ^ abc Jacobson, RA; Owen, WM Jr. (2004). "Las órbitas de los satélites neptunianos interiores a partir de observaciones realizadas con el Voyager, el telescopio terrestre y el telescopio espacial Hubble". Astronomical Journal . 128 (3): 1412–1417. Bibcode :2004AJ....128.1412J. doi :10.1086/423037.
  4. ^ abcdefghijklm Stooke, Philip J. (1994). "Las superficies de Larisa y Proteo". Tierra, Luna y Planetas . 65 (1): 31–54. Bibcode :1994EM&P...65...31S. doi :10.1007/BF00572198. S2CID  121825800.
  5. ^ Williams, Dr. David R. (22 de enero de 2008). "Hoja informativa sobre el satélite neptuniano". NASA (Centro Nacional de Datos de Ciencia Espacial) . Consultado el 12 de diciembre de 2008 .
  6. ^ abcdefg Croft, S. (1992). "Proteus: Geología, forma y destrucción catastrófica". Icarus . 99 (2): 402–408. Bibcode :1992Icar...99..402C. doi :10.1016/0019-1035(92)90156-2.
  7. ^ abc Karkoschka, Erich (2003). "Tamaños, formas y albedos de los satélites interiores de Neptuno". Icarus . 162 (2): 400–407. Bibcode :2003Icar..162..400K. doi :10.1016/S0019-1035(03)00002-2.
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Enlaces externos

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