Nereida

Gerard Kuiper descubrió Nereida en 1949.

La órbita de Nereida tiene una excentricidad cercana a 0,75 y es extremadamente alargada.

Nereida tarda casi un año terrestre en orbitar Neptuno.

La distancia de Nereida a Neptuno varía enormemente a lo largo de su órbita.

La órbita alargada de Nereida contrasta con la casi circular de Tritón.

Un satélite natural se forma por procesos naturales y orbita un cuerpo mayor; un satélite artificial es construido por humanos.

El anclaje por marea sincroniza la rotación con el movimiento orbital; no significa que no rote en absoluto.

La órbita de una luna no tiene por qué hallarse en el mismo plano que la órbita de su planeta alrededor del Sol.

Las diferencias de gravedad a lo largo de una luna pueden deformarla mediante fuerzas de marea.

La deformación periódica por mareas puede transformar energía orbital en calor interno.

La resonancia orbital implica períodos cercanos a razones de números enteros simples, acumulando tirones gravitatorios repetidos entre lunas.

Algunas lunas se formaron en discos alrededor de planetas; otras pudieron haber sido capturadas más adelante.

Las lunas pequeñas suelen ser irregulares porque su gravedad no basta para superar la resistencia de sus materiales.

Las lunas grandes tienden a ser más esféricas porque su propia gravedad moldea su forma.

Las lunas heladas pueden albergar océanos líquidos bajo su corteza; una superficie congelada no implica un interior completamente sólido.

Hallar agua o moléculas orgánicas no equivale a encontrar vida.

Tanto el planeta como su luna orbitan su centro de masas común; la oscilación del cuerpo más masivo suele ser mucho menor.

Otros cuerpos perturban la órbita de una luna; una elipse fija es solo una aproximación simplificada.

Las lunas pueden ser más grandes que algunos planetas; su clasificación no se basa únicamente en el diámetro.

Su órbita altamente excéntrica produce grandes variaciones en la distancia a Neptuno, a diferencia de las lunas regulares de órbitas casi circulares.

El brillo visible de una luna procede habitualmente de la luz solar que refleja.

Las lunas también tienen lados iluminados y lados oscuros; la cara que no mira hacia el planeta no permanece perpetuamente a oscuras.

El conteo de cráteres ayuda a estimar la edad de una superficie, pero la renovación geológica y el entorno de impactos también importan.

El paso de una luna por delante de una estrella de fondo produce una ocultación, útil para medir su tamaño o sondear su atmósfera.

Una luna que entra en la sombra de su planeta sufre un eclipse, según la alineación geométrica de las órbitas.

Los cambios diminutos en la velocidad de una nave espacial pueden revelar la masa y el campo gravitatorio de una luna.

La composición, el tamaño del grano y la iluminación influyen en el color de la superficie; las imágenes en color realzado difieren de la vista a simple vista.

El límite entre el día y la noche es el terminador; las largas sombras cercanas realzan el relieve del terreno.

Las superficies con atmósfera escasa o nula carecen de erosión meteorológica fuerte y conservan con mayor facilidad cicatrices de impactos antiguos.

Las fases observadas de una luna se deben a los ángulos cambiantes entre el Sol, la luna y el observador.