Captura de Tritón

En 1995, William B. McKinnon y Andrew C. Leith estudiaron y modelaron la fricción del gas dentro de una nebulosa circumplanetaria masiva que rodea a Neptuno. En este escenario, Tritón interactúa directamente con el gas y el polvo circundantes a Neptuno, induciendo una fricción que extrae energía de su órbita. Un encuentro cercano con Neptuno, donde la velocidad relativa de Tritón es mayor debido a la aceleración gravitacional, podría capturarlo directamente de la órbita solar en un solo paso. Sin embargo, dado que la fricción del gas continuaría influyendo en la órbita de Tritón, la luna correría el riesgo de caer en espiral hacia Neptuno a menos que se mitigue la influencia de la fricción posterior a la captura. Investigaciones anteriores sobre la captura por fricción del gas postulan un colapso rápido de la envoltura de gas, dejando a Tritón varado e impidiendo su migración posterior. McKinnon y Leith evaluaron este escenario como improbable a menos que la acreción de Neptuno terminara muy rápidamente. En cambio, McKinnon y Leith argumentan que la gran masa de Tritón contribuye a su supervivencia y que, tras su captura, Tritón podría ser capaz de despejar un hueco, poniendo fin a la evolución de su resistencia gaseosa. ^{[ 10 ]}

La captura de tres cuerpos, propuesta más recientemente por Craig B. Agnor y Douglas P. Hamilton en 2006, involucra a Tritón en un sistema binario con un tercer objeto, similar a Plutón y su gran luna Caronte . En esta hipótesis, a medida que el sistema binario se acerca a Neptuno, se libera de las fuerzas de marea; un componente del sistema binario es expulsado y Tritón es capturado en una órbita altamente excéntrica alrededor de Neptuno. Para que esto ocurra, el compañero que escapa debe ser lo suficientemente masivo como para proporcionar el impulso necesario para una captura en una sola pasada, aunque aún puede ser menos masivo que Tritón. El evento habría sido "suave y breve", ya que Tritón no está sujeto a una disrupción violenta ni a una desintegración orbital potencialmente peligrosa posterior a la captura. Además, la prevalencia de sistemas binarios entre los objetos del cinturón de Kuiper , combinada con la migración hacia afuera de Neptuno al principio de la historia del Sistema Solar, asegura que un encuentro entre Neptuno y un sistema binario no es particularmente improbable. ^{[ 11 ]}

La configuración de Nereida ha sido difícil de conciliar con los modelos de captura. Si Tritón fue capturado durante la era de las migraciones de planetas gigantes, sería razonable suponer que Nereida también fue capturada en este período. Como resultado, la fase de alta excentricidad de Tritón habría perturbado enormemente cualquier otra luna irregular presente en el momento de su captura, incluida Nereida. El modelado de Erica Nogueira y colaboradores demostró que si el semieje mayor inicial de Tritón estaba entre 100 y 400 radios de Neptuno ( R _N ,24.622 ± 19  km ^{[ 12 ]} ), Nereida casi siempre colisionó con Neptuno en 0,1 Myr (0,1 millones de años). Para conciliar esto, Nogueira y colaboradores consideraron cinco posibles escenarios para explicar la existencia y la configuración actual de Nereida: ^{[ 13 ]}

• Tritón podría haber sido capturado en una órbita mucho más pequeña, con un semieje mayor menor a 50 R _N. Esto le permitiría circularizarse mucho más rápidamente, aumentando las posibilidades de supervivencia de Nereida. Sin embargo, es poco probable que sea capturado en una órbita con un semieje mayor pequeño.
• Es posible que Nereida no sea un satélite capturado, sino un miembro superviviente del sistema lunar primordial de Neptuno. Los modelos desarrollados por Nogueira y sus colaboradores no lograron desviar a Nereida de su órbita prograda; en todos los casos, la estrella colisionaba con Neptuno o era expulsada. Por consiguiente, consideran improbable este escenario.
• En 2010, Desch y Porter propusieron una modificación del modelo de captura de tres cuerpos, en la que el compañero es mucho más masivo : el doble de la masa de la Tierra. Desch y Porter no informaron sobre el semieje mayor típico de Tritón después de este mecanismo de captura, por lo que no está claro si el modelo que propusieron es compatible con la existencia de Nereida.
• Las interacciones entre Tritón y un enorme disco de escombros producido por la desintegración de las lunas primordiales podrían reducir rápidamente la excentricidad de Tritón. Sin embargo, si el semieje mayor de Tritón es lo suficientemente grande, aumenta el riesgo de que los satélites primordiales lo expulsen, y no está claro si estos satélites se desintegrarían con la suficiente rapidez como para disminuir el riesgo de una colisión destructiva con Tritón.
• Si Tritón fue capturado antes de la inestabilidad planetaria, su órbita se habría circularizado mucho antes de la captura de Nereida y las demás lunas irregulares, ya que es improbable que estas hubieran estado presentes. Nogueira y sus colaboradores consideran este escenario como el más plausible.

Tras su captura, la órbita de Tritón habría sido muy excéntrica, circularizándose posteriormente hasta alcanzar su órbita actual, casi circular. En este estado excéntrico inicial, las mareas provocadas por Neptuno en Tritón habrían sido extremas, disipando grandes cantidades de energía en su interior y contribuyendo a la circularización de su órbita. La cantidad de energía disipada probablemente fue suficiente para contribuir a la diferenciación de Tritón en un núcleo rocoso y un manto helado, llegando incluso a fundir completamente el satélite. Al principio de esta fase, Tritón se caracterizó por un fuerte enfriamiento turbulento, con transferencia de calor mediante una intensa convección en su océano de agua líquida. A medida que la magnitud del calentamiento por mareas disminuye durante el proceso de circularización, se forma una capa de hielo sobre el océano de agua líquida, ralentizando el enfriamiento; el calentamiento por mareas calentaría preferentemente la base de esta capa de hielo. En combinación con el calentamiento radiogénico dentro del núcleo rocoso de Tritón, el calentamiento por mareas inducido tras su captura y posterior circularización podría haber sido suficiente para mantener un océano de agua líquida subterráneo hasta nuestros días. ^{[ 14 ]}

Hay siete lunas regulares conocidas en el interior de la órbita de Tritón, todas las cuales tienen órbitas progradas casi circulares y son fuertemente perturbadas por Tritón. ^{[ 16 ] : 1} Es improbable que estas lunas representen el sistema de lunas regulares original de Neptuno, ya que la captura de Tritón habría sido severamente destructiva para cualquier luna preexistente alrededor de Neptuno. Después de la captura de Tritón en una órbita altamente excéntrica, las perturbaciones comenzarían a aumentar la excentricidad de las lunas primordiales, potencialmente hasta una excentricidad de 0.3 antes de que la amortiguación de marea de Neptuno sea más efectiva para reducir las excentricidades de los satélites que Tritón para aumentarlas. En esta excentricidad, dos satélites entre el límite de Roche para el hielo (~2.7 R _N ) y 5 R _N podrían colisionar entre sí, con una escala de tiempo de colisión calculada de 1 kyr (1,000 años). Dado que la escala de tiempo durante la cual las órbitas se superponen antes de que sus excentricidades se amortigüen es de 100 kyr, es casi seguro que las colisiones ocurrirían dentro de esta escala de tiempo. Tras las colisiones, los escombros habrían amortiguado rápidamente las órbitas de cualquier fragmento o luna restante. Después de que la órbita de Tritón se circularizara, un nuevo sistema de lunas "hijas" se reacrecionó a partir de los escombros restantes. ^{[ 17 ]}

Tritón eleva las mareas en Neptuno. Debido a la órbita retrógrada de Tritón, este proceso elimina lentamente el momento angular de su órbita, lo que provoca que se contraiga en un proceso llamado desaceleración de marea . ^{[ 18 ] : 867} La rapidez con la que decae su órbita depende de cuánta energía se disipa en el interior de Neptuno, medida por su factor de disipación de marea ( Q _N ). ^{[ 19 ] : 1} Las primeras estimaciones de Q _N fueron demasiado bajas, lo que llevó a predicciones de que Tritón alcanzaría el límite de Roche y se desintegraría en un anillo planetario en 100 Myr. ^{[ 18 ] : 867} Modelos posteriores mostraron que su decaimiento es más suave. Christopher F. Chyba concluyó en 1989 que Tritón tardaría ~3,6 Gyr en alcanzar el límite de Roche. ^{[ 7 ] [ 18 ] : 867} Posteriores refinamientos del valor de Q _N llevaron a un estudio de 2025 que mostró una evolución orbital aún más lenta, con Tritón sobreviviendo durante 28 Gyr. ^{[ 19 ] : 9}