Neptün,Güneş Sistemi'nin sekizinci,Güneş'e en uzak vekatı yüzeyi bulunmayangezegenidir.Gaz gezegenler sınıfında yer alan Neptün,Jüpiter veSatürn'e kıyasla farklı yapısından ötürübuz devi olarak da sınıflandırılır. Güneş sistemininUranüs ile beraber en soğuk iki gezegeninden biridir. Katı yüzeye sahip olmamakla birlikte gezegenin dış katmanı genel olarakhidrojen vehelyumdan oluşur. İç katmanında ise gezegenin kütlesinin çoğu kayalık bir çekirdeğin üzerindeki sıcak ve yoğun maddelerden (su,metan veamonyak) oluşur.[16] AdınıRoma deniz tanrısıNeptunus'ten alan gezegen,Güneş Sistemi'nde çapına göre en büyük dördüncü, kütlesine göre ise en büyük üçüncü gezegendir.Dünya'dan 17 kat fazlakütlesiyle, ikizi sayılabilecekUranüs'ten biraz daha büyük ve daha yoğundur.[17]Güneş'e olan uzaklığı ortalama 30Astronomik birimdir.
23 Eylül 1846'da keşfedilen Neptün,[1] deneysel gözlemlerden önce matematiksel tahminlerle tespit edilen ilk ve tek gezegendir.[18]Alexis Bouvard, Uranüs'ünyörüngesindeki beklenmeyen değişikliklere, bilinmeyen bir gezegeninkütleçekimsel etkisinin sebep olduğunu öngördü. Daha sonra Neptün,Johann Gottfried Galle tarafındanUrbain Le Verrier'in tahmin ettiği pozisyonun çok yakınında bir bölgede gözlemlendi. Kısa bir süre sonra da en büyük uydusuTriton keşfedildi. Kalan 12uydusu ise ancak 20. yüzyılda keşfedilebildi. Neptün şimdiye kadar sadeceVoyager 2 tarafından ziyaret edildi.
Neptün'ün yapısıUranüs'e çok benzemektedir, bununla beraber bu ikisi, daha büyükgaz devleri olanJüpiter veSatürn'ün yapısından biraz farklıdırlar. Neptün'ünatmosferi, Jüpiter ve Satürn'ün atmosferi gibi ağırlıklı olarakhidrojen vehelyum ve az miktarlarlardahidrokarbon ileazottan oluşmakla beraber, görece yüksek miktarlardakisu,amonyak vemetan buzları ile onlardan ayrılmaktadır. Astronomların Uranüs ve Neptün'e bazen buz devleri demesinin nedeni de işte bu farklılığı vurgulamaktır.[19] Neptün'ün iç katmanları, Uranüs'e benzer şekilde ağırlıklı olarak buz ve kayaç malzemelerden oluşmaktadır.[20] Atmosferinin üst katmanlarında bulunan metan, gezegenemavi görüntüsünü vermektedir.[21]
Uranüs'ün durağan atmosferinin aksine Neptün'ün atmosferi hareketli ve göze çarpan hava olayları ile dikkat çekmektedir. Örneğin, 1989'dakiVoyager 2 yakın geçişi sırasında gezegenin güney yarım küresinde Jüpiter'dekiBüyük Kırmızı Leke'ye benzer bir Büyük koyu leke vardı. Bütün bu atmosfer olayları, yaklaşık 2100 km/saate varan hızlara sahipGüneş Sistemi'ndeki en güçlü rüzgârlar tarafından gerçekleştirilmektedir.[22] Güneş'e olan uzaklığı nedeniyle, Neptün'ün üst atmosfer katmanları, -218 °C'ye kadar düşensıcaklığıyla Güneş Sistemi'ndeki en soğuk yerlerdendir. Bununla birlikte, gezegenin merkezi yaklaşık 5000 °C kadar sıcaktır.[23][24] Neptün, 1960'larda fark edilen ve 1989'daVoyager 2 tarafından kesin olarak onaylanan çok ince ve parçalı bir halka sistemine de sahiptir.[25]
Galileo'nun çizimlerine göre o, Neptün'ü 28 Aralık 1612 ve 27 Ocak 1613'te gözlemlemiş. Ama Galileo iki seferde de, Neptün'ü hareketsiz görüntüsünden dolayı bir yıldız olarak değerlendirmiştir. Bu sebeple bu gözlemler Neptün'ün keşfi olarak sayılmamaktadır. Tam Galileo'nun ilk gözlemini yaptığı tarihlerde Dünya ve Neptün'ün yörüngedeki hareket yönleri tersine dönmekteydi. Bu kısa zaman aralığı boyunca gezegenlergökyüzünde sabitmiş gibi görünür. Bu da Galileo'nun o zamanki teleskobuyla gezegenin hareketini fark etmesini iyice güçleştirmişti.[26] Bununla birlikte, Temmuz 2009'da Melbourne Üniversitesinden bir fizikçinin açıklamalarına göre Galileo gözlemlediği bu gök cisminin hareketli olduğunu fark etmiş olabilir.[27]
1821'de Alexis Bouvard, Uranüs yörüngesinin astronomik çizelgelerini yayınladı.[28] Takip eden gözlemler, hazırlanan çizelgelerde kayda değer hataların olduğunu ortaya koydu. Bu da Bouvard'ı, Uranüs ile henüz bilinmeyen bir gök cismi arasında olan kütleçekimsel etkileşimin buna sebep olduğunu düşünmeye itti.[29]John Couch Adams, 1843 yılında elindeki verilerden yararlanarak Uranüs'ün yörüngesi üzerine çalışmaya başladı. Daha sonraGeorge Airy'den yeni veriler edindi ve çalışmalarını 1846 senesine kadar sürdürdü. Yeni bir gezegenin varlığıyla ilgili bazı varsayımlar üretti fakat Airy'nin Uranüs'ün yörüngesiyle ilgili talebine karşılık vermedi.[30][31]Aynı tarihlerde Urbain Le Verrier de Adams'tan bağımsız olarak kendi hesaplamalarını geliştirdi. 1846 Haziran'ında Le Verrier'in yayınladığı bulguları gören Airy, bunların Adams'ınkilerle örtüştüğünü fark etti ve Cambridge Gözlemevi müdürüJames Challis'i bu öngörülen yeni gezegeni aramaya ikna etti. Challis Ağustos ve Eylül ayları boyunca gökyüzünü taradı fakat bir sonuç çıkmadı.[29][32]
Bir taraftan Le Verrier de Berlin Gözlemevi astronomuJohann Gottfried Galle'den gezegeni araştırmasını istedi. Gözlemevindeki öğrencilerdenHeinrich d'Arrest, Galle'ye Le Verrier'in tahmin ettiği bölgenin güncel çizelgelerdeki durumuyla o anki gökyüzünün durumunu bir gezegenin sabit bir yıldıza göre yer değiştirmesini de göz önüne alarak karşılaştırmasını önerdi. Le Verrier'in mektubunu aldıkları 23 Eylül 1846 gecesi Neptün, Le Verrier'in tahmin ettiği yerin sadece 1°(Adams'ın tahmininin ise 12° yakınında) uzağında keşfedildi. Challis ise sonradan söz konusu gök cismini Ağustos ayında iki kere gözlemlediğini fakat peşindeki gezegen olduğunu fark edemediğini anladı.[29][33]
Keşfi ertesinde, Neptün, basitçe "Uranüs'ün ötesindeki gezegen" veya "Le Verrier'in gezegeni" biçiminde anılıyordu. İsim konusunda ilk öneri"Janus" olarak Galle'den geldi. Daha sonra Challis deOceanus ismini önerdi.[34] Keşfini isimlendirme hakkının kendisinde olduğunu söyleyen Le Verrier Neptün ismini önerdi.[35] Daha sonra Ekim ayında, bu sefer kendi adı Le Verrier'i isim olarak önerdi ve bu öneri kendi ülkesinde destek de buldu. FakatFransa dışında kabul görmedi.[36] Fransız almanaklarında Uranüs'ün adı Herschel(gezegenin kaşifiWilliam Herschel'in adından) olarak değiştirildi ve yeni gezegen için deLeverrier ismi kullanıldı.[37]
29 Aralık 1846'daStruve gezegen için Saint Petersburg Bilimler Akademisi'ne Neptün ismini önerdi.[38] Daha sonra da Neptün gezegenin uluslararası kabul görmüş ismi oldu. Roma mitolojisi'nde Neptün, deniz tanrısıdır. Dünya haricindeki tüm gezegenlerin ismi Roma mitolojisindeki tanrılardan geliyordu. Neptün için de bu ismin önerilmesiyle bu isimlendirme geleneği korunmuştur.[39]
Greko-Romen kültürle doğrudan bir ilişkisi olmayan ülkelerde bile bu ismin değiştirilmiş şekilleri kullanılmaktadır. Örneğin,Çince,Japonca veKorecede gezegen için "Deniz Tanrısı'nın Yıldızı" anlamındaki yerel sözcükler kullanılmaktadır.[40]
Neptün, 1846'daki keşfinden 1930'da Plüton'un keşfine kadar bilinen en uzak gezegendi. Plüton keşfedildiğinde, bir gezegen olarak kabul edildi ve böylece Neptün, Plüton'un eliptik yörüngesinin onu Güneş'e Neptün'den yaklaştırdığı 1979 ile 1999 arasındaki 20 yıllık bir dönem dışında, bilinen en uzak ikinci gezegen oldu.[41] 1992'de Kuiper kuşağının keşfi, birçok gök bilimcinin Plüton'un bir gezegen mi yoksa Kuiper kuşağının bir parçası mı olması gerektiğini tartışmasına yol açtı.[42][43] 2006 yılında Uluslararası Astronomi Birliği, "gezegen" kelimesini ilk kez tanımlayarak, Plüton'u "cüce gezegen" olarak yeniden sınıflandırdı ve Neptün'ü bir kez daha Güneş Sistemindeki bilinen en uzak gezegen haline getirdi.[44]
1.0243×1026kg'lıkkütlesi,[6] Dünya'nın 17 katı fakat Jupiter'in 1/19'udur.[17] Gezegenin yüzey kütleçekimini sadece Jupiter aşar. Güneş Sistemi'nde yüzey kütleçekimi Dünya'dan fazla olanlar, sadece bu iki gaz devidir.[45] 24764 km'likyarıçapı[46] ile de Dünya'nın 4 katı kadardır.
Neptün'ün iç yapısı Uranüs'e benzemektedir. Atmosferi toplam kütlesinin %5-%10 kadarını ve dıştan merkeze doğru olan mesafesinin de yaklaşık %10-%20'lik kısmını oluşturur.Atmosfer basıncı 10GPa'yı bulmaktadır. Metan, amonyak ve su oranları atmosferin alt katmanlarında daha yüksektir.[23]
Neptün'ün iç yapısı: 1. Üst atmosfer ve bulutlar 2. Hidrojeni helyum ve metandan oluşan Atmosfer katmanı 3. Su, amonyak ve metan buzlarından oluşan manto 4. Kayaç çekirdek (silikatlar, demir ve nikel)
Bu daha koyu ve sıcak bölge, derinlere gittikçe yavaş yavaş sıcaklığın 5000 °C'yi bulduğu, sıvı birmantoya dönüşür. Manto, 10-15 Dünya kütlesine denk; su, amonyak ve metanca zengindir.[1] 7000 km derinlikten itibaren çekirdeğe kadar ortam koşulları öyle bir hal alır ki metan, elmas kristallerine ayrışır.[47]
Neptün'ün çekirdeği ağırlıklı olarakdemir,nikel vesilikatlardan oluşmaktadır, kütlesi 1.2 Dünya kütlesi kadardır.[48] Basınç, merkezde 7Mbar(700GPa), sıcaklık ise 5400K civarındadır.[23][24]
Yüksek kısımlarında, Neptün atmosferi %80 hidrojen ve %19 helyumdan oluşur.[23] Eser miktarda metan da vardır. Metan, ağırlıklı olarakelektormanyetik tayfın kızıl vekızılötesi bölgesine denk gelen 600 nm ve daha uzundalga boylu ışınları soğurur. Bu sebeple, tıpkı Uranüs gibi Neptün de mavi görüntüsüne kavuşur.[49] Bununla birlikte, Neptün'ünazur mavisi görünüşüne karşılık Uranüs, hafifturkuvaza çalan bir görünüme sahiptir. Uranüs ve Neptün atmosferindeki metan miktarları çok benzer olduğu için bu farkın nedeninin atmosferlerdeki henüz bilmediğimiz bazı farklı bileşenler olduğu düşünülüyor.[21]
Neptün atmosferi iki ana katmandan oluşur; içteki troposferde sıcaklık yükseldikçe azalır ve dıştaki stratosferde ise sıcaklık yükseldikçe artar. Bu iki katmanı ayıran tropopoz 0.1bar(10kPa) basınc seviyesindedir.[19] Stratosferden sonra ise, 0.0001microbar ve daha düşük basınçtaki termosfer başlar.[19] Ve son olarak termosferden sonra ekzosfer bulunur.
Atmosferin üst katmanlarındaki bulutlar
Yapılan çalışmalar Neptün troposferinin, yüksekliğe bağlı olarak değişen bileşimlere sahipbulutlar barındırdığını göstermiştir. Yüksek seviylerdeki bulutlar, sıcaklığın metanın yoğunlaşmasına izin verdiği 1 barın altındaki basınçlarda oluşur. 1 - 5 bar arasındaki basınçlarda amonyak vehidrojen sülfür bulutlarının oluştuğuna inanılıyor. 5 barın üzerindeki basınçlarda ise bulutlar amonyak,amonyum sülfit((NH4)2S) ve sudan oluşuyor olabilir. Daha derinlerdeki su buzu bulutları, sıcaklığın 0 °C'ya kadar yükseldiği 50 bar civarındaki basınçlarda meydana geliyor olmalı. Daha da alt kısımlarda amonyak ve hidrojen sülfit bulutları bulunabilir.[50]
Sebebi henüz bilinmeyen nedenlerden dolayı gezegenin termosferi 1000 °C gibi anormal derecede yüksek bir sıcaklığa sahiptir.[51][52] Neptün, Güneş'tenmorötesi ışınların bu sıcaklığı üretemeyeceği kadar uzaktadır. Atmosferle gezegeninmanyetik alanındakiiyonların etkileşimi de olası sebeplerden biridir. Termosfer ayrıca eser miktarlardakarbondioksit ve su da içermektedir, bunun kaynağının dagöktaşları ve tozlar olduğu sanılıyor.[50][53]
Neptün manyetosferi de Uranüs'ünkine çok benzemektedir. Manyetik ekseni, dönme eksenine göre47° eğiktir. Voyager 2, Neptün'e varmadan önce Uranüs manyetosferinin eğikliğinin gezegenin aşırı eğik dönme ekseninin bir sonucu olduğu tahmin ediliyordu. Ama iki gezegenin manyetik alanlarını karşılaştırdıktan sonra, bilim adamları artık bu aşırı eğikliklere, gezegenlerin iç kısımlarındaki akıntıların neden olduğunu düşünüyor.[50]
Neptün'ün dipol manyetik momenti 2.2 × 1017 T·m³'tür. Gezegen yarıçapının yaklaşık 35 katı kadar ötesinde, manyetik alanıGüneş rüzgârlarını yavaşlatarak bir şok dalgası oluşturmaktadır. Güneş rüzgârları basıncının dengelendiği manyetopoz ise Neptün'den, kendi yarıçapının yaklaşık 25 katı kadar ileridedir. Manyetik alanın kuyruğu ise gezegen yarıçapının 72 katı kadar geriye uzanmaktadır.[54]
Kontrastı abartılmış olarakBüyük Kara Leke (üstte), Scooter (orta beyaz bulut) ve Küçük Kara Leke (altta).
Neptün, hızları 600 m/s'ye kadar çıkabilenrüzgârlarla, oldukça hareketlifırtına sistemlerine sahiptir.[22] Bulut seviyelerinde ortalama rüzgâr hızı,ekvator bölgesinde 400 m/s'den kutuplar civarında 250 m/s'ye kadar düşmektedir.[50] Rüzgârların çoğu Neptün'ün dönüş yönünün tersine esmektedir.[55]
Atmosferdeki metan,etan veasetilen yoğunluğu ekvatorda kutuplardan 10-100 kez daha fazladır. Bu da, ekvatorda yükselme, kutuplarda ise alçalma hareketlerine kanıt olarak yorumlanmaktadır.[19]
2007'de ortalama −200 °C (70 K) sıcaklığıyla Neptün'ün güney yarıküresinde, troposferin üst katmanlarının Neptün'ün geri kalanından 10 °C daha sıcak olduğu keşfedildi.[56] Bu sıcaklık farkı da atmosferin geri kalanında katı halde bulunan metanın gaz haline geçmesine yetmektedir. Bu "sıcak" bölgenin sebebi ise bu aralar Güneş ışınlarının güney yarıküreye vurması nedeniyle bu yarıkürenin "yaz" mevsimini yaşamasıdır. İleride mevsimlerin değişmesiyle, güney yarıküre kararacak ve kuzey yarıküre ışık almaya başlayacaktır ve böylece metan salınımı da, güneyden kuzey yarıküreye geçecek.[57]
Mevsimsel değişiklikler yüzünden 1980'lerden bu yana, bulutların gezegenin güney yarımküresinde yoğunlaştığı gözlenmiştir. Bu eğilimin 2020'lere kadar sürmesi bekleniyor. Uzun yörünge periyodu nedeniyle Neptün'demevsimler 40 yıl sürer.[58]
1989 yılında, yaklaşık 86milyon km² alana sahipantisiklonik bir kasırga olanBüyük koyu leke[59] Voyager 2 tarafından keşfedildi. Kasırga, Jupiter'deki Büyük kırmızı lekeyi andırıyordu. Bununla birlikte 5 yıl sonraHubble Uzay Teleskobuyla yapılan gözlemlerde bu leke gözlenemedi. Bunun yerine büyük koyu lekeye çok benzeyen bir kasırga gezegenin kuzey yarımküresinde görüldü.[60]
Gene Voyager 2'nin 1989'daki geçişi sırasında büyük koyu lekeye göre daha güneyde kalan vesiklonik bir kasırga olanKüçük koyu leke de gözlemlendi.[61]Küçük Kara Leke, 1989 karşılaşması sırasında gözlemlenen en yoğun ikinci fırtına olan güneydeki bir siklonik fırtınadır. Parlak bir çekirdek geliştirildi ve en yüksek çözünürlüklü görüntülerin çoğunda görülebilir.[62]
Neptün'ün küçülen girdabıBüyük Koyu Leke'ninVoyager 2 tarafından çekilmiş fotoğrafı
Neptün'ün Uranüs'e göre daha değişken hava koşulları, iç sıcaklığının görece yüksekliğine bağlanıyor.[63] Neptün Güneş'e, Uranüs'e oranla 1.5 kat uzak olsa da ve Uranüs'ün aldığı günışığının %40'ını alsa da[19] yüzey sıcaklığı aşağı yukarı Uranüs'le aynıdır.[63] Neptün troposferinin üst kısımları −221.4 °C sıcaklığa kadar düşer. Atmosfer basıncının 1 bar olduğu seviyede ise sıcaklık −201.15 °C'dir.[64] Uranüs'te olduğu gibi bu sıcaklığın kaynağı bilinmemektedir ama tutarsızlıklar daha fazladır: Uranüs'ün yaydığı enerji, Güneş'ten aldığı enerjiye göre sadece 1.1 kat fazladır[65] bununla birlikte bu oran Neptün'de 2.61'dir.[66] Neptün Güneş'ten en uzak gezegendir ama barındırdığı enerji, Güneş Sistemi'nin en hızlı rüzgârlarını besleyebilmektedir. Olası nedenler arasında gezegen çekirdeğinden gelenradyoaktif bozunum kökenli ısı,[67] yüksek basınç altında metanın hidrojen,karbon(elmas) ve uzun zincirlihidrokarbonlara bozunumu sonucu ortaya çıkabilecekenerji[67][68] ve alt atmosfer katmanlarındakikonveksiyon sonucu stratosferde oluşan hava dalgalarıdır.[69][70]
Neptün (kırmızı yay), Dünya'nın her 164,79 yörüngesi için Güneş'in (merkez) etrafındaki bir yörüngeyi tamamlar. Açık mavi nesne Uranüs'ü temsil ediyor.
Neptün, Güneş'ten ortalama 4,5 milyar km uzaktadır ve Güneş çevresinde bir turunu 164,79yılda tamamlamaktadır. 12 Temmuz 2011 tarihinde Neptün, 1846'daki keşfinden sonra henüz ilk turunu tamamladı[12][71] bununla birlikte, gökyüzünde tam olarak keşfedildiği noktada görünmeyecektir çünkü, dünya kendi yörüngesinde o güne göre farklı bir yerde bulunacaktır.
Neptün'ün yörünge düzlemi Dünya'nınkiyle 1,77°'lik açı yapmaktadır. 0,011'likdışmerkezliği dolayısıyla Neptün'ün Güneş'e en yakın olduğu uzaklıkla en uzak olduğu uzaklık arasında 101 milyon km fark vardır.[72]
Neptün'ün eksen eğikliği 28,32°'dir[73] ve bu açı Dünya(23°) veMars'ınkine(25°) çok benzerdir. Bunun sonucu olarak bu gezegen de benzer mevsimsel değişiklikler geçirir. Ama çok uzun yörünge periyodu dolayısıyla bir mevsimi 40 Dünya senesi sürer.[58] Kendi ekseni etrafında bir turu ise kabaca 16,11 saat sürer.[12] Neptün katı bir yapıya sahip olmadığı için, atmosferi enleme göre farklı hızlarda döner. Ekvatoral bölgenin bir tam tur dönüşü, 18 saate kadar çıkmaktadır. Kutup bölgelerinde ise bu süre 12 saate kadar düşmektedir. Güneş Sistemi'ndeki gaz devleri arasında, bölgeler arası dönüş farkı en fazla olan gezegendir.[74] Bu büyük farklar da enlem bölgeleri sınırlarında çok güçlü rüzgârlar yaratır.[75]
Neptün, hemen ardından gelenKuiper kuşağı üzerinde güçlü bir etkiye sahiptir. Kuiper kuşağı Mars'la Jupiter arasındaki ateroid kuşağına benzer olarak ufak, buzlu gök cisimlerinden oluşan bir halkadır. Güneş'e 30 AU (AU:Astronomik Birim, 1 AU=149.597.870.691 ± 30 m) uzaktaki Neptün yörüngesinin hemen ardından başlayıp yaklaşık 55 AU uzaklığa kadar devam eder.[76] Nasıl ki, Jüpiter'in kütleçekimiasteroit kuşağını şekillendiriyorsa, Neptün kütleçekimi de Kuiper kuşağını şekillendirmektedir. Güneş Sistemi var olduğundan beri, Kuiper kuşağının belli bölgeleri Neptün kütleçekimi tarafından dengesizleştirilmekte, belli bölgelerde boşluklar oluşturulmaktadır. 40. ve 42. AU'lar bunun örnekleridir.[77] Bununla beraber Güneş Sistemi'nin oluşumundan bugüne, bu bölgelerde varlığını sürdüren gök cisimleri de vardır. Varlıklarını ise 1:2 veya 3:4 gibi yörüngesel rezonanslara borçlular. Bu şu anlama gelmektedir: Eğer ikigök cisminden biri, Güneş etrafında bir turunu tamamladığında diğer gök cismi yörüngesinin tam yarısını katetmişse bu iki gök cismi arasında 1:2'lik rezonans söz konusudur. Neptün'ün her 3 turuna karşılık 2 tur anlamına gelen 2:3'lük rezonans, Kuiper kuşağındaki 200 gök cisminde görülür.[78] Bu, Kuiper kuşağı cisimleriyle Neptün arasındaki en yaygın yörüngesel rezonanstır,Plüton da bu gök cisimlerinden biridir. Eliptik yörüngesi nedeniyle bazen Neptün yörüngesine çok yakın geçmesine rağmen bu rezonans sayesinde Neptün'e hiçbir zaman çarpmayacaktır.[79]
Dış gezegenleri ve Kuiper kuşağını gösteren bir simülasyon: a) Jüpiter ve Satürn 2: 1 rezonansa ulaşmadan önce; b) Neptün'ün yörünge kaymasını takiben Kuiper kuşağı nesnelerinin içe doğru saçılmasından sonra; c) dağınık Kuiper kuşağı gövdelerinin Jüpiter tarafından fırlatılmasından sonra
Neptün ve Uranüs'ün oluşum süreçlerini doğru şekilde açıklamak şu anki bilgilerimizle çok zordur. Günümüzdeki modellere göre ilk zamanlarında Güneş Sistemi'nin dış bölgelerinde bu büyüklükteki yapıların oluşumu için yeterlimadde miktarı yoktu. Bu nedenle sürekli etrafındaki kütleyi çekerek büyümeye dayalı geleneksel varsayımların yerine farklı modeller geliştirildi.[80]
Bu varsayımlardan birine göre bu gezegenler maddenin daha yoğun olduğu Güneş'e yakın bölgelerde oluştular ve yavaş yavaş günümüzde bulundukları yörüngelere kaydılar.[81] Şu anda Kuiper kuşağındaki küçük cisimlerin çokluğunu da açıklayabilen buvarsayım gök bilimciler arasında en çok kabul gören varsayımdır.[82] Göç eden Neptün'ün ve diğer gaz devlerinin Kuiper kuşağı üzerindeki etkilerini araştıran bu hipotez,Nice modeli olarak bilinir.[83][84][85]
Hubble Uzay Teleskobu'ndan Proteus (üstte), Larissa (sağ alt) ve Despina (solda) ile Neptün'ün doğal renkli görünümü
Neptün'ün bilinen 16 uydulu biruydu sistemi bulunmaktadır.[86] Bunların içinde açık farkla en büyüğü;William Lassell tarafından, Neptün'ün keşfinden sadece 17 gün sonra gözlenen, Neptün etrafında dönen toplam kütlenin %99.5'ini oluşturan,[87] ve ayrıca küresel şekle sahip olabilecek kadar kütleye sahip tek gök cismi olan,Triton'dur. İstisnai olarak, Güneş Sistemi'ndeki diğer tüm uydulara göre ters yönde bir yörüngeye sahiptir. Bu özelliği onun olduğu yerde oluşmadığını, Neptün tarafından yakalandığını gösteriyor. Eski bir Kuiper kuşağıcüce gezegeni olabilir.[88] Triton yörüngesinde eş zamanlı olarak döner, yani Neptün'e hep aynı yüzü dönüktür.Gelgit ivmelenmesi nedeniyle de gezegenine git gide yaklaşmaktadır. 3.6 milyar yıl sonraRoche limitine ulaştığında da parçalanarak yok olacaktır.[89] 1989'da yaklaşık −235 °C (38 K) sıcaklığıyla Triton,.[90] Güneş Sistemi'ndeki en soğuk gök cismiydi.[91]
Neptün'ün uydusu Proteus
Neptün'ün ikinci keşfedilen uydusu, Güneş Sistemi'ndeki en eliptik uydu yörüngesiyleNereid'tir. 0.7512'lik dışmerkezliğiyle;enöte uzaklığı,enberi uzaklığının 7 katıdır.[92]
1989'da, Temmuz'dan Eylül'e kadar Voyager 2 altı yeni uydu daha keşfetti.[54] Bunlar gezegenin ikinci büyük uydusuProteus, en içteki dört uydusuNaiad,Thalassa,Despina veGalatea ve en uzak uydusuLarissa'dır. Beş yeni, küçük ve düzensiz uydu 2004 yılında duyuruldu.[93][94] Neptün, adını Roma deniz tanrısından aldığı için uydularına da daha küçük deniz tanrıları ve perilerinin isimleri verilmiştir.[39] Neptün'ün 14. uydusuS/2004 N 1'in keşfi 15 Temmuz 2013'te duyuruldu.[86]
Hippocamp'ı Neptün'ün halka sisteminde daha önce keşfedilen diğer iç uydularla birlikte gösteren bileşik bir Hubble görüntüsü
Neptün, beş anahalkadan oluşan bir sisteme sahiptir. Başta "yaylar" olarak adlandırılan halkalar, 22 Temmuz 1984'tePatrice Bouchet, Reinhold Häfner ve Jean Manfroid'dan oluşan ekip tarafındanŞili'dekiLa Silla Gözlemevi'nde ve William Hubbard liderliğindeki bir program kapsamında F. Vilas ve L. R. Elicer tarafından Cerro Tololo Amerikaarası Gözlemevi'nde keşfedildi. Halkalar, 1989'daVoyager 2 uzay aracı tarafından fotoğraflandı. Halkaların en yoğun kısımları,Satürn'ün ana halkalarının yoğunluğu nispeten az kısımlarıyla (C halkası ve Cassini bölümü gibi) karşılaştırılabilir; ancak Neptün'ün halka sisteminin çoğu görece zayıf, soluk vetozlu olupJüpiter'in halkalarına daha çok benzemektedir. Neptün'ün halkalarına, gezegenle ilgili önemli çalışmalara katkıda bulunan gök bilimcilerin adları verilmiştir:Galle,Le Verrier,Lassell,Arago veAdams. Neptün, uydularındanGalatea'nın yörüngesine denk gelen ve isim verilmemiş soluk bir halkaya daha sahiptir. Diğer üç uydusu olanNaiad,Thalassa veDespina halkalar arasındaki yörüngelerde dönmektedirler.
Neptün'ün halkaları, son derece koyu renkli, muhtemelenorganik bileşikler içeripradyasyon etkisinde kalan malzemelerden oluşmaktadır. Benzer malzemelerUranüs'ünhalkalarında da görülür. Halkalardaki toz oranı (%20 ile %70 arasında) yüksek,optik derinlikleri ise düşük ile orta seviyede ve 0,1'den azdır. Adams halkası Fraternité, Égalité 1 ve 2, Liberté ve Courage adında beş ayrı yay içerir ve bu özelliğiyle benzersizdir. Yaylar dar birenberi boylamı alanı kaplar, ilk tespit edildikleri 1980'den bu yana çok az değişmişlerdir ve kayda değer derecede kararlıdırlar. Yayların nasıl kararlı kaldığı hâlâ devam eden bir tartışma konusudur ve muhtemelen kararlılıkları Adams halkası ve iççoban uydu Galatea arasındakiyörüngesel rezonans etkileşimi ile ilgilidir.
2018'de,Avrupa Güney Rasathanesi, Dünya yüzeyinden Neptün'ün net ve yüksek çözünürlüklü görüntülerini elde etmek için benzersiz lazer tabanlı yöntemler geliştirdi.
Neptün'ü, Jüpiter'inGalileo uyduları ve cüce gezegenCeres'den bile düşük olan +7.7 ila +8.0kadirden arasında değişen parlaklığı[95] sebebiyle çıplak gözle göremeyiz.[6][10] Birteleskop veya güçlü birdürbünle ufak mavi bir disk olarak gözlemlenebilir.[96]
Dünya'mıza olan uzaklığı sebebiyle görünür boyutları da oldukça küçüktür.[6][10] Bu da gezegen üzerinde görsel verilere dayalı çalışmaları iyice güçleştirmişti. Hubble Uzay Teleskobu'ndan önce teleskoplardan elde edilen veriler oldukça sınırlıydı.[97][98]
Voyager 2'nin Neptün yakın geçişi, 25 Ağustos 1989 tarihinde gerçekleşti. Daha sonra aynı gün içinde Triton'a da bir yakın geçiş yapıldı.[99] Gezegenin manyetik alanının özellikleri, kendi ekseni etrafında dönüş süresi, hareketli atmosferi, uyduları ve halkaları hakkında birçok bilgi, Voyager 2'nin bu ziyareti sırasında edinildi.[54][99]
2003 yılındaNASA'nın Neptün'e yollanacak bir uzay aracı önerisi yayınlanmıştı. Uzay aracının 2016 yılında fırlatılması öngörülüyordu ama şu anda projenin geleceği belirsizdir.
Voyager 2 uçuş görevinden sonra, Neptün sisteminin bilimsel keşfinde bir sonraki adım, birFlagship mission olarak kabul edilir.[100] Böyle varsayımsal bir misyonun 2020'lerin sonunda veya 2030'ların başında mümkün olacağı öngörülüyor.[100]
^abcHamilton, Calvin J. (4 Ağustos 2001)."Neptune". Views of the Solar System. 3 Mart 2016 tarihindekaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 13 Ağustos 2007.
^de Pater, Imke; Lissauer, Jack J. (2015).Planetary Sciences (2. güncelleme bas.). New York: Cambridge University Press. s. 250.ISBN978-0-521-85371-2. 26 Kasım 2016 tarihinde kaynağındanarşivlendi. Erişim tarihi: 17 Ağustos 2016.
^Pearl, J.C. (1991). "The albedo, effective temperature, and energy balance of Neptune, as determined from Voyager data".J. Geophys. Res. Cilt 96. ss. 18,921-30.Bibcode:1991JGR....9618921P.doi:10.1029/91JA01087.
^abMunsell, Kirk (13 Kasım 2007)."Neptune overview".Solar System Exploration. NASA. 8 Aralık 2015 tarihindekaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 20 Şubat 2008.
^Bouvard, A. (1821).Tables astronomiques publiées par le Bureau des Longitudes de France. Paris: Bachelier.
^abcAiry, G. B. (13 Kasım 1846). "Account of some circumstances historically connected with the discovery of the planet exterior to Uranus".Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Cilt 7. ss. 121-144.
^Adams, J. C. (13 Kasım 1846). "Explanation of the observed irregularities in the motion of Uranus, on the hypothesis of disturbance by a more distant planet".Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Cilt 7. s. 149.
^Challis, Rev. J. (13 Kasım 1846). "Account of observations at the Cambridge observatory for detecting the planet exterior to Uranus".Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Cilt 7. ss. 145-149.
^Galle, J. G. (13 Kasım 1846). "Account of the discovery of the planet of Le Verrier at Berlin".Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Cilt 7. s. 153.
^Gingerich, Owen (1958). "The Naming of Uranus and Neptune".Astronomical Society of the Pacific Leaflets. Cilt 8. ss. 9-15.
^Hind, J. R. (1847). "Second report of proceedings in the Cambridge Observatory relating to the new Planet (Neptune)".Astronomische Nachrichten.25 (21). s. 309.doi:10.1002/asna.18470252102.
^Unsöld, Albrecht (2001).The New Cosmos: An Introduction to Astronomy and Astrophysics (5. bas.). Springer. s. 47.ISBN3-540-67877-8.
^P. Kenneth, Seidelmann (2007). "Report of the IAU/IAGWorking Group on cartographic coordinates and rotational elements".Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy.90 (3). ss. 155-180.doi:10.1007/s10569-007-9072-y.
^Herbert, Floyd (1999). "Ultraviolet Observations of Uranus and Neptune".Planet.Space Sci.47 (8-9). ss. 1119-1139.doi:10.1016/S0032-0633(98)00142-1.
^Encrenaz, Therese (2003). "ISO observations of the giant planets and Titan: what have we learnt?".Planet. Space Sci.51 (2). ss. 89-103.doi:10.1016/S0032-0633(02)00145-9.
^Orton, G. S., Encrenaz T., Leyrat C., Puetter, R. and Friedson, A. J. (2007). "Evidence for methane escape and strong seasonal and dynamical perturbations of Neptune's atmospheric temperatures".Astronomy and Astrophysics.doi:10.1051/0004-6361:20078277.KB1 bakım: Birden fazla ad: yazar listesi (link)
^Lindal, Gunnar F. (1992). "The atmosphere of Neptune – an analysis of radio occultation data acquired with Voyager 2".Astronomical Journal. Cilt 103. ss. 967-982.doi:10.1086/116119.
^Pearl, J. C. (1991). "The albedo, effective temperature, and energy balance of Neptune, as determined from Voyager data".Journal of Geophysical Research Supplement. Cilt 96. ss. 18,921-18,930.
^Scandolo, Sandro (2003). "The Centers of Planets".American Scientist.91 (6). s. 516.doi:10.1511/2003.6.516.
^McHugh, J. P. (1999). "Computation of Gravity Waves near the Tropopause".American Astronomical Society, DPS meeting #31, #53.07. Cilt 31.
^McHugh, J. P. (1996). "Neptune's Energy Crisis: Gravity Wave Heating of the Stratosphere of Neptune".Bulletin of the American Astronomical Society. s. 1078.[ölü/kırık bağlantı]
^Anonymous (9 Şubat 2007)."Horizons Output for Neptune 2010–2011". 5 Ocak 2012 tarihinde kaynağındanarşivlendi. Erişim tarihi: 25 Şubat 2008.—Numbers generated using the Solar System Dynamics Group, Horizons On-Line Ephemeris System.
^Yeomans, Donald K. (13 Temmuz 2006)."HORIZONS System". NASA JPL. 20 Mart 2016 tarihinde kaynağındanarşivlendi. Erişim tarihi: 8 Ağustos 2007.—Sitede, "web interface"'e gidin ve sonra "Ephemeris Type: Elements", "Target Body: Neptune Barycenter" ve "Center: Sun"'i seçin.
^Williams, David R. (6 Ocak 2005)."Planetary Fact Sheets". NASA. 4 Mart 2016 tarihinde kaynağındanarşivlendi. Erişim tarihi: 28 Şubat 2008.
^Stern, S. Alan (1997). "Collisional Erosion in the Primordial Edgeworth-Kuiper Belt and the Generation of the 30–50 AU Kuiper Gap". Geophysical, Astrophysical, and Planetary Sciences, Space Science Department, Southwest Research Institute.doi:10.1086/304912.
^Smith, R. (2009). "Resolved debris disc emission around η Telescopii: a young solar system or ongoing planet formation?".Astronomy and Astrophysics.493 (1). ss. 299-308.doi:10.1051/0004-6361:200810706.
^In 1977, for example, even the rotation period of Neptune remained uncertain.See:Cruikshank, D. P. (1 Mart 1978). "On the rotation period of Neptune".Astrophysical Journal, Part 2 – Letters to the Editor. Cilt 220. University of Chicago Press. ss. L57-L59.doi:10.1086/182636.
^Max, C. (1999). "Adaptive Optics Imaging of Neptune and Titan with the W.M. Keck Telescope".Bulletin of the American Astronomical Society. Cilt 31. s. 1512.
"Neptune."25 Temmuz 2013 tarihindeWayback Machine sitesindearşivlendi. Smith, Bradford A.World Book Online Reference Center. 2004. World Book, Inc. (NASA.gov)(İngilizce)
.svg)
.jpg)
.jpg)
