Перайсці да зместу

Нептун (планета)

Правіць спасылкі
Гэты артыкул уваходзіць у лік выдатных
З Вікіпедыі, свабоднай энцыклапедыі
(Пасля перасылкі з Планета Нептун)
У паняцця ёсць і іншыя значэнні, гл. Нептун.
Нептун ♆
Нептун з «Вояджэра-2».
Адкрыццё
Першаадкрывальнік Урбэн Левер’е, Іаган Гале, Генрых д’Арэ
Месца адкрыцця Берлін
Дата адкрыцця 23 верасня 1846[1]
Спосаб выяўлення разлік
Арбітальныя характарыстыкі[2][заўв 1]
Перыгелій 4 452 940 833 км
29,76607095 а. а.
Афелій 4 553 946 490 км
30,44125206 а. а.
Вялікая паўвось (a) 4 503 443 661 км
30,10366151 а. е.
Эксцэнтрысітэт арбіты (e) 0,011214269
Сідэрычны перыяд абарачэння 60 190,03[3] дня
164,79 года
Сінадычны перыяд абарачэння 367,49 дня[4]
Арбітальная скорасць (v) 5,4349 км/с[4]
Сярэдняя анамалія (Mo) 267,767281°
Нахіл (i) 1,767975°
6,43° адносна сонечнага экватара
Даўгата ўзыходнага вузла (Ω) 131,794310°
Аргумент перыцэнтра (ω) 265,646853°
Спадарожнікі 14
Фізічныя характарыстыкі
Сплюшчанасць 0,0171 ± 0,0013
Экватарыяльны радыус 24 764 ± 15 км[5][заўв 2]
Палярны радыус 24 341 ± 30 км[5][заўв 2]
Плошча паверхні (S) 7,6408×109 км²[3][заўв 2]
Аб'ём (V) 6,254×1013 км³[4][заўв 2]
Маса (m) 1,0243×1026 кг[4]
Сярэдняя шчыльнасць (ρ) 1,638 г/см³[4][заўв 2]
Паскарэнне свабоднага падзення на экватары (g) 11,15 м/с²[4][заўв 2] (1,14 g)
Другая касмічная скорасць (v2) 23,5 км/c[4][заўв 2]
Экватарыяльная скорасць вярчэння 2,68 км/с
9648 км/ч
Перыяд вярчэння (T) 0,6653 дня[6]
15 г 57 хв 59 с
Нахіл восі 28,32°[4]
Прамое ўзыходжанне паўночнага полюса (α) 19гадз 57мін 20с[5]
Схіленне паўночнага полюса (δ) 42,950°[5]
Альбеда 0,29 (Бонд)
0,41 (геам.)[4]
Бачная зорная велічыня 8,0—7,78m[4][7]
Вуглавы дыяметр 2,2"—2,4"[4][7]
Тэмпература
 
мін. сяр. макс.
узровень 1 бара
72 К[4](каля -200 °С)
0,1 бара (трапапаўза)
55 К[4]
Атмасфера[4]
Склад:

80±3,2 %вадарод (H2)
19±3,2 %гелій
1,5±0,5 %метан
~0,019 %дэйтэрыд вадароду (HD)
~0,00015 %этан
Льды:
аміячныя
водныя
гідросульфідна-амоніявыя (NH4SH)
метанавыя (?)

Непту́н — восьмая і самая далёкая планета Сонечнай сістэмы. Нептун таксама з’яўляецца чацвёртай па дыяметры і трэцяй па масе планетай. Маса Нептуна ў 17,2 разы, а дыяметр экватара ў 3,9 разы большыя чым зямныя[8]. Планета была названа ў гонар рымскага бога мораў. Яго астранамічны сімвал ♆ — стылізаваны трызубец Нептуна.

Выяўлены 23 верасня 1846 года[1], Нептун стаў першай планетай, адкрытай дзякуючы матэматычным разлікам, а не шляхам рэгулярных назіранняў. Выяўленне непрадбачаных змяненняў у арбіце Урана спарадзіла гіпотэзу аб невядомай планеце, гравітацыйным уплывам якой яны і абумоўленыя. Нептун быў знойдзены ў межах прадказанага становішча. Неўзабаве быў адкрыты і яго спадарожнік Трытон, аднак астатнія 13 спадарожнікаў, вядомыя цяпер, былі невядомыя да XX стагоддзя. Планету наведаў толькі адзін касмічны апарат, «Вояджэр-2», які праляцеў паблізу Нептуна 25 жніўня 1989 года.

Нептун па складзе блізкі да Урана, і абедзве планеты адрозніваюцца па складзе ад большых планет-гігантаў — Юпітэра і Сатурна. Часам Уран і Нептун выдзяляюць у асобную катэгорыю «ледзяных гігантаў»[9]. Атмасфера Нептуна, як і атмасферы Юпітэра і Сатурна, складаецца ў асноўным з вадароду і гелію[10], разам са слядамі вуглевадародаў і, магчыма, азоту, аднак утрымлівае ў сабе больш высокую прапорцыю льдоў: воднага, аміячнага, метанавага. Ядро Нептуна, як і Урана, складаецца галоўным чынам з льдоў і горных парод[11]. Сляды метану ў знешніх слаях атмасферы, у прыватнасці, з'яўляюцца прычынай сіняга колеру планеты[12].

У атмасферы Нептуна бушуюць самыя моцныя вятры сярод планет Сонечнай сістэмы, паводле некаторых ацэнак, іх хуткасці могуць дасягаць 2100 км/г[13]. Падчас пралёту «Вояджэра-2» у 1989 годзе ў паўднёвым паўшар'і Нептуна была выяўлена так званая Вялікая цёмная пляма, падобная да Вялікай чырвонай плямы на Юпітэры. Тэмпература Нептуна ў верхніх слаях атмасферы блізкая да -220 °C[8][10]. У цэнтры Нептуна тэмпература складае паводле розных ацэнак ад 5400 K[14] да 7000-7100 °C[15][16], што супастаўна з тэмпературай на паверхні Сонца і параўнальна з унутранай тэмпературай большасці вядомых планет. У Нептуна ёсць слабая і фрагментаваная кальцавая сістэма, магчыма, выяўленая яшчэ ў 1960-я гады, але пацверджаная «Вояджэрам-2» толькі ў 1989 годзе[17].

У 1948 годзе ў гонар адкрыцця планеты Нептун было прапанавана назваць новы хімічны элемент пад нумарам 93 нептуніем[18].

12 ліпеня 2011 г. споўніўся роўна адзін нептуніянскі год ці 164,79 зямнога года — з моманту адкрыцця Нептуна 23 верасня 1846 г.[19][20].

Гісторыя адкрыцця

[правіць | правіць зыходнік]
Асноўны артыкул: Адкрыццё Нептуна

Згодна з замалёўкамі, Галілеа Галілей назіраў Нептун 28 снежня 1612, а затым 29 студзеня 1613 г. Аднак у абодвух выпадках Галілей прыняў планету за нерухомую зорку ў злучэнні з Юпітэрам на начным небе[21]. Таму Галілей не лічыцца першаадкрывальнікам Нептуна.

Падчас першага перыяду назіранняў у снежні 1612 года Нептун быў у пункце стаяння і якраз у дзень назіранняў ён пачаў адваротны рух. Бачны адваротны рух назіраецца, калі Зямля абганяе па сваёй арбіце знешнюю планету. Паколькі Нептун быў паблізу пункта стаяння, рух планеты быў занадта слабым, каб быць заўважаным з дапамогай маленькага тэлескопа Галілея[22].

У 1821 Алексіс Бувар апублікаваў астранамічныя табліцы арбіты Урана[23]. Пазнейшыя назіранні паказалі істотныя адхіленні сапраўднага руху Урана ад табліц. У прыватнасці, англійскі астраном Т. Хасі на аснове ўласных назіранняў выявіў анамаліі ў арбіце Урана і выказаў меркаванне, што яны могуць выклікацца наяўнасцю знешняй планеты. У 1834 Хасі наведаў Бувара ў Парыжы і абмеркаваў з ім пытанне аб гэтых анамаліях. Бувар пагадзіўся з гіпотэзай Хасі і абяцаў правесці разлікі, неабходныя для пошуку гіпатэтычнай планеты, калі знойдзе час для гэтага, але ў далейшым не займаўся гэтай праблемай. У 1843 Джон Кух Адамс вылічыў арбіту гіпатэтычнай восьмай планеты для тлумачэння змены ў арбіце Урана. Ён паслаў свае вылічэнні сэру Джорджу Эйры, каралеўскаму астраному, а той у адказ папрасіў тлумачэнняў. Адамс пачаў накідваць адказ, але чамусьці так і не адправіў яго і ў далейшым не настойваў на сур’ёзнай рабоце па гэтым пытанні[24][25].

Урбэн Левер’е, матэматык, які адкрыў Нептун.

Урбэн Левер’е незалежна ад Адамса ў 1845—1846 гады правёў свае ўласныя разлікі, але астраномы Парыжскай абсерваторыі не падзялялі яго энтузіязму і праводзіць пошукі меркаванай планеты не сталі. У чэрвені, азнаёміўшыся з першай апублікаванай Левер’е ацэнкай даўгаты планеты і пераканаўшыся, што яна блізкая да ацэнкі Адамса, Эйры пераканаў дырэктара Кембрыджскай абсерваторыі Д. Чэліса пачаць пошукі планеты, якія беспаспяхова працягваліся на працягу жніўня і верасня[26][27]. Чэліс двойчы назіраў Нептун, але з тае прычыны, што ён адклаў апрацоўку вынікаў назіранняў на больш позні тэрмін, яму не ўдалося своечасова ідэнтыфікаваць адшуканую планету[26][28].

Тым часам Левер’е ўдалося пераканаць астранома Берлінскай абсерваторыі Іагана Готфрыда Гале заняцца пошукамі планеты. Генрых Д’Арэ, студэнт абсерваторыі, прапанаваў Гале параўнаць нядаўна намаляваную карту неба ў раёне прадказанага Левер’е месцазнаходжання з відам неба на бягучы момант, каб заўважыць перамяшчэнне планеты адносна нерухомых зорак. Планета была знойдзена ў першую ж ноч прыкладна пасля адной гадзіны пошукаў. Разам з дырэктарам абсерваторыі Іаганам Энке на працягу двух начэй яны працягвалі назіраць участак неба, дзе знаходзілася планета, у выніку ім удалося выявіць яе перамяшчэнне адносна зорак і пераканацца, што гэта сапраўды новая планета[29]. Нептун быў знойдзены 23 верасня 1846 года, у межах 1° ад каардынат, прадказаны Левер’е, і прыкладна ў 12° ад каардынат, прадказаны Адамсам.

Услед за адкрыццём пачалася спрэчка паміж англічанамі і французамі за права лічыць адкрыццё Нептуна сваім. У канчатковым выніку кансэнсус быў знойдзены і было прынята рашэнне лічыць Адамса і Левер’е суадкрывальнікамі. У 1998 годзе былі зноў знойдзеныя так званыя «паперы Нептуна» (гістарычна значныя паперы з Грынвіцкай абсерваторыі), якія былі незаконна прысвоены астраномам Олінам Дж. Эгенам, захоўваліся ў яго на працягу амаль трох дзесяцігоддзяў і былі знойдзены ў яго валоданні толькі пасля яго смерці[30]. Пасля перагляду дакументаў некаторыя гісторыкі зараз лічаць, што Адамс не заслугоўвае роўных з Левер’е правоў на адкрыццё Нептуна (што, зрэшты, падвяргалася сумненням і раней: напрыклад Дэнісам Роулінсам яшчэ з 1966 года). У 1992 годзе ў артыкуле ў часопісе «Dio»[31] ён назваў патрабаванні брытанцаў прызнаць раўнапраўе Адамса на адкрыццё крадзяжом[32]. «Адамс прарабіў некаторыя вылічэнні, але ён быў крыху не ўпэўнены ў тым, дзе знаходзіцца Нептун» — сказаў Нікалас Колеструм з універсітэцкага каледжа Лонданаbeen ў 2003 годзе[33][34].

Назва

[правіць | правіць зыходнік]

Некаторы час пасля адкрыцця Нептун абазначаўся проста як «знешняя ад Урана планета» або як «планета Левер’е». Першым, хто выказаў ідэю аб афіцыйнай назве, быў Гале, які прапанаваў назву «Янус». У Англіі Чайлз прапанаваў іншую назву: «Акіян»[35].

Сцвярджаючы, што мае права даць найменне адкрытай ім планеце, Левер’е прапанаваў назваць яе Нептунам, ілжыва сцвярджаючы, што такая ​​назва адобрана французскім бюро даўготbeuk[36]. У кастрычніку ён спрабаваў назваць планету па сваім імені — «Левер’е» — і быў падтрыманы дырэктарам абсерваторыі Франсуа Араго, аднак гэтая ініцыятыва натыкнулася на істотнае супраціўленне за межамі Францыі[37]. Французскія альманахі вельмі хутка вярнулі назву Гершэль для Урана, у гонар яго першаадкрывальніка Уільяма Гершэля, і Левер’е для новай планеты[38].

Дырэктар Пулкаўскай абсерваторыі Васіль Струвэ аддаў перавагу назве «Нептун». Пра прычыны свайго выбару ён паведаміў на з’ездзе Імператарскай Акадэміі навук у Пецярбургу 29 снежня 1846 г.[39] Гэтая назва атрымала падтрымку за межамі Расіі і неўзабаве стала агульнапрынятым міжнародным найменнем планеты.

У рымскай міфалогіі Нептун — бог мора і адпавядае грэчаскаму Пасейдону[40].

Статус

[правіць | правіць зыходнік]

З моманту адкрыцця і да 1930 года Нептун заставаўся самай далёкай ад Сонца вядомай планетай. Пасля адкрыцця Плутона Нептун стаў перадапошняй планетай, за выключэннем 1979—1999 гадоў, калі Плутон знаходзіўся ўнутры арбіты Нептуна[41]. Аднак даследаванне пояса Койпера ў 1992 годзе прывяло да абмеркавання пытання аб тым, ці лічыць Плутон планетай або часткай пояса Койпера[42][43]. У 2006 годзе Міжнародны астранамічны саюз прыняў новае вызначэнне тэрміна «планета» і класіфікаваў Плутон як малую планету, і, такім чынам, зноў зрабіў Нептун апошняй планетай Сонечнай сістэмы[44].

Эвалюцыя ўяўленняў аб Нептуне

[правіць | правіць зыходнік]

Яшчэ ў канцы 1960-х уяўленні аб Нептуне некалькі адрозніваліся ад сённяшніх. Хоць былі адносна дакладна вядомыя сідэрычны і сінадычны перыяды абароту вакол Сонца, сярэдняя адлегласць ад Сонца, нахіл экватара да плоскасці арбіты, існавалі і параметры, вымераныя менш дакладна. У прыватнасці, маса ацэньвалася ў 17,26 зямных замест 17,15; экватарыяльны радыус ў 3,89 замест 3,88 ад зямных. Зорны перыяд абароту вакол восі ацэньваўся ў 15 гадзін 8 хвілін замест 15 гадзін і 58 хвілін, што з’яўляецца найбольш істотным разыходжаннем цяперашніх ведаў аб планеце з ведамі таго часу[45].

У некаторых момантах розначытанні былі і пазней. Першапачаткова, да палёту Вояджэра-2, меркавалася, што магнітнае поле Нептуна мае такую ж канфігурацыю, як поле Зямлі або Сатурна. Паводле апошніх уяўленняў, поле Нептуна мае выгляд так званага «нахіленага рататара». Геаграфічныя і магнітныя «полюсы» Нептуна (калі прадставіць яго поле дыпольным эквівалентам) апынуліся пад вуглом адзін да аднаго больш 45°. Такім чынам, пры вярчэнні планеты яе магнітнае поле апісвае конус[46].

Фізічныя характарыстыкі

[правіць | правіць зыходнік]
Параўнанне памераў Зямлі і Нептуна

Валодаючы масай у 1,0243×1026 кг[4] Нептун з’яўляецца прамежкавым звяном паміж Зямлёй і вялікімі газавымі гігантамі. Яго маса ў 17 разоў пераўзыходзіць зямную, але складае толькі 1⁄19 ад масы Юпітэра[заўв 3]. Экватарыяльны радыус Нептуна роўны 24 764 км[5], што амаль у 4 разы больш за зямны. Нептун і Уран часта лічацца падкласам газавых гігантаў, які называюць «ледзянымі гігантамі» з-за іх меншага памеру і большай канцэнтрацыі лятучых рэчываў[48]. Пры пошуку экзапланет Нептун выкарыстоўваецца як метонім: выяўленыя экзапланеты з падобнай масай часта называюць «Нептунамі»[49], таксама часта астраномы выкарыстоўваюць як метонім Юпітэр («Юпітэры»).

Арбіта і вярчэнне

[правіць | правіць зыходнік]
За адзін поўны абарот Нептуна вакол Сонца наша планета здзяйсняе 164,79 абароту.

Сярэдняя адлегласць паміж Нептунам і Сонцам — 4,55 млрд км (каля 30,1 сярэдніх адлегласцей паміж Сонцам і Зямлёй, або 30,1 а. а.), і поўны абарот вакол Сонца ў яго займае 164,79 года. Адлегласць паміж Нептунам і Зямлёй складае ад 4,3 да 4,6 млрд км[50]. 12 ліпеня 2011 г. Нептун завяршыў свой першы з моманту адкрыцця планеты ў 1846 годзе поўны абарот[3][51]. З Зямлі ён быў бачны іначай, чым у дзень адкрыцця, бо перыяд абароту Зямлі вакол Сонца (365,25 дня) не кратны перыяду абароту Нептуна. Эліптычная арбіта планеты нахілена на 1,77° адносна арбіты Зямлі. Эксцэнтрысітэт арбіты складае 0,011, у выніку, адлегласць паміж Нептунам і Сонцам змяняецца на 101 млн км — розніца паміж перыгеліем і афеліем, г. зн. самым блізкім і самым аддаленым пунктамі палажэння планеты ўздоўж арбітальнага шляху[2]. Восевы нахіл Нептуна — 28,32°[52], што падобна на нахіл восі Зямлі і Марса. У выніку гэтага на планеце ёсць падобныя сезонныя змены. Аднак з-за доўгага арбітальнага перыяду Нептуна сезоны доўжацца на працягу сарака гадоў кожны[53].

Сідэрычны перыяд вярчэння для Нептуна роўны 16,11 гадзіны[3]. З-за восевага нахілу, падобнага з зямным (23°), змены ў сідэрычным перыядзе вярчэння на працягу яго доўгага года не значныя. Нептун не мае цвёрдай паверхні, таму яго атмасфера схільная да неаднароднага кручэння. Шырокая экватарыяльная зона верціцца з перыядам прыблізна 18 гадзін, што павольней, чым 16,1-гадзіннае вярчэнне магнітнага поля планеты. У адрозненне ад экватара палярныя вобласці верцяцца за 12 гадзін. Сярод усіх планет Сонечнай сістэмы такі від кручэння найбольш ярка выяўлены іменна ў Нептуна[54]. Гэта прыводзіць да моцнага шыротнага зруху вятроў[55].

Арбітальныя рэзанансы

[правіць | правіць зыходнік]
Падрабязней гл. таксама: Пояс Койпера
Дыяграма паказвае арбітальныя рэзанансы, выкліканыя Нептунам у поясе Койпера: 2:3 рэзананс (Плуціна), «класічны пояс», з арбітамі, на якія Нептун істотнага ўплыву не аказвае, і 1:2 рэзананс (Туціна)

Нептун аказвае вялікі ўплыў на вельмі аддалены ад яго пояс Койпера. Пояс Койпера — кальцо з ледзяных малых планет, падобнае поясу астэроідаў паміж Марсам і Юпітэрам, але нашмат працяглей. Ён размяшчаецца ў межах ад арбіты Нептуна (30 а. а.) да 55 астранамічных адзінак ад Сонца[56]. Гравітацыйная сіла прыцягнення Нептуна аказвае найбольш істотны ўплыў на пояс Койпера (у тым ліку на фарміраванне яго структуры), якую можна параўнаць па долі з уплывам сілы прыцягнення Юпітэра на пояс астэроідаў. За час існавання Сонечнай сістэмы некаторыя вобласці пояса Койпера страцілі ўстойлівасць з-за гравітацыі Нептуна, і ў структуры пояса ўтварыліся прамежкі. У якасці прыкладу можна прывесці вобласць паміж 40 і 42 а. а.[57].

Арбіты аб'ектаў, якія могуць утрымлівацца ў гэтым поясе на працягу досыць доўгага часу, вызначаюцца т. зв. векавымі рэзанансамі з Нептунам. Для некаторых арбіт гэты час параўнальны з часам усяго існавання Сонечнай сістэмы[58]. Гэтыя рэзанансы ўзнікаюць, калі перыяд абароту аб'екта вакол Сонца суадносіцца з перыядам абарачэння Нептуна як невялікія натуральныя лікі, напрыклад, 1:2 або 3:4. Такім чынам, аб'екты ўзаемна стабілізуюць свае арбіты. Калі, да прыкладу, аб'ект будзе здзяйсняць абарот вакол Сонца ў два разы павольней чым Нептуна, то ён пройдзе роўна палову шляху, тады як Нептун вернецца ў сваё пачатковае становішча.

Найбольш шчыльна населеная частка пояса Койпера, якая ўключае ў сябе больш за 200 вядомых аб'ектаў, знаходзіцца ў рэзанансе 2:3 з Нептунам[59]. Гэтыя аб'екты здзяйсняюць адзін абарот кожныя 1½ абароту Нептуна і вядомыя як «плуціна», таму што сярод іх знаходзіцца адзін з найбуйнейшых аб'ектаў пояса Койпера — Плутон[60]. Хоць арбіты Нептуна і Плутона падыходзяць вельмі блізка адна да адной, рэзананс 2:3 не дазволіць ім сутыкнуцца[61]. У іншых, менш «населеных», абласцях існуюць рэзанансы 3:4, 3:5, 4:7 і 2:5[62].

У сваіх пунктах Лагранжа (L4 і L5) — зонах гравітацыйнай стабільнасці — Нептун утрымлівае мноства астэроідаў-траянцаў, як бы цягнучы іх за сабой па арбіце. Траянцы Нептуна знаходзяцца з ім у рэзанансе 1:1. Траянцы вельмі ўстойлівыя на сваіх арбітах, і таму гіпотэза іх захопу гравітацыйным полем Нептуна выклікае сумненні. Хутчэй за ўсё яны ўтварыліся разам з ім[63].

Унутраная будова

[правіць | правіць зыходнік]

Па ўнутранай будове Нептун падобны на Уран. Атмасфера складае прыкладна 10-20 % ад агульнай масы планеты, і адлегласць ад паверхні да канца атмасферы складае 10-20 % адлегласці ад паверхні да ядра. Паблізу ядра ціск можа дасягаць 10 гПа. Аб'ёмныя канцэнтрацыі метану, аміяку і вады знойдзены ў ніжніх слаях атмасферы[14]

Унутраная будова Нептуна:
1. Верхняя атмасфера, верхнія воблакі
2. Атмасфера, якая складаецца з вадароду, гелію і метану
3. Мантыя, якая складаецца з вады, аміяку і метанавага лёду
4. Каменна-ледзяное ядро

Паступова гэтая больш цёмная і больш гарачая вобласць ушчыльняецца ў перагрэтую вадкую мантыю, дзе тэмпературы дасягаюць 2000-5000 К. Маса мантыі Нептуна перавышае зямную ў 10-15 разоў, паводле розных ацэнак, і багатая вадой, аміякам, метанам і іншымі злучэннямі[1]. Па агульнапрынятай у планеталогіі тэрміналогіі гэтую матэрыю называюць ледзяной, нават пры тым, што гэта гарачая, вельмі шчыльная вадкасць. Гэтую вадкасць, якая валодае высокай электраправоднасцю, часам называюць акіянам воднага аміяку[64]. На глыбіні 7000 км умовы такія, што метан раскладаецца на алмазныя крышталі, якія «падаюць» на ядро[65]. Паводле адной з гіпотэз, на планеце распасціраецца цэлы акіян «алмазнай вадкасці»[66]. Ядро Нептуна складаецца з жалеза, нікелю і сілікатаў і, як мяркуюць, мае масу ў 1,2 разы большую, чым у Зямлі[67]. Ціск у цэнтры дасягае 7 мегабар, гэта значыць прыкладна ў 7 млн разоў большы, чым на паверхні Зямлі. Тэмпература ў цэнтры, магчыма, дасягае 5400 К[14][68].

Магнітасфера

[правіць | правіць зыходнік]

І сваёй магнітасферай, і магнітным полем, моцна нахіленым (аж на 47°) адносна восі вярчэння планеты, якое распаўсюджваецца на 0,55 ад яе радыуса (прыблізна 13500 км), Нептун нагадвае Уран. Да прыбыцця да Нептуна «Вояджэра-2» навукоўцы лічылі, што нахіленая магнітасфера Урана была вынікам яго «бакавога кручэння». Аднак цяпер, пасля параўнання магнітных палёў гэтых двух планет, навукоўцы мяркуюць, што такая дзіўная арыентацыя магнітасферы ў прасторы можа быць выклікана прылівамі ва ўнутраных абласцях. Такое поле можа з'явіцца дзякуючы канвектыўным перасоўванням вадкасці ў тонкай сферычнай праслойцы электраправодных вадкасцей гэтых двух планет (меркаваная камбінацыя з аміяку, метану і вады)[69], што прыводзіць у дзеянне гідрамагнітнае дынамаberu[70]. Магнітнае поле на экватарыяльнай паверхні Нептуна ацэньваецца ў 1,42 μT на працягу магнітнага моманту 2,16×1017 Tm³. Магнітнае поле Нептуна мае складаную геаметрыю, якая ўключае адносна вялікія складнікі ад не біпалярных кампанентаў, у тым ліку моцны квадрупольны момант, які па магутнасці можа перавышаць дыпольны. У супрацьлегласць гэтаму — у Зямлі, Юпітэра і Сатурна адносна невялікі квадрупольны момант, і іх палі менш адхіленыя ад палярнай восі[71][72]. Галоўная ўдарная хваля Нептуна, дзе магнітасфера пачынае запавольваць сонечны вецер, праходзіць на адлегласці ў 34,9 планетарных радыусаў. Магнітапаўза, дзе ціск магнітасферы ўраўнаважвае сонечны вецер, знаходзіцца на адлегласці ў 23-26,5 радыусаў Нептуна. Хвост магнітасферы доўжыцца прыкладна да адлегласці ў 72 радыуса Нептуна, і вельмі імаверна, што значна далей[71].

Атмасфера і клімат

[правіць | правіць зыходнік]

Атмасфера

[правіць | правіць зыходнік]

У верхніх слаях атмасферы знойдзены вадарод і гелій, якія складаюць адпаведна 80 і 19 % на гэтай вышыні[14]. Таксама назіраюцца сляды метану. Прыкметныя палосы паглынання метану сустракаюцца на даўжынях хваль вышэй 600 нм у чырвонай і інфрачырвонай частцы спектра. Як і ў выпадку з Уранам, паглынанне чырвонага святла метанам з’яўляецца найважнейшым фактарам, які надае атмасферы Нептуна сіняе адценне, хоць яркі блакіт Нептуна адрозніваецца ад больш умеранага аквамарынавага колеру Урана[73]. Паколькі ўтрыманне метану ў атмасферы Нептуна не моцна адрозніваецца ад долі метану ў атмасферы Урана, мяркуецца, што існуе таксама нейкі, пакуль невядомы, кампанент атмасферы, які спрыяе ўтварэнню сіняга колеру[12]. Атмасфера Нептуна падзяляецца на 2 асноўныя вобласці: больш нізкая трапасфера, дзе тэмпература зніжаецца разам з вышынёй, і стратасфера, дзе тэмпература з вышынёй, наадварот, павялічваецца. Мяжа паміж імі, трапапаўза, знаходзіцца на ўзроўні ціску ў 0,1 бар[74]. Стратасфера змяняецца тэрмасферай на ўзроўні ціску ніжэй, чым 0−4 — 10−5 мікрабар. Тэрмасфера паступова пераходзіць у экзасферу. Мадэлі трапасферы Нептуна дазваляюць меркаваць, што ў залежнасці ад вышыні яна складаецца з аблокаў зменнага складу. Аблокі верхняга ўзроўню знаходзяцца ў зоне ціску ніжэй аднаго бара, дзе тэмпература спрыяе кандэнсацыі метану.

На фота, зробленым «Вояджэрам-2», бачны вертыкальны рэльеф аблокаў

Пры ціску паміж адным і пяццю барамі ўтвараюцца аблокі аміяку і серавадароду. Пры ціску больш за 5 бар аблокі могуць складацца з аміяку, сульфіду амонію, серавадароду і вады. Глыбей, пры ціску ў прыблізна 50 бар, могуць існаваць аблокі з вадзянога лёду пры тэмпературы, роўнай 0 °C. Таксама, не выключана, што ў дадзенай зоне могуць быць аблокі з аміяку і серавадароду[69]. Вышынныя аблокі Нептуна назіраліся па ценях, што адкідаюцца імі, на непразрысты слой ніжэйшых хмар. Сярод іх вылучаюцца хмарныя палосы, якія «абгортваюцца» вакол планеты на пастаяннай шыраце. У дадзеных перыферычных груп шырыня дасягае 50-150 км, а самі яны знаходзяцца на 50-110 км вышэй асноўнага хмарнага слоя[55]. Вывучэнне спектра Нептуна дазваляе меркаваць, што яго больш нізкая стратасфера затуманена з-за кандэнсацыі прадуктаў ультрафіялетавага фатолізу метану, такіх як этан і ацэтылен[14][74]. У стратасферы таксама выяўленыя сляды цыянавадароду і чаднага газу[74][75]. Стратасфера Нептуна цяплейшая, чым стратасфера Урана з-за больш высокай канцэнтрацыі вуглевадародаў[74]. Па нявысветленых прычынах тэрмасфера планеты мае анамальна высокую тэмпературу каля 750 К[76][77]. Для гэткай высокай тэмпературы планета занадта далёкая ад Сонца, каб яно магло так разагрэць тэрмасферу ўльтрафіялетавай радыяцыяй. Магчыма, дадзеная з’ява ўзнікла ў выніку атмасфернага ўзаемадзеяння з іонамі ў магнітным поле планеты. Паводле іншай тэорыі, асновай механізму разагрэву з’яўляюцца хвалі гравітацыі з унутраных абласцей планеты, якія рассейваюцца ў атмасферы. Тэрмасфера ўтрымлівае сляды чаднага газу і вады, якая трапіла туды, магчыма, са знешніх крыніц, такіх як метэарыты і пыл[69][75].

Клімат

[правіць | правіць зыходнік]

Адно з адрозненняў паміж Нептунам і Уранам — узровень метэаралагічнай актыўнасці. «Вояджэр-2», пралятаючы паблізу Урана ў 1986 годзе, зафіксаваў вельмі слабую актыўнасць атмасферы. У адрозненне ад Урана, на Нептуне былі адзначаны прыкметныя перамены надвор'я падчас здымкі з «Вояджэра-2» ў 1989 годзе[78].

Вялікая цёмная пляма (ўверсе), Скутэр (белае трохвугольнае воблачка пасярэдзіне)[79] і Малая цёмная пляма (ўнізе)

Надвор'е на Нептун характарызуецца надзвычай дынамічнай сістэмай штормаў з вятрамі, якія дасягаюць амаль звышгукавых хуткасцей (каля 600 м/с)[80]. У ходзе адсочвання руху пастаянных аблокаў было зафіксавана змена хуткасці ветру ад 20 м/с ва ўсходнім кірунку да 325 м/с на заходнім[81]. У верхнім воблачным слоі хуткасці вятроў адрозніваюцца ад 400 м/с уздоўж экватара да 250 м/с на полюсах[69]. Большасць вятроў на Нептуне дзьмуць у кірунку, адваротным вярчэнню планеты вакол сваёй восі[82]. Агульная схема вятроў паказвае, што на высокіх шыротах кірунак вятроў супадае з кірункам вярчэння планеты, а на нізкіх шыротах процілеглы яму. Адрозненні ў кірунку паветраных патокаў, як мяркуюць, вынік «скін-эфекту», а не якіх-небудзь глыбінных атмасферных працэсаў[74]. Утрыманне ў атмасферы метану, этану і ацэтылену ў вобласці экватара перавышае ў дзясяткі і сотні разоў утрыманне гэтых рэчываў у вобласці полюсаў. Магчыма, гэта сведчыць аб працэсах пад'ёму глыбіннага рэчыва на экватары Нептуна і яго апускання бліжэй да полюсаў[74]. У 2007 годзе было заўважана, што верхняя трапасфера паўднёвага полюса Нептуна была на 10 °C цяплейшая, чым астатняя частка Нептуна, дзе тэмпература ў сярэднім складае −200 °C[83]. Такая розніца ў тэмпературы дастатковая, каб метан, які знаходзіцца ў іншых абласцях верхняй часткі атмасферы Нептуна ў замарожаным выглядзе, прасочваўся ў космас на паўднёвым полюсе. Гэты «гарачы пункт» — вынік восевага нахілу Нептуна, паўднёвы полюс якога ўжо чвэрць нептуніянскага года, гэта значыць прыкладна 40 зямных гадоў, павернуты да Сонца. Па меры таго, як Нептун будзе павольна прасоўвацца па арбіце да процілеглага боку Сонца, паўднёвы полюс паступова сыдзе ў цень, і Нептун падставіць Сонцу паўночны полюс. Такім чынам, вызваленне метану ў космас перамесціцца з паўднёвага полюса на паўночны[84]. З-за сезонных змяненняў хмарныя палосы ў паўднёвым паўшар'і Нептуна, як назіралася, павялічыліся ў памеры. Гэтая тэндэнцыя была заўважана яшчэ ў 1980 годзе, і, як чакаецца, будзе доўжыцца да 2020 года з надыходам на Нептуне новага сезону. Сезоны мяняюцца кожныя 40 гадоў[53].

Штормы

[правіць | правіць зыходнік]
Вялікая цёмная пляма, фота з «Вояджэра-2»

У 1989 годзе Вялікая цёмная пляма, устойлівы шторм — антыцыклон памерамі 13 000 × 6600 км[78], быў адкрыты апаратам НАСА «Вояджэр-2». Гэты атмасферны шторм нагадваў Вялікую чырвоную пляму Юпітэра, аднак 2 лістапада 1994 г. касмічны тэлескоп «Хабл» не выявіў яго на ранейшым месцы. Замест яго новае падобнае ўтварэнне было выяўлена ў паўночным паўшар'і планеты[85]. Скутэр — гэта іншы шторм, выяўлены на поўдзень ад Вялікай цёмнага плямы. Ён так названы таму, што яшчэ за некалькі месяцаў да збліжэння «Вояджэра-2» з Нептунам было ясна, што гэтая купка аблокаў перамяшчалася значна хутчэй чым Вялікая цёмная пляма[82]. Наступныя малюнкі дазволілі выявіць яшчэ больш хуткія, чым «скутэр», групы аблокаў. Малая цёмная пляма, другі па інтэнсіўнасці шторм, які назіраўся падчас збліжэння «Вояджэра-2» з планетай у 1989 годзе, размешчаны яшчэ на поўдзень. Першапачаткова яна здавалася цалкам цёмнай, але пры збліжэнні яркі цэнтр Малой цёмнай плямы стаў лепш бачны, што можна заўважыць на большасці выразных фатаграфій з высокім разрозненнем[86]. «Цёмныя плямы» Нептуна, як мяркуюць, нараджаюцца ў трапасферы на меншых вышынях, чым больш яркія і прыкметныя воблакі[87]. Такім чынам, яны здаюцца своеасаблівымі дзіркамі ў верхнім воблачным слоі. Паколькі гэтыя штормы носяць устойлівы характар ​​і могуць існаваць на працягу некалькіх месяцаў, яны, як лічыцца, маюць віхравую структуру[55]. Часта звязваюцца з цёмнымі плямамі больш яркія, пастаянныя воблакі метану, якія ўтвараюцца ў трапапаўзе[88]. Пастаянства спадарожных аблокаў паказвае, што некаторыя ранейшыя «цёмныя плямы» могуць працягваць сваё існаванне як цыклоны, нават пры тым што яны губляюць цёмную афарбоўку. Цёмныя плямы могуць рассеяцца, калі яны рухаюцца вельмі блізка да экватара або праз нейкі іншы невядомы пакуль механізм[89].

Унутранае цяпло

[правіць | правіць зыходнік]

Больш разнастайная надвор'е на Нептуне, у параўнанні з Уранам, як мяркуюць, — вынік больш высокай унутранай тэмпературы[90]. Пры гэтым Нептун у паўтара разы больш аддалены ад Сонца, чым Уран, і атрымлівае толькі 40 % ад сонечнага святла, які атрымлівае Уран. Паверхневыя ж тэмпературы гэтых двух планет прыкладна роўныя[90]. У верхніх абласцях трапасферы Нептуна тэмпература вельмі нізкая і дасягае −221,4 °C. На глыбіні, дзе ціск складае 1 бар, тэмпература дасягае -201,15 °C[91]. Глыбей ідуць газы, аднак тэмпература ўстойліва павышаецца. Як і з Уранам, механізм нагрэву невядомы, але неадпаведнасць вялікая: Уран выпраменьвае ў 1,1 разы больш энергіі, чым атрымлівае ад Сонца[92]. Нептун жа выпраменьвае ў 2,61 разы больш, чым атрымлівае, яго ўнутраная крыніца цяпла выдзяляе 161 % ад цяпла, якое атрымліваецца ад Сонца[93]. Нягледзячы на тое што Нептун — самая далёкая планета ад Сонца, яго ўнутранай энергіі дастаткова, каб падтрымліваць самыя хуткія вятры ў Сонечнай сістэме. Прапануецца некалькі магчымых тлумачэнняў, уключаючы радыягенны нагрэў ядром планеты (як Зямля грэецца каліем-40beru, да прыкладу)[94], дысацыяцыя метану ў іншыя ланцуговыя вуглевадароды ва ўмовах атмасферы Нептуна[94][95], а таксама канвекцыя ў ніжняй частцы атмасферы, якая прыводзіць да тармажэння гравітацыйных хваль над трапапаўзай[96][97].

Утварэнне і міграцыя

[правіць | правіць зыходнік]
Асноўны артыкул: Фарміраванне і эвалюцыя Сонечнай сістэмы
Мадэль знешніх планет і пояса Койпера:
а) Да таго як Юпітэр і Сатурн уступілі ў рэзананс 2:1;
б) рассейванне аб’ектаў пояса Койпера ў Сонечнай сістэме пасля змены арбіты Нептуна;
в) Пасля выкідання цел пояса Койпера Юпітэрам.

Для фарміравання ледзяных гігантаў — Нептуна і Урана — аказалася цяжка стварыць дакладную мадэль. Сучасныя мадэлі мяркуюць, што шчыльнасць матэрыі ў знешніх рэгіёнах Сонечнай сістэмы была занадта нізкай для фарміравання такіх буйных цел традыцыйна прынятым метадам акрэцыі матэрыі на ядро. Каб растлумачыць эвалюцыю Урана і Нептуна, было прапанавана мноства гіпотэз.

Адна з іх лічыць, што абодва ледзяныя гіганты не сфарміраваліся метадам акрэцыі, а з'явіліся з-за нестабільнага ўнутры першапачатковага протапланетнага дыска, і пазней іх атмасферы былі «садзьмутыя» выпраменьваннем масіўнай зоркі класа O або B[98].

Іншая канцэпцыя заключаецца ў тым, што Уран і Нептун сфарміраваліся блізка каля Сонца, дзе шчыльнасць матэрыі была вышэйшаю, і пасля перамясціліся на цяперашнія арбіты[99]. Гіпотэза перамяшчэння Нептуна даволі папулярная, таму што дазваляе растлумачыць цяперашнія рэзанансы ў поясе Койпера, асабліва, рэзананс 2:5. Калі Нептун рухаўся вонкі, ён сутыкаўся з аб'ектамі прота-пояса Койпера, ствараючы новыя рэзанансы і хаатычна змяняючы існуючыя арбіты. Лічыцца, што аб'екты рассеянага дыска апынуліся ў цяперашнім становішчы з-за ўзаемадзеяння з рэзанансамі, створанымі міграцыяй Нептуна[100].

Прапанаваная ў 2004 годзе камп'ютарная мадэль Алесандра Марбідэлі з абсерваторыі Лазурнага берага ў Ніцы дапусціла, што перасоўванне Нептуна да пояса Койпера магло быць выклікана фарміраваннем рэзанансу 1:2 у арбітах Юпітэра і Сатурна, які паслужыў, свайго роду, гравітацыйным штуршком, які выпхнуў Уран і Нептун на больш высокія арбіты і прымусіў іх памяняць месцазнаходжанне. Выштурхоўванне аб'ектаў з пояса Койпера ў выніку гэтай міграцыі можа таксама растлумачыць «Познюю цяжкую бамбардзіроўку  (англ.) (бел.», якая адбылася праз 600 мільёнаў гадоў пасля фарміравання Сонечнай сістэмы, і з'яўленне ў Юпітэра траянскіх астэроідаў[101].

Спадарожнікі і кольцы

[правіць | правіць зыходнік]

Спадарожнікі

[правіць | правіць зыходнік]
Асноўны артыкул: Спадарожнікі Нептуна
Гл. таксама: Гісторыя адкрыцця планет і спадарожнікаў Сонечнай сістэмы
Нептун (уверсе) і Трытон (ніжэй)

У Нептуна 14 спадарожнікаў[4], якія маюць уласныя назвы, у 2024 годзе абвешчана аб адкрыцці яшчэ двух спадарожнікаў. Маса найбуйнейшага складае больш, чым 99,5 % ад агульнай масы ўсіх спадарожнікаў Нептуна[заўв 4], і толькі ён масіўны настолькі, каб мець форму сферы. Гэта Трытон, адкрыты Уільямам Ласелам усяго праз 17 дзён пасля адкрыцця Нептуна. У адрозненне ад усіх астатніх буйных спадарожнікаў планет у Сонечнай сістэме, у Трытона рэтраградная арбітаberu. Магчыма, ён быў захоплены гравітацыяй Нептуна, а не ўтварыўся на месцы, і, магчыма, калісьці быў карлікавай планетай у поясе Койпера[102]. Ён досыць блізкі да Нептуна, каб пастаянна знаходзіцца ў сінхронным вярчэнніbeen. З-за прыліўнага паскарэння Трытон павольна рухаецца па спіралі да Нептуна, і, у канчатковым выніку, будзе разбураны пры дасягненні мяжы Роша[103], у выніку чаго ўтворыцца кольца, якое можа быць больш магутным, чым кольцы Сатурна (гэта адбудзецца праз адносна невялікі ў астранамічных маштабах перыяд часу: ад 10 да 100 мільёнаў гадоў)[104]. У 1989 годзе была праведзена ацэнка тэмпературы Трытона, якая склала -235 °C (38 К)[105]. На той момант гэта было найменшае значэнне для аб'ектаў у Сонечнай сістэме, якія валодаюць геалагічнай актыўнасцю[106]. Трытон з'яўляецца адным з трох спадарожнікаў планет Сонечнай сістэмы, якія маюць атмасферу (разам з Іо і Тытанам). Не выключана існаванне пад ледзяной карой Трытона вадкага акіяна, падобнага акіяну Еўропы[107].

Другі (па часу адкрыцця) вядомы спадарожнік Нептуна — Нерэіда, спадарожнік няправільнай формы з адным з самых высокіх эксцэнтрысітэтаў арбіты сярод іншых спадарожнікаў Сонечнай сістэмы. Эксцэнтрысітэт у 0,7512 дае ёй апаапсіду, якая ў 7 разоў большая за яе перыапсіду[108].

Спадарожнік Нептуна Пратэй

З ліпеня па верасень 1989 года «Вояджэр-2» выявіў 6 новых спадарожнікаў Нептуна[71]. Сярод іх адметны спадарожнік Пратэй няправільнай формы. Ён цікавы тым, што на яго прыкладзе відаць, якім вялікім можа быць цела яго шчыльнасці, без сцягвання ў сферычную форму ўласнай гравітацыяй[109]. Другі па масе спадарожнік Нептуна складае толькі чвэрць працэнта ад масы Трытона.

Чатыры самыя ўнутраныя спадарожніка Нептуна — Наяда, Таласа, Дэспіна і Галатэя. Іх арбіты настолькі блізкія да Нептуна, што знаходзяцца ў межах яго кольцаў. Наступная за імі, Ларыса, была першапачаткова адкрыта ў 1981 годзе пры пакрыцці зоркі. Спачатку пакрыццё было прыпісана дугам кольцаў, але калі «Вояджэр-2» наведаў Нептун у 1989 годзе, высветлілася, што пакрыццё было зроблена спадарожнікам. Паміж 2002 і 2003 годам было адкрыта яшчэ 5 спадарожнікаў Нептуна няправільнай формы, што было аб'яўлена ў 2004 годзе[110][111]. 16 ліпеня 2013 года з дапамогай тэлескопа «Хабл» быў адкрыты 14-ы спадарожнік Нептуна каля 20 км у дыяметры[112]. Паколькі Нептун быў рымскім богам мораў, яго спадарожнікі называюць у гонар меншых марскіх божастваў[40].

Кольцы

[правіць | правіць зыходнік]
Асноўны артыкул: Кольцы Нептуна
Кольцы Нептуна, знятыя «Вояджэрам-2»

У Нептуна ёсць кальцавая сістэма, хоць значна менш істотная, чым, напрыклад, у Сатурна. Кольцы могуць складацца з ледзяных часціц, пакрытых сілікатамі або заснаваным на вугляродзе матэрыялам. Найбольш імаверна, гэта ён надае ім чырванаватае адценне[113]. У сістэму кольцаў Нептуна ўваходзіць 5 кампанентаў.

Назіранні

[правіць | правіць зыходнік]

Нептун не бачны няўзброеным вокам, бо яго зорная велічыня знаходзіцца паміж 7,7 і 8,0[4][7]. Такім чынам, галілеевы спадарожнікі Юпітэра, карлікавая планета Цэрэра і астэроіды 4 Веста, 2 Палада, 7 Ірыда, 3 Юнона і 6 Геба ярчэйшыя за яго на небе[114]. Для ўпэўненага назірання планеты неабходны тэлескоп c павелічэннем ад 200× і вышэй і дыяметрам не менш за 200-250 мм[115]. У гэтым выпадку можна ўбачыць Нептун як невялікі блакітнаваты дыск, падобны на Уран[116]. У бінокль 7×50 яго можна заўважыць як слабую зорку[115].

З-за вялікай адлегласці паміж Нептунам і Зямлёй вуглавы дыяметр планеты змяняецца толькі ў межах 2,2-2,4 вуглавых секунд[4][7]. Гэта найменшае значэнне сярод астатніх планет Сонечнай сістэмы, таму візуальнае назіранне дэталей паверхні дадзенай планеты ўскладнена. Таму дакладнасць большасці тэлескапічных дадзеных аб Нептуне была невысокай да з'яўлення касмічнага тэлескопа «Хабл» і буйных наземных тэлескопаў з адаптыўнай оптыкай. У 1977 годзе, да прыкладу, не быў дакладна вядомы нават перыяд вярчэння Нептуна[117][118].

Для зямнога назіральніка кожныя 367 дзён Нептун пачынае ўяўны рэтраградны рух, такім чынам, утвараючы своеасаблівыя петлі завесы на фоне зорак падчас кожнага процістаяння. У красавіку і ліпені 2010 года і ў кастрычніку і лістападзе 2011 года гэтыя арбітальныя петлі прывялі яго блізка да тых каардынат, дзе ён быў адкрыты ў 1846[51].

Назіранні за Нептунам у дыяпазоне радыёхваль паказваюць, што планета з’яўляецца крыніцай бесперапыннага выпраменьвання і нерэгулярных успышак. І адно і другое тлумачаць тым фактам, што магнітнае поле планеты круціцца[69]. У інфрачырвонай частцы спектра на больш халодным фоне выразна бачныя хваляванні ў глыбіні атмасферы Нептуна (т. зв. «Штормы»), спароджаныя цяплом ад ядра, якое сціскаецца. Назіранні дазваляюць з высокай доляй дакладнасці ўстанавіць іх форму і памер, а таксама адсочваць іх перамяшчэнні[119] [120].

Даследаванні

[правіць | правіць зыходнік]
Выява Трытона з «Вояджэра-2»

Бліжэй за ўсё да Нептуна «Вояджэр-2» падышоў 25 жніўня 1989 года. Паколькі Нептун быў апошняй вялікай планетай, якую мог наведаць касмічны апарат, было вырашана зрабіць блізкі пралёт паблізу Трытона і не лічыцца з наступствамі для траекторыі палёту. Падобная задача стаяла і перад «Вояджэрам-1» — пралёт паблізу Сатурна і яго найбуйнейшага спадарожніка — Тытана. Выявы Нептуна, перададзеныя на Зямлю «Вояджэрам-2», сталі асновай для з'яўлення ў 1989 годзе ў Публічнай тэлевяшчальнай службе (PBS) праграмы на ўсю ноч пад назвай «Нептун усю ноч»[121].

Падчас збліжэння сігналы з апарата ішлі да Зямлі 246 хвілін. Таму, у асноўным, місія «Вояджэра-2» абапіралася на папярэдне загружаныя каманды для збліжэння з Нептунам і Трытонам, а не на каманды з Зямлі. «Вояджэр-2» досыць блізка праляцеў каля Нерэіды, перш чым прайшоў усяго ў 4400 км ад атмасферы Нептуна 25 жніўня. Пазней у той жа дзень «Вояджэр» праляцеў паблізу Трытона[122].

«Вояджэр-2» пацвердзіў існаванне магнітнага поля планеты і ўстанавіў, што яно нахілена, як і поле Урана. Пытанне аб перыядзе вярчэння планеты было вырашана вымярэннем радыевыпраменьвання. «Вояджэр-2» таксама паказаў незвычайна актыўную пагодную сістэму Нептуна. Было адкрыта 6 новых спадарожнікаў планеты і кольцаў, якіх, як аказалася, было некалькі[71][122].

Каля 2016 года НАСА планавала паслаць да Нептуна КА «Нептун Орбітэр»beru. У цяперашні час ніякіх меркаваных дат старту не называецца, і стратэгічны план даследавання Сонечнай сістэмы больш не ўключае гэты апарат[123].

Нептун у масавай культуры

[правіць | правіць зыходнік]

Планета Нептун фігуруе ў шэрагу мастацкіх твораў[124][125][126], у літаратуры, кіно і мультыплікацыі.

Заўвагі

[правіць | правіць зыходнік]
  1. ↑ Аскулюючыя арбіты, якія супадаюць з рэальнымі ў эпосе J2000.0, дадзеныя ў адносінах да цэнтра цяжару сістэмы Нептуна. Параметры цэнтра цяжару выкарыстоўваюцца таму, што яны, у адрозненне ад параметраў цэнтра планеты, не змяняюцца пры руху спадарожнікаў Нептуна.
  2. ↑ а б в г д е ё Радыус газавай планеты ўмоўны, бо саму планету цяжка аддзяліць ад яе атмасферы. Таму за паверхню планеты ўмоўна прынята вобласць, дзе ціск складае 1 бар.
  3. ↑ Маса Зямлі 5,9736×1024 кг, што дае суадносіны мас:
    Маса Урана складае 8,6810×1025 кг, што дае суадносіны мас:
    Маса Юпітэра складае 1,8986×1027 кг, што дае суадносіны мас:
    [47]
  4. ↑ Маса Трытона: 2,14×1022 кг. Сукупная маса астатніх спадарожнікаў — 7,53×1019 кг, або 0,35 %. Маса кольцаў увогуле нязначная.

Крыніцы

[правіць | правіць зыходнік]
  1. ↑ а б в Hamilton, Calvin J.. Neptune. Views of the Solar System (4 жніўня 2001). Архівавана з першакрыніцы 17 жніўня 2011. Праверана 13 жніўня 2007.
  2. ↑ а б Yeomans, Donald K.. HORIZONS System. NASA JPL (13 ліпеня 2006). Архівавана з першакрыніцы 17 жніўня 2011. Праверана 8 жніўня 2007.
  3. ↑ а б в г Munsell, K.; Smith, H.; Harvey, S.. Neptune: Facts & Figures. NASA (13 лістапада 2007). Архівавана з першакрыніцы 17 жніўня 2011. Праверана 14 жніўня 2007.
  4. ↑ а б в г д е ё ж з і к л м н о п р с Williams, David R.. Neptune Fact Sheet. NASA (1 верасня 2004). Архівавана з першакрыніцы 17 жніўня 2011. Праверана 14 жніўня 2007.
  5. ↑ а б в г д P. Kenneth, Seidelmann; et al. (2007). "Report of the IAU/IAG Working Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006". Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy. 90. Springer Netherlands: 155–180. doi:10.1007/s10569-007-9072-y. ISSN (Print) 0923-2958 (Print). Праверана 2008-03-07. {{cite journal}}: Невядомы параметр |coauthors= ігнараваны (прапануецца |author=) (даведка); Праверце значэнне |issn= (даведка)
  6. ↑ Erich Karkoschka. Neptune’s Rotational Period Suggested by the Extraordinary Stability of Two Features(англ.). — Icarus, 20 May 2011.
  7. ↑ а б в г Espenak, Fred. Twelve Year Planetary Ephemeris: 1995—2006(недаступная спасылка). NASA (20 ліпеня 2005). Архівавана з першакрыніцы 17 жніўня 2011. Праверана 1 сакавіка 2008.
  8. ↑ а б Саймон Миттон, Жалкин Миттон. Астрономия. — М.: Росмэн, 1998. — С. 78—79. — 160 с. — (OXFORD). — ISBN 5-257-00345-7.
  9. ↑ "В структуре ледяных гигантов должен быть мощный слой суперионной воды". Компьюлента. 3 сентября 2010. Архівавана з арыгінала 5 верасня 2010. Праверана 2011-10-09. {{cite news}}: Праверце значэнне даты ў: |date= (даведка)
  10. ↑ а б Джанлука Радзини. Космос. — М.: АСТ, Астрель, 2002. — С. 124—125. — 320 с. — ISBN 5-17-005952-3.
  11. ↑ Podolak, M.; Weizman, A.; Marley, M. (1995). "Comparative models of Uranus and Neptune". Planetary and Space Science. 43 (12): 1517–1522. doi:10.1016/0032-0633(95)00061-5. ISSN 0032-0633.
  12. ↑ а б Munsell, Kirk; Smith, Harman; Harvey, Samantha.. Neptune overview(недаступная спасылка). Solar System Exploration. NASA (13 лістапада 2007). Архівавана з першакрыніцы 17 жніўня 2011. Праверана 20 лютага 2008.
  13. ↑ Suomi, V. E.; Limaye, S. S.; Johnson, D. R. (1991). "High Winds of Neptune: A possible mechanism". Science. 251 (4996). AAAS (USA): 929–932. doi:10.1126/science.251.4996.929. PMID 17847386.
  14. ↑ а б в г д Hubbard, W. B. (1997). "Neptune's Deep Chemistry". Science. 275 (5304): 1279–1280. doi:10.1126/science.275.5304.1279. PMID 9064785. Праверана 2008-02-19.
  15. ↑ В. Л. Пантелеев. Физика Земли и планет. Курс лекций. — Московский государственный университет им. М.В.Ломоносова, Физический факультет. — М., 2001.
  16. ↑ Жарков Владимир Наумович. Геофизические исследования планет и спутников. — М.: ОИФЗ РАН, 2002.
  17. ↑ Wilford, John N. (June 10, 1982). "Data Shows 2 Rings Circling Neptune". The New York Times. Праверана 2008-02-29.
  18. ↑ Нептуний // Серебро—Нильсборий и далее / Ред.: Петрянов-Соколов И. В. — "Наука". — М., 1983. — Т. 2. — 570 с. — (Популярная библиотека химических элементов). — 50 000 экз.(недаступная спасылка)
  19. ↑ "Hubble's Neptune Anniversary Pictures"(англ.). NASA. 12 июля 2011. Праверана 2011-07-18. {{cite news}}: Праверце значэнне даты ў: |date= (даведка)
  20. ↑ Хадсон, Алекс (11 июля 2011). "С днем рождения, Нептун!". BBC Russian. Праверана 2011-07-12. {{cite news}}: Праверце значэнне даты ў: |date= (даведка)
  21. ↑ Hirschfeld, Alan (2001). Parallax:The Race to Measure the Cosmos. New York, New York: Henry Holt. ISBN 0-8050-7133-4.
  22. ↑ Littmann, Mark; Standish, E. M. (2004). Planets Beyond: Discovering the Outer Solar System. Courier Dover Publications. ISBN 0-4864-3602-0.
  23. ↑ Bouvard, A. (1821). Tables astronomiques publiées par le Bureau des Longitudes de France. Paris: Bachelier.
  24. ↑ O’Connor, John J.. John Couch Adams’ account of the discovery of Neptune. University of St Andrews (1 сакавіка 2006). Архівавана з першакрыніцы 17 жніўня 2011. Праверана 18 лютага 2008.
  25. ↑ Adams, J. C. (November 13, 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. 7. Blackwell Publishing: 149. Праверана 2008-02-18.
  26. ↑ а б Airy, G. B. (November 13, 1846). "Account of some circumstances historically connected with the discovery of the planet exterior to Uranus". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 7. Blackwell Publishing: 121–144. Праверана 2008-02-18.
  27. ↑ Challis, Rev. J. (November 13, 1846). "Account of observations at the Cambridge observatory for detecting the planet exterior to Uranus". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 7. Blackwell Publishing: 145–149. Праверана 2008-02-18.
  28. ↑ Galle, J. G. (November 13, 1846). "Account of the discovery of the planet of Le Verrier at Berlin". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 7. Blackwell Publishing: 153. Праверана 2008-02-18.
  29. ↑ Elkins-Tanton L. T. Uranus, Neptune, Pluto, and the Outer Solar System. — New York: Chelsea House, 2006. — P. 64. — (The Solar System). — ISBN 0-8160-5197-6.
  30. ↑ Kollerstrom, Nick. Neptune’s Discovery. The British Case for Co-Prediction. University College London (2001). Архівавана з першакрыніцы 11 лістапада 2005. Праверана 19 сакавіка 2007.
  31. ↑ DIO, The International Journal of Scientific History
  32. ↑ Rawlins, Dennis.. The Neptune Conspiracy: British Astronomy’s Post­Discovery Discovery (PDF). Dio (1992). Архівавана з першакрыніцы 17 жніўня 2011. Праверана 10 сакавіка 2008.
  33. ↑ McGourty, Christine.. Lost letters’ Neptune revelations. BBC News (2003). Архівавана з першакрыніцы 17 жніўня 2011. Праверана 10 сакавіка 2008.
  34. ↑ Обзор документов о Нептуне: 1998 recovery appeared in DIO 9.1 (1999) and William Sheehan, Nicholas Kollerstrom, Craig B. Waff (December 2004), The Case of the Pilfered Planet — Did the British steal Neptune? Scientific American
  35. ↑ Moore (2000): 206
  36. ↑ Littmann (2004): 50
  37. ↑ Baum & Sheehan (2003): 109—110
  38. ↑ Gingerich, Owen (1958). "The Naming of Uranus and Neptune". Astronomical Society of the Pacific Leaflets. 8: 9–15. Праверана 2008-02-19.
  39. ↑ Hind, J. R. (1847). "Second report of proceedings in the Cambridge Observatory relating to the new Planet (Neptune)". Astronomische Nachrichten. 25: 309. doi:10.1002/asna.18470252102. Праверана 2008-02-18. Smithsonian/NASA Astrophysics Data System (ADS)
  40. ↑ а б Blue, Jennifer. Planet and Satellite Names and Discoverers(недаступная спасылка). USGS (17 снежня 2008). Архівавана з першакрыніцы 14 ліпеня 2007. Праверана 18 лютага 2008.
  41. ↑ Tony Long.. Jan. 21, 1979: Neptune Moves Outside Pluto’s Wacky Orbit. wired.com (2008). Архівавана з першакрыніцы 18 жніўня 2011. Праверана 13 сакавіка 2008.
  42. ↑ Weissman, Paul R.. The Kuiper Belt. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. Архівавана з першакрыніцы 17 жніўня 2011. Праверана 4 кастрычніка 2006.
  43. ↑ The Status of Pluto:A clarification(недаступная спасылка). International Astronomical Union, Press release (1999). Архівавана з першакрыніцы 16 лютага 2006. Праверана 25 мая 2006.
  44. ↑ "IAU 2006 General Assembly: Resolutions 5 and 6" (PDF). IAU. August 24, 2006.
  45. ↑ Б. А. Воронцов-Вельяминов. Астрономия. Учебник для 10 класса. — М.: Просвещение, 1970. — С. 140-141. — 145 с.
  46. ↑ Ксанфомалити, Леонид Васильевич. Нептун, его кольца и спутники. Зарубежная космонавтика (1 лютага 1991). Архівавана з першакрыніцы 17 жніўня 2011. Праверана 1 чэрвеня 2010.
  47. ↑ Williams, David R.. Planetary Fact Sheet — Metric. NASA (29 лістапада 2007). Архівавана з першакрыніцы 17 жніўня 2011. Праверана 13 сакавіка 2008.
  48. ↑ Boss, Alan P. (2002). "Formation of gas and ice giant planets". Earth and Planetary Science Letters. 202 (3–4): 513–523. doi:10.1016/S0012-821X(02)00808-7.
  49. ↑ Lovis, C. (May 18, 2006). "Trio of Neptunes and their Belt". ESO. Архівавана з арыгінала 1 сакавіка 2008. Праверана 2008-02-25. {{cite news}}: Невядомы параметр |coauthors= ігнараваны (прапануецца |author=) (даведка)
  50. ↑ http://festival.1september.ru/articles/579779/ Движение планет и искусственных спутников Земли, раздел Нептун
  51. ↑ а б Anonymous.. Horizons Output for Neptune 2010—2011 (9 лютага 2007). Архівавана з першакрыніцы 17 жніўня 2011. Праверана 25 лютага 2008.— Лікавыя параметры згенераваныя сістэмай «Horizons On-Line Ephemeris System», распрацаванай групай Solar System Dynamics.
  52. ↑ Williams, David R.. Planetary Fact Sheets. NASA (6 студзеня 2005). Архівавана з першакрыніцы 17 жніўня 2011. Праверана 28 лютага 2008.
  53. ↑ а б Villard, Ray; Devitt, Terry (May 15, 2003). "Brighter Neptune Suggests A Planetary Change Of Seasons". Hubble News Center. Праверана 2008-02-26.
  54. ↑ Hubbard, W. B. (1991). "Interior Structure of Neptune: Comparison with Uranus". Science. 253 (5020): 648–651. doi:10.1126/science.253.5020.648. PMID 17772369. Праверана 2008-02-28. {{cite journal}}: Невядомы параметр |coauthors= ігнараваны (прапануецца |author=) (даведка)
  55. ↑ а б в Max, C. E. (2003). "Cloud Structures on Neptune Observed with Keck Telescope Adaptive Optics". The Astronomical Journal. 125 (1): 364–375. doi:10.1086/344943. Праверана 2008-02-27. {{cite journal}}: Невядомы параметр |coauthors= ігнараваны (прапануецца |author=) (даведка)
  56. ↑ Stern, S. Alan; Colwell, Joshua E. (1997). "Collisional Erosion in the Primordial Edgeworth-Kuiper Belt and the Generation of the 30—50 AU Kuiper Gap". The Astronomical Journal. 490: 879–882. doi:10.1086/304912. Праверана 2010-01-13.(недаступная спасылка)
  57. ↑ Petit, Jean-Marc; Morbidelli, Alessandro; Valsecchi, Giovanni B.. Large Scattered Planetesimals and the Excitation of the Small Body Belts (PDF) (1998). Архівавана з першакрыніцы 17 жніўня 2011. Праверана 23 чэрвеня 2007.
  58. ↑ Транснептуновые объекты. Архівавана з першакрыніцы 17 жніўня 2011. Праверана 27 лістапада 2009.
  59. ↑ List Of Transneptunian Objects. Minor Planet Center. Архівавана з першакрыніцы 17 жніўня 2011. Праверана 29 снежня 2010.
  60. ↑ Jewitt, David. The Plutinos. UCLA — Earth and Space Sciences (1 жніўня 2009). Архівавана з першакрыніцы 23 мая 2013. Праверана 23 мая 2013.
  61. ↑ Varadi, F. (1999). "Periodic Orbits in the 3:2 Orbital Resonance and Their Stability". The Astronomical Journal. 118: 2526–2531. doi:10.1086/301088. Праверана 2008-02-28.
  62. ↑ John Davies. (2001). Beyond Pluto: Exploring the outer limits of the solar system. Cambridge University Press. pp. 104.
  63. ↑ Chiang, E. I.; Jordan, A. B.; Millis, R. L.; Марк В. Буйе; Wasserman, L. H.; Elliot, J. L.; Kern, S. D.; Trilling, D. E.; Meech, K. J.; Wagner, R. M. (2003). "Resonance Occupation in the Kuiper Belt: Case Examples of the 5:2 and Trojan Resonances". The Astronomical Journal. 126: 430–443. doi:10.1086/375207. Праверана 2010-01-13.(недаступная спасылка)
  64. ↑ Atreya, S.; Egeler, P.; Baines, K. (2006). "Water-ammonia ionic ocean on Uranus and Neptune?" (PDF). Geophysical Research Abstracts. 8: 05179. Архівавана з арыгінала (pdf) 5 лютага 2012. Праверана 15 мая 2014.
  65. ↑ Kerr, Richard A. (1999). "Neptune May Crush Methane Into Diamonds". Science. 286 (5437): 25. doi:10.1126/science.286.5437.25a. Праверана 2007-02-26.
  66. ↑ "Melting temperature of diamond at ultrahigh pressure". Nature Physics. 2010. {{cite journal}}: Невядомы параметр |coauthors= ігнараваны (прапануецца |author=) (даведка)
  67. ↑ Podolak, M.; Weizman, A.; Marley, M. (1995). "Comparative models of Uranus and Neptune". Planetary and Space Science. 43 (12): 1517–1522. doi:10.1016/0032-0633(95)00061-5.
  68. ↑ Nettelmann, N.; French, M.; Holst, B.; Redmer, R.. Interior Models of Jupiter, Saturn and Neptune (PDF)(недаступная спасылка). University of Rostock. Архівавана з першакрыніцы 27 лютага 2008. Праверана 25 лютага 2008.
  69. ↑ а б в г д Elkins-Tanton (2006): 79—83.
  70. ↑ Stanley, Sabine; Bloxham, Jeremy (March 11, 2004). "Convective-region geometry as the cause of Uranus' and Neptune's unusual magnetic fields". Nature. 428: 151–153. doi:10.1038/nature02376.
  71. ↑ а б в г Ness, N. F. (1989). "Magnetic Fields at Neptune". Science. 246 (4936): 1473–1478. doi:10.1126/science.246.4936.1473. PMID 17756002. Праверана 2008-02-25. {{cite journal}}: Невядомы параметр |coauthors= ігнараваны (прапануецца |author=) (даведка)
  72. ↑ Russell, C. T.. Neptune: Magnetic Field and Magnetosphere. University of California, Los Angeles (1997). Архівавана з першакрыніцы 17 жніўня 2011. Праверана 10 жніўня 2006.
  73. ↑ Crisp, D.. Hubble Space Telescope Observations of Neptune. Hubble News Center (14 чэрвеня 1995). Архівавана з першакрыніцы 17 жніўня 2011. Праверана 22 красавіка 2007.
  74. ↑ а б в г д е Lunine, Jonathan I.. The Atmospheres of Uranus and Neptune (PDF). Lunar and Planetary Observatory, University of Arazona (1993). Архівавана з першакрыніцы 17 жніўня 2011. Праверана 10 сакавіка 2008.
  75. ↑ а б Encrenaz, Therese (2003). "ISO observations of the giant planets and Titan: what have we learnt?". Planet. Space Sci. 51: 89–103. doi:10.1016/S0032-0633(02)00145-9.
  76. ↑ Broadfoot, A. L.; et al. (1999). "Ultraviolet Spectrometer Observations of Neptune and Triton" (pdf). Science. 246: 1459–1456. doi:10.1126/science.246.4936.1459. PMID 17756000. {{cite journal}}: Невядомы параметр |coauthors= ігнараваны (прапануецца |author=) (даведка)
  77. ↑ Herbert, Floyd; Sandel, Bill R. (1999). "Ultraviolet Observations of Uranus and Neptune". Planet.Space Sci. 47: 1119–1139. doi:10.1016/S0032-0633(98)00142-1.
  78. ↑ а б Lavoie, Sue. PIA02245: Neptune’s blue-green atmosphere. NASA JPL (16 лютага 2000). Архівавана з першакрыніцы 17 жніўня 2011. Праверана 28 лютага 2008.
  79. ↑ Lavoie, Sue. PIA01142: Neptune Scooter. NASA (8 студзеня 1998). Архівавана з першакрыніцы 17 жніўня 2011. Праверана 26 сакавіка 2006.
  80. ↑ Suomi, V. E.; Limaye, S. S.; Johnson, D. R. (1991). "High Winds of Neptune: A Possible Mechanism". Science. 251 (4996): 929–932. doi:10.1126/science.251.4996.929. PMID 17847386. Праверана 2008-02-25.
  81. ↑ Hammel, H. B. (1989). "Neptune's wind speeds obtained by tracking clouds in Voyager 2 images". Science. 245: 1367–1369. doi:10.1126/science.245.4924.1367. PMID 17798743. Праверана 2008-02-27. {{cite journal}}: Невядомы параметр |coauthors= ігнараваны (прапануецца |author=) (даведка)
  82. ↑ а б Burgess (1991): 64—70.
  83. ↑ Orton, G. S., Encrenaz T., Leyrat C., Puetter, R. and Friedson, A. J.. Evidence for methane escape and strong seasonal and dynamical perturbations of Neptune’s atmospheric temperatures. Astronomy and Astrophysics (2007). Архівавана з першакрыніцы 17 жніўня 2011. Праверана 10 сакавіка 2008.
  84. ↑ Orton, Glenn; Encrenaz, Thérèse (September 18, 2007). "A Warm South Pole? Yes, On Neptune!". ESO. Архівавана з арыгінала 2 кастрычніка 2007. Праверана 2007-09-20.
  85. ↑ Hammel, H. B. (1995). "Hubble Space Telescope Imaging of Neptune's Cloud Structure in 1994". Science. 268 (5218): 1740–1742. doi:10.1126/science.268.5218.1740. PMID 17834994. Праверана 2008-02-25. {{cite journal}}: Невядомы параметр |coauthors= ігнараваны (прапануецца |author=) (даведка)
  86. ↑ Lavoie, Sue. PIA00064: Neptune’s Dark Spot (D2) at High Resolution. NASA JPL (29 студзеня 1996). Архівавана з першакрыніцы 17 жніўня 2011. Праверана 28 лютага 2008.
  87. ↑ S. G., Gibbard (2003). "The altitude of Neptune cloud features from high-spatial-resolution near-infrared spectra" (PDF). Icarus. 166 (2): 359–374. doi:10.1016/j.icarus.2003.07.006. Архівавана з арыгінала (PDF) 20 лютага 2012. Праверана 2008-02-26. {{cite journal}}: Невядомы параметр |coauthors= ігнараваны (прапануецца |author=) (даведка)
  88. ↑ Stratman, P. W. (2001). "EPIC Simulations of Bright Companions to Neptune's Great Dark Spots" (PDF). Icarus. 151 (2): 275–285. doi:10.1006/icar.1998.5918. Праверана 2008-02-26. {{cite journal}}: Невядомы параметр |coauthors= ігнараваны (прапануецца |author=) (даведка)
  89. ↑ Sromovsky, L. A. (2000). "The unusual dynamics of new dark spots on Neptune". Bulletin of the American Astronomical Society. 32: 1005. Праверана 2008-02-29. {{cite journal}}: Невядомы параметр |coauthors= ігнараваны (прапануецца |author=) (даведка)
  90. ↑ а б Williams, Sam.. Heat Sources within the Giant Planets. University of California, Berkeley (2004). Архівавана з першакрыніцы 30 красавіка 2005. Праверана 10 сакавіка 2008.
  91. ↑ Lindal, Gunnar F. (1992). "The atmosphere of Neptune — an analysis of radio occultation data acquired with Voyager 2". Astronomical Journal. 103: 967–982. doi:10.1086/116119. Праверана 2008-02-25.
  92. ↑ Class 12 — Giant Planets — Heat and Formation. 3750 — Planets, Moons & Rings. Colorado University, Boulder (2004). Архівавана з першакрыніцы 17 жніўня 2011. Праверана 13 сакавіка 2008.
  93. ↑ Pearl, J. C.; Conrath, B. J. (1991). "The albedo, effective temperature, and energy balance of Neptune, as determined from Voyager data". Journal of Geophysical Research Supplement. 96: 18 921—18 930. Праверана 2008-02-20.
  94. ↑ а б Williams, Sam (November 24, 2004). "Heat Sources Within the Giant Planets". UC Berkeley. Архівавана з арыгінала (DOC) 30 красавіка 2005. Праверана 2008-02-20. {{cite journal}}: Шаблон цытавання journal патрабуе |journal= (даведка)
  95. ↑ Scandolo, Sandro; Jeanloz, Raymond (2003). "The Centers of Planets". American Scientist. 91 (6): 516. doi:10.1511/2003.6.516.
  96. ↑ McHugh, J. P. (September 1999). "Computation of Gravity Waves near the Tropopause". American Astronomical Society, DPS meeting #31, #53.07. Праверана 2008-02-19.
  97. ↑ McHugh, J. P.; Friedson, A. J. (September 1996). "Neptune's Energy Crisis: Gravity Wave Heating of the Stratosphere of Neptune". Bulletin of the American Astronomical Society: 1078. Праверана 2008-02-19.
  98. ↑ Boss, Alan P.. Formation of gas and ice giant planets(недаступная спасылка). Earth and Planetary Science Letters. ELSEVIER (30 верасня 2002). Архівавана з першакрыніцы 29 мая 2008. Праверана 5 сакавіка 2008.
  99. ↑ Thommes, Edward W.. The formation of Uranus and Neptune among Jupiter and Saturn (2001). Праверана 5 сакавіка 2008.
  100. ↑ Hahn, Joseph M.. Neptune’s Migration into a Stirred-Up Kuiper Belt: A Detailed Comparison of Simulations to Observations. Saint Mary’s University (2005). Праверана 5 сакавіка 2008.
  101. ↑ Hansen, Kathryn. Orbital shuffle for early solar system. Geotimes (7 чэрвеня 2005). Архівавана з першакрыніцы 17 жніўня 2011. Праверана 26 жніўня 2007.
  102. ↑ Agnor, Craig B.; Hamilton, Douglas P. (May 2006). "Neptune's capture of its moon Triton in a binary-planet gravitational encounter". Nature. 441 (7090). Nature Publishing Group: 192–194. doi:10.1038/nature04792. Праверана 2008-02-28.
  103. ↑ Chyba, Christopher F.; Jankowski, D. G.; Nicholson, P. D. (July 1989). "Tidal evolution in the Neptune-Triton system". Astronomy and Astrophysics. 219 (1–2). EDP Sciences: L23–L26. Праверана 2006-05-10.
  104. ↑ Elkins-Tanton L. T. Uranus, Neptune, Pluto, and the Outer Solar System. — New York: Chelsea House, 2006. — P. 92. — (The Solar System). — ISBN 0-8160-5197-6.
  105. ↑ R. M., Nelson (1990). "Temperature and Thermal Emissivity of the Surface of Neptune's Satellite Triton". Science. 250 (4979). AAAS (USA): 429–431. doi:10.1126/science.250.4979.429. PMID 17793020. Праверана 2008-02-29. {{cite journal}}: Невядомы параметр |coauthors= ігнараваны (прапануецца |author=) (даведка)
  106. ↑ Wilford, John N. (August 29, 1989). "Triton May Be Coldest Spot in Solar System". The New York Times. Праверана 2008-02-29.
  107. ↑ Elkins-Tanton L. T. Uranus, Neptune, Pluto, and the Outer Solar System. — New York: Chelsea House, 2006. — P. 95. — (The Solar System). — ISBN 0-8160-5197-6.
  108. ↑ Выкарыстоўваючы значэнні з артыкула Nereid:
  109. ↑ Brown, Michael E.. The Dwarf Planets. California Institute of Technology, Department of Geological Sciences. Архівавана з першакрыніцы 17 жніўня 2011. Праверана 9 лютага 2008.
  110. ↑ Holman, Matthew J.; et al. (August 19, 2004). "Discovery of five irregular moons of Neptune". Nature. 430. Nature Publishing Group: 865–867. doi:10.1038/nature02832. Праверана 2008-02-09.
  111. ↑ Staff (August 18, 2004). "Five new moons for planet Neptune". BBC News. Праверана 2007-08-06.
  112. ↑ Телескоп «Хаббл» открыл новый спутник планеты Нептун. rambler.ru (16 ліпеня 2013). Архівавана з першакрыніцы 16 ліпеня 2013. Праверана 16 ліпеня 2013.
  113. ↑ Cruikshank (1996): 703—804
  114. ↑ Дадзеныя аб яркасці гл. ў адпаведных артыкулах
  115. ↑ а б Уран, Нептун, Плутон и как их наблюдать. Архівавана з першакрыніцы 17 жніўня 2011. Праверана 30 лістапада 2009.
  116. ↑ Moore (2000): 207.
  117. ↑ Cruikshank, D. P. (March 1, 1978). "On the rotation period of Neptune". Astrophysical Journal, Part 2 — Letters to the Editor. 220. University of Chicago Press: L57–L59. doi:10.1086/182636. Праверана 2008-03-01.
  118. ↑ Max, C. (December 1999). "Adaptive Optics Imaging of Neptune and Titan with the W. M. Keck Telescope". Bulletin of the American Astronomical Society. 31. American Astronomical Society: 1512. Праверана 2008-03-01.
  119. ↑ Gibbard, S. G. (1999). "High-Resolution Infrared Imaging of Neptune from the Keck Telescope". Icarus. 156. Elsevier: 1–15. doi:10.1006/icar.2001.6766. Праверана 2008-03-01. {{cite journal}}: Невядомы параметр |coauthors= ігнараваны (прапануецца |author=) (даведка)
  120. ↑ Yano, Gordon. Best Infrared Images of Neptune and Titan. SpaceRef Interactive (14 студзеня 2000). Архівавана з першакрыніцы 17 жніўня 2011. Праверана 26 мая 2011.
  121. ↑ Cynthia Phillips. Fascination with Distant Worlds (англ.)(недаступная спасылка). Solar System. НАСА (5 жніўня 2003). Архівавана з першакрыніцы 19 красавіка 2014. Праверана 19 красавіка 2014.
  122. ↑ а б EC Stone, ED Miner (December 15, 1989). "The Voyager 2 Encounter with the Neptunian System". Science. 246 (4936): 1417–21. doi:10.1126/science.246.4936.1417. PMID 17755996. Праверана 2008-02-24. And the following 12 articles pp. 1422—1501.
  123. ↑ Стратэгічны план даследавання Сонечнай сістэмы Архівавана 5 жніўня 2009. (англ.)
  124. ↑ Павел Гремлёв Ледяные гиганты. Уран и Нептун в фантастике. — М.: Мир фантастики, 2011. — № 93.
  125. ↑ Brian Stableford. Neptune // Science Fact and Science Fiction. An Encyclopedia. — Routledge, Taylor & Francis Group, 2006. — P. 328. — 758 p. — ISBN 0‐415‐97460‐7.
  126. ↑ Outer Planets — артыкул з The Encyclopedia of Science Fiction

Літаратура

[правіць | правіць зыходнік]
  • Тейфель В. Г. Уран и Нептун — далёкие планеты-гиганты. — М.: Знание, 1982. — 64 с.
  • Маров М. Я. Планеты Солнечной системы. — 2-е изд. — М.: Наука, 1986. — 320 с.
  • Гребеников Е.А., Рябов Ю.А. Поиски и открытия планет. — М.: Наука, 1975. — 216 с. — (Главная редакция физико-математической литературы). — 65 000 экз.
    • Гребеников Е.А., Рябов Ю.А. Поиски и открытия планет. — 2-е изд., перераб и доп. — М.: Наука, 1984. — 224 с. — (Главная редакция физико-математической литературы). — 100 000 экз.
  • Солнечная система / Ред.-сост. В. Г. Сурдин. — М.: Физматлит, 2008. — 400 с. — ISBN 978-5-9221-0989-5.

Спасылкі

[правіць | правіць зыходнік]
Узята з "https://be.wikipedia.org/w/index.php?title=Нептун_(планета)&oldid=4874262"