Нептун (планета)

Извор: Wikipedija
Пређи на навигацију Пређи на претрагу
Нептун ♆
Снимка Нептуна коју је направио Воyагер 2 1989.
ОткриоУрбаин Ле Верриер
Датум открића23. IX 1846.
Афел≈  30,33 АЈ
(4.540.000.000 км)
ПерихелШаблон:ФорматтингЕррор
(4.460.000.000 км)
Ексцентрицитет0.008678
Орбитални период≈ Шаблон:ФорматтингЕррор
60.195 дана
89.666 нептунска дана
Синодни период367,49 дана
Просјечна орбитална брзина5,43 км/с
Средња аномалија256.228 дег
Инклинација1.770°
Дужина улазног чвора131.783°
Аргумент перихела273.187°
Природни сателитyес
Број сателита14
Физикалне особине
ОбимШаблон:ФорматтингЕррор
Екваторијална површинска гравитацијаШаблон:ФорматтингЕррор м/с2[α 1]
Брзина ослобађања23.5 км/с[α 2]
Период ротације− 0.6713
25 дана, 16 сати, 6 минута, 36 секунди
Екваторијална брзина ротације2.68 км/х
Осни нагибШаблон:ФорматтингЕррор
Деклинација сјеверног пола42.950°
Албедо0,290 до 0,442
Температура на површини−201 °Ц
Привидна магнитуда7.67
Атмосферски саставПлинови
80% водик, 19% хелиј, 1,5% метан

Нептун је осми и од Сунца најудаљенији планет Сунчевог сустава. Назван по римском богу мора, четврти је највећи планет по промјеру и трећи по маси која је седманаест пута већа од Земљине. Око Сунца орбитира на просјечној удаљености од 30,1 АЈ. Астрономски симбол му је ♆, стилизирана иначица трозуба бога Нептуна.

Откривен 23. рујна 1846.,[1] Нептун је први планет пронађен математичким израчунима, а не емпиријским проматрањима. Непредвидљиве промјене у орбити Урана увјериле су француског астронома Алеxиса Боуварда да му на орбиту утјече гравитација непознатог планета. Нептун је у коначници уочио Јоханн Галле унутар ступња од локације коју је предивидио Урбаин Ле Верриер. Ускоро је откривен и његов највећи природни сателит, Тритон, док је преосталих дванаест откривано помоћу телескопа све до 20. стољећа. Нептун је посјетила само једна свемирска летјелица, Воyагер 2, који је покрај планета прелетио 25. коловоза 1989.

Састав Нептуна сличан је Урановом са заједничком особином да се разликују од плиновитих дивова Јупитера и Сатурна. Нептунова атмосфера, иако слична плиновитим дивовима, уз водик и хелиј садржи веће количине "ледова" попут воде, амонијака и метана. Да би нагласили њихова главна својства, астрономи Нептун и Уран понекад називају "леденим дивовима."[2] Унутрашњост планета углавном је састављена од стијена и леда.[3] Плава појава планета резултат је метана у атмосфери.[4]

Супротно од релативно незанимљиве атмосфере Урана, Нептунова атмосфера је препознатљива по својим активним и видиљивим временским обрасцима. Тако је на примјер тијеком прелета Воyагера 2 1989. на јужној полутки примијећена Велика тамна пјега успоредива с Великом црвеном мрљом на Јупитеру. Овакве временске појаве покрећу најснажнији вјетрови у цијелом Сунчевом суставу са забиљеженим брзинама од чак 2 100 км/х.[5] Због велике удаљености од Сунца, Нептунова вањска атмосфера једно је од најхладнијих мјеста у Сунчеву суставу с температурама на врховима облака око −218 °Ц (55 К). Температуре у средишту планета износе око 5 000 °Ц.[6][7] Нептун има слабе и фрагментиране планетарне прстенове који су можда откривени тијеком 1960-их, но са сигурношћу су потврђени тек 1989. с Воyагером 2.[8]

Екватор му је отклоњен од равнине стазе за 28,3°. Због брзе је вртње сплоштен. У плавичастој атмосфери, на температури од –220 °Ц, пушу врло брзи вјетрови (око 2000 км/х, брже него на икојем планету) и лебде облаци метана с много вртлога, од којих је највећи Велика тамна пјега, обрубљена бијелим цирусима. С приближавањем Сунцу (на елиптичној стази) облаци се јаче развијају, вјеројатно због топлије и динамичније атмосфере. Нептун има унутрашњи извор топлине који температури његове површине придоноси више но Сунчево зрачење. Магнетско поље му је слабије од поља других дивовских планета, а ос поља јако је нагнута према оси вртње – за 47°, при чем је удаљена 0,5 полумјера од планетнога средишта. Нептун има ионосферу и радијацијске појасеве, а у средишту има стјеновиту језгру Земљине величине те плашт богат водом, метаном и амонијаком. Има и 5 одвојених тамних прстенчића непозната састава. Највећи му је сателит Тритон с промјером 2 706 км (открио га је Wиллиам Ласселл 1846.); његова је стаза јако нагнута према планетном екватору и сателит се гиба ретроградно.[9]

За планете даље од Сатурна, антички народи нису знали. Уран је на рубу видљивости голог ока јер му је за опозиције сјај достигне привидну магнитуду м = +5,8. Нептун за просјечне опозиције има звјездану величину = +7,6. На средњим удаљеностима од Сунца, које износи 19,2 и 30 АЈ, Уран и Нептун обиђу по стазама за 84 односно 165 година. Стога се међу звијездама гибају веома споро. Са Земље се у најбољем случају виде као плочице кутног промјера 4" односно 2".[10]

Хисторија

[уреди | уреди извор]

Откриће

[уреди | уреди извор]
Главни чланак: Откриће Нептуна
Галилео Галилеи

Галилејеви цртежи доказаују да је Нептун први пут проматрао 28. просинца 1612. и поновно 27. сијечња 1613. Тијеком обију прилика Галилео га је замијенио за звијезду[11] због чега није кредитиран као откривач. Тијеком првог раздобља његовог проматрања у просинцу 1612., Нептун је био статичан зато што је управо на тај дан постао ретроградан. Ово наоко обрнуто кретање настаје кад се Земљина орбита приближи неком од планета вањског Сунчевог сустава. Будући да је Нептун тек започињао са својим ретроградним циклусом, слабо кретање планета било је тешко уочљиво за примитиван телескоп каквим се служио Галилео.[12] У српњу 2009. физичар Давид Јамиесон са Свеучилишта у Мелбоурнеу најавио је нове доказе који сугерирају да је Галилео у најмању руку био свјестан да се звијезда коју је проматрао кретала у односу на остале фиксне звијезде.[13]

1821. Алеxис Боувард је објавио астрономске прорачуне гледе орбите Нептуновог сусједа, Урана. Накнадна проматрања устврдила су значајне девијације од предвиђене путање што је Боуварда навело да теоретизира о непознатом тијелу које гравитацијски утјече на Уран.[14] 1843. Јохн Цоуцх Адамс започео је с проучавањем орбите Урана на основу података које преко Јамеса Цхаллиса добио од Сир Георгеа Аирyја. С радом је наставио кроз 1845.-46. те дошао до неколико различитих предвиђања о новом планету.

Урбаин Ле Верриер

1845.-46., Урбаин Ле Верриер, неовисно од Адамса, развио је властите прорачуне, али се такођер сусрео с потешкоћама око заинтересирања својих сународњака. У липњу 1846., након што је видио Ле Верриерове процјене о положају планета те замјетио сличности с Адамсовим процјенама, Аирy је увјерио директора Звјездарнице Цамбридге Јамеса Цхаллиса да крене у потрагу за планетом. Цхаллис је провео коловоз и рујан претражујући ноћно небо.[14][15]

Ле Верриер је у међувремену путем писма контактирао Јоханн Готтфриед Галле из Берлина те га упутио на проматрање. Хеинрицх д'Аррест, студент у звјездарници, сугерирао је Галлеу да успореде недавно направљену карту неба подручја на које је упутио Ле Верриер с тренутним небом у потрази за промјенана које би биле карактеристичне за планет. На вечер истог дана када је писмо запримљено, 23. рујна 1846., Нептун је откривен 1° од положаја на којем га је предвидио Ле Верриер, односно 12° од Адамсовог предвиђања. Цхаллис је касније утврдио да је планет проматрао два пута раније у коловозу, али га није идентифицирао због свог рутинског приступа послу.

У јеку открића, између Француза и Британаца завладало је националистичко ривалство у томе тко заслужује признање за откриће. Међународним консензусом накнадно је утврђено да заслуге за откриће заслужују подједнако Ле Верриер и Адамас. Од 1966. Деннис Раwлинс доводи у питању кредибилититет Адамсове улоге су-откривача због чега је цијели случај ревидириан од стране повјесничара 1998. Након ревизије, утврђено је да "Адамс не заслужује једнаке заслуге као и Ле Верриер за откриће Нептуна. Те заслуге припадају само особи која је била успјешна у предвиђању планетове локације и увјеравању других астронома да га потраже."

Именовање

[уреди | уреди извор]
Јоханн Готтфриед Галле, прва особа која је проматрала Нептун знајући да се ради о планету

Непосредно након открића Нептун се ословљавао једноставно "планетом удаљенијим од Урана" или "Ле Верриеровим планетом". Први приједлог имена дошао је од Галлеа који је предложио име Јанус. У Енглеској, Цхаллисов приједлог био је Океан.[16]

Позивајући се на право да именује своје откриће, Ле Верриер је брзо предложио име Нептун, притом лажно тврдећи да је исто службено одобрио француски Буреау дес Лонгитудес.[17] У студеноме је тражио да се планет назове Ле Верриер према њему самоме, за што је имао подршку од директора звјездарнице Франçоис Арагоа. Потоњи је приједлог наишао на жесток отпор изван Француске.[18] Француски часописи брзо су поновно увели име Херсцхел за Уран, према његовом откривачу, Сир Wиллиаму Херсцхелу, те Леверриер за нови планет.[19] 29. просинца 1846. Струве је пред Санкт Петерсбуршком академијом знаности изашао с подршком имену Нептун након чега ускоро постаје и међународно признато име.[19] Нептун је у римској митологији био бог мора, еквивалент грчком Посејдону. Аргумент за прихваћањем митолошког имена био је у складу с постојећом традицијом именовања планета гдје су сви, осим Земље, названи по ликовима из грчке и римске митологије.[20]

Статус

[уреди | уреди извор]

Нептун је сматран најудаљенијим познатим планетом од открића 1846. до каснијег открића Плутона 1930. Услијед открића Плутона, Нептун је постао предзадњи планет Сунчевог сустава, осим у раздобљу од 1979. до 1999. када је Плутонова елиптична орбита учинила да буде ближи Сунцу.[21] Откриће Куиперовог појаса 1992. навело је многе астрономе да преиспитују Плутонов статус планета. 2006. Међународна астрономска унија по први је пут дефинирала "планет", рекласифицирајући Плутона у патуљасти планет због чега је Нептун још једном постао најудаљенији планет Сунчевог сустава.[22]

Састав и структура

[уреди | уреди извор]
Успоредба Земље и Нептуне

С масом од 1,0243 x 1026 кг, Нептун је средње тијело између Земље и већих плиновитих дивова: маса му је седамнаест пута већа од Зенљине али је свега 1/19 Јупитерове. Површинска гравитација мања је само од Јупитерове што та два плиновита дива чини јединим планетима у Сунчевом суставу с гравитацијом већом од Земљине.[23] Екваторијални појас од 24764 км готово је четири пута већи од Земљиног. Заједно с Ураном чини подкласу плиновитих дивова под називом "ледени дивови" услијед њихове мање величине и веће концентрације лако испарљивих елемената у односу на Јупитер и Сатурн. Нептуново се име у потрази за егзопланетима користи као метоним па се откривена тијела сличне масе називају "Нептунима".

Унутарња структура

[уреди | уреди извор]

Нептунова унутарња структура слична је Урановој. Атмосфера му чини око 5 до 10% масе те се протеже до 10 - 20% према унутрашњости гдје досеже притисак од око 10 ГПа. У нижим дијеловима атмосфере владају повећане концентрације метана, амонијака и воде.[6]

Унутарња структура Нептуна:
1. Горња атмосфера
2. Атмосфера састављена од водика, хелија и метана
3. Плашт састављен од водених, амонијевих и метанових ледова
4. Језгра од камена (силикати и никал-жељезо)

Поступно ова тамнија и топлија регија кондезира у суперзаграијани текући плашт гдје температуре досежу распон од 2000 до 5000 К. Сам плашт једнак је 10 до 15 маси Земље те је богат водом, амонијаком и метаном. Како је то већ уобичајено у планетарној знаности, ова се комбинација назива "леденом" иако се ради о врућем флуиду високе густоће. Овај флуид високе електричне проводљивости понекад се назива и водено-амонијевим оцеаном. На дубини од 7000 км могући су увјети при којима се метан распада на дијамантне кристале који се затим спуштају према језгри.[24] Могуће је да се плашт састоји од слоја ионизиране воде гдје се молекуле воде распадају на мјешавину водикових и кисикових иона, те дубље суперионизиране воде код које се кисик кристализира док се водикови иони слободно крећу.

Језгра планета састављена је од жељеза, никла и силиката с унутарњим моделом који предвиђа масу једнаку 1,2 масе Земље. Притисак у средишту износи 7 Мбар (700 ГПа) што је милијуне пута више него на Земљиној површини.

Атмосфера

[уреди | уреди извор]
Метан

На вишим висинама Нептунова атмосфера састоји се од 80% водика и 19% хелија.[6] У траговима је присутан и метан. Изражене абсорбирајуће траке метана појављују се на валним дуљинама вишим од 600 нм, у црвеном и инфрацрвеном дијелу спектра. Као и с Ураном, наведена апсорпција црвеног свијетла од стране атмосферског метана даје Нептуну његову плаву боју, иако се својим плаветнилом разликује од Урановог благог цијана.

Нептунова атмосфера дијели се на двије главне регије: нижу тропосферу гдје се температуре смањују с висином те стратосферу гдје се температуре повећавају с висином. Граница између наведених, тропопауза, појављује се при притиску од 0,1 бар.[2] На стратосферу се наставља термосфера с притиском мањим од 10-5 до 10-4 микробара. Термосфера у коначници постаје егзосфера.

Модели сугерирају да је Нептунова тропосфера повезана облацима различитих састава овисно о висини. Облаци на вишим разинама настају при тлаковима нижим од једног бара, гдје је температуре погодна за кондензацију метана. За тлакове између једног и пет бари (100 и 500 кПа), вјерује се да настају облаци амонијака и сумпороводика. За тлакове изнад пет бари вјерује се да се облаци састоје од амонијака, амонијевог сулфида, сумпороводика и воде. Дубљи облаци од воденог леда би се требали налазити при тлаковима од 50 бари (5,0 МПа), гдје температуре досежу 0 °Ц

Облаци

Облаци на великим висинама су проматрани како бацају сјене на нижи облачни слој. Такођер су видљиве велико-висинске траке облака које окружују планет на константној земљописној ширини. Широки су од 50 до 150 км те леже око 50 до 110 км изнад облачног слоја.

Нептунов спектар даје наслутити да је нижа стратосфера магловита због кондензације продуката ултраљубичасте фотолизе метана, попут етана и ацетилена. У стратосфери су у траговима присутни и угљиков моноксид и цијанводична киселина. Нептунова стратосфера топлија је у односу на Уранову због повећане концентрације угљиководика.

Због још неразјашњених разлога, планетова термосфера има аномалијски високу температуру од око 750 К. Планет је преудаљен од Сунца да би овакву врућину створило ултраљубичасто зрачење. Једно од могућих објашњена је атмосферска интеракција с ионима планетовог магнетског поља. Други могући узрок су гравитацијски валови из унутрашњости који се распадају у атмосфери. Термосфера садржи и трагове угљиковог диоксида и воде који су се вјеројатно наталожили из вањских извора попут метеора и прашине.

Магнетосфера

[уреди | уреди извор]

Нептун подсјећа на Уран и по питању магнетосфере с магнетским пољем које је нагнуто у односу на ротацијску ос за 47° те за око 13500 км од планетовог физичког средишта. Прије доласка Воyагера 2 до Нептуна, претпостављало се да је Уранова нагнута магнетосфера посљедица његове бочне ротације. Успоредбом поља два планета, знанственици данас вјерују да је овај феномен особност везана за токове у унутрашњости планета. Могуће је да поље настаје конвекцијом флуидних кретања у танкој сферичној шкољци водљивих ликвида (вјеројатно комбинација амонијака, метана и воде) што резултира динамо акцијом.

Диполна компонента магнетског поља на магнетском екватору Нептуна износи око 14 микротесли. Диполни магнетски момент је 2,2 x 1017 Т м3. Нептуново магнетско поље има сложену геометрију која укључује релативно велике утјецаје од не-диполарних компоненти, укључујући снажан квадруполни момент који може надмашити диполни момент у снази. Супротно томе, Земља, Јупитер и Сатурн имају релативно малене квадриполне моменте те су им поља мање одмакнута од поларне оси.

Планетарни прстенови

[уреди | уреди извор]
Главни чланак: Нептунови прстенови
Нептунови прстенови снимљени с Воyагера 2

Иако Нептун посједује сустав планетарних прстенова, они су значајно мањи него Сатурнови. Могуће је да се прстенови састоје од честица леда прекривених силикатима и угљиковим материјалима због чега су црвенкасте боје.[25] Три главна прстена су Адамс 630000 км од средишта Нептуна, Ле Верриер 53000 км и Галле на 42000 км. Слабији вањски продужетак прстена Ле Верриер назван је Ласселл; с вањске стране омеђен је прстеном Араго који се налази на удаљености од 57000 км.[26]

Први од ових планетарних прстенова откривен је 1968. од стране тима под водством Едwарда Гуинана,[8][27] иако се накнадно сумњало да је прстен непотпун.[28] Докази да прстен у себи садржи празнине први су се пут појавили тијеком звјездане окултације 1984. кад су прстенови ометали поглед на звијезду тијеком заласка али не и изласка.[29] Снимке с Воyагера 2 1989. ријешиле су сумње показујући неколико слабих прстенова. Наведени имају збијену структуру,[30] чији се узрок са сигурношћу не зна, али се претпоставља да је због гравитацијске интеракције с малим мјесецима у њиховој близини.[31]

Најудаљенији прстен, Адамс, садржи пет изражених лукова: Цоураге, Либертé, Егалитé 1, Егалитé 2 и Фратернитé (Храброст, Слобода, Једнакост и Братство).[32] Објашњење њиховог постојања било је тешко за објаснити будући би се према законима гибања лукови требали раширити у прстенове у јако кратком року. Астрономи данас вјерују да су лукови обликовани у њихов данашњи облик због гравитацијског утјецаја мјесеца Галатеја.[33][34]

Проматрања са Земље најављена 2005. открила су да су Нептунови прстенови пуно нестабилнији него се раније претпостављало. Снимке звјездарнице W. M. Кецк из 2002. и 2003. показале су значајан распад прстенова у односну на снимке Воyагера 2. То се посебице односи на лук Либертé за којег се претпоставља да би могао нестати унутар једног стољећа.[35].

Клима

[уреди | уреди извор]

Једна од разлика између Нептуна и Урана је и просјечна разина метеоролошких активности. Када је 1986. Воyагер 2 прелетио Уран, планет је визуално дјеловао поприлично мирно и незанимљиво што је била сушта супротност Нептуну који је показивао значајне метеоролошке феномене тијеком прелета 1989.[36]

Велика тамна пјега (горе), Сцоотер (бијели облак у средини) и Мала тамна пјега, с наглашеним контрастом

Нептунову климу карактеризирају екстремни динамички сустави олуја с вјетровима који достижу брзине од готово 600 м/с.[5] Типичније, праћењем кретања дуготрајних облака, закључено је да брзина вјетра варира од 20 м/с у смјеру истока до 325 м/с према западу.[37] На врховима облака вјетрови пушу брзинама до 400 м/с уз екватор те до 250 м/с на половима.[38] Већина вјетрова креће се у смјеру супротноме од ротације планета.[39] Опћи узорак вјетрова показао је проградну ротацију на вишим висинам те ретроградну ротацију на нижим висинама. Вјерује се да је разлика у смјеровима посљедица тзв. "ефекта коже" те није повезана с неким дубљим атмосферским процесима.[2]

2007. откривено је да је горња тропосфера Нептуновог јужног пола топлија за око 10 °Ц од остатка планета на којем влада просјечна температура од око -200 °Ц (70 К).[40] Топлинска разлика довољна је да метан, који се иначе другдје налази смрзнут у горњој атмосфери, процури у облику плина кроз јужни пол, у свемир. "Топла точка" резултат је Нептуновог нагиба оси због којег је јужни пол изложен Сунцу барем четвртину Нептунове године што у грубо износи око 40 Земаљских година. Како се Нептун полако гиба према супротној страни Сунца, јужни пол ће бити затамњен док ће се сјеверни освијетлити што ће изазвати да се отпуштање метана "пресели" с југа на сјевер.[41]

Због наведених сезонских промјена, проматрање групе облака на Нептуновој јужној полутци утврдило је повећање у њиховој величини и албеду. Феномен је први пут забиљежен 1980. те се предвиђа да ће трајати до 2020. Нептунов дуги орбитални период резултира "годишњим добима" који трају 40 година.[42]

Олује

[уреди | уреди извор]
Велика тамна пјега снимљена с Воyагера 2

1989. НАСА-има сонда Воyагер 2 открила је Велику тамну пјегу, антициклонални олујни сустав који се протеже над подручјем 13.000 x 6600 км,[36] налик Великој црвеној пјеги на Јупитеру. Међутим, 2. студеног 1994. свемирски телескоп Хуббле није примијетио пјегу, већ је на сјеверној полутци открио нову, сличну, олују.[43]

Сцоотер је друга олуја, бијела скупина облака јужније од Велике тамне пјеге. Име јој долази од чињенице да се приликом открића кретала брже од Велике тамне пјеге[39] с тим да су касније фотографије откриле још брже облаке. Мала тамна пјега је јужна циклонална олуја, друга најснажнија проматрана тијеком прелета 1989. године. Испрва је била потпуно тамна, да би тијеком приближавања Воyагера 2 развила свијетлу језгру.[44]

За тамне пјеге се вјерује да настају у тропосфери, на нижој висини од појава са свијетлим облацима,[45] тако да дјелују попут рупа у горњим слојевима облака. Будући да се ради о појавама које могу трајати и до неколико мјесеци, вјерује се да се ради о вртложним структурама.[46] Често везане уз тамне мрље су и свјетлији метански облаци који се формирају око тропопаузе.[47] Дуготрајност ових пратећих облака сугерира да неке бивше тамне мрље могу наставити постојати као циклони иако више нису видљиви као тамне појаве. Тамне се мрље могу распасти једном када се превише приближе екватору или кроз неки други непознати механизам.[45]

Унутарња топлина

[уреди | уреди извор]

За Нептунове сложеније климатске увјете у односу на Уран вјерује се да је узрок у већој унутарњој топлини. Иако је у односу на Уран удаљенији од Сунца те прима тек 40% сунчевог свјетла,[2] њихова површинска температура оквирно је једнака. Температуре у горњим слојевима Нептунове тропосфере спуштају се до -221,4 °Ц (51,8 К). На дубини гдје је атмосферски тлак једнак 1 бару (100 кПа), температура износи -201,15 °Ц (72,00 К).[48] Дубље унутар слојева плина температура постепено расте. Као и код Урана, извор унутарње топлине је непознат с тим да и међу њима постоје разлике: Уран исијава само 1,1 пута више енергије него је прими од Сунца,[49] док Нептун исијава 2,61 пута више него што је прими.[50] Иако је најудаљенији планет од Сунца, Нептунова унутарња енергија довољна је за покретање најснажнијих планетарних вјетрова у Сунчевом суставу. Прелдожено је неколико могућих објашњења за овај феномен, укључујући топлину као продукт радиоактивног распадања из језгре планета, претворба метана под великим притиском у водик, дијамант и дужи угљиководици (угљиководици и дијаманти би се уздизали и тонули притом отпуштајући гравитацијску потенцијалну енергију)[51] те конвекција у нижој атмосфери која узрокује разбијање гравитацијских валова изнад тропопаузе.[52][53]

Орбита и ротација

[уреди | уреди извор]

Просјечна удаљеност између Нептуна и Сунца износи 4,5 милијарди км (око 30,1 АЈ) обављајући једну орбиту сваких 164,79 година. 12. српња 2011. Нептун је направио прву пуну орбиту од свог открића 1846, с тим да се притом није налазио на точној локацији на којој је био и у вријеме открића због Земљине друге позиције. Нептунова елиптична орбита инклинирана је за 1,77° у односу на Земљу. Због ексцентрицитета од 0,011, удаљеност између Нептуна и Сунца варира за 101 милијуна км између фаза перихела и афела.

Нагиб оси Нептуна од 28,32°[54] сличан је Земљином (23°) и Марсовом (25°) због чега доживљава сличне сезонске промјене. Дуги орбитални период значи да годишња доба трају око 40 земаљских година.[42] Период звјездане ротације (дан) траје око 16,11 сати. Будући Нептун није чврсто тијело, атмосфера му пролази кроз процес диференцијалне ротације. Широке екваторијалне зоне ротирају се с периодом од око 18 сати што је спориде од 16,1 сатне ротације планетарног магнетског поља. Супротно томе, поларне регије имају ротацијски период од 12 сати. Нептун има најизраженију диференцијалну ротацију од свих планета Сунчевог сустава[55] што резултира снажним попречним вјетровима.[46]

Орбитална резонанца

[уреди | уреди извор]
Главни чланци: Куиперов појас, Резонантни транс-нептунски објект и Нептунови тројанци

Нептунова орбита има значајан утјецај на Куиперов појас, подручје које се наставља иза ње. Појас је прстен малених ледених плантеоида, сличан астероидном појасу само пуно већи, протежући се од Нептунове орбите (30 АЈ) до 55 АЈ од Сунца.[56] Слично као што Јупитерова гравитација доминира астероидним појасом обликујући његову структуру, тако Нептунова гравитација доминира Куиперовим појасом. Под утјецајем Нептунове гравитације нека подручја Куиперовог појаса с временом су се дестабилизирала резултирајући празнинама у његовој структури. Примјер тога је подручје између 40 и 42 АЈ.[57]

Унутар наведених празнина постоје орбите гдје објекти могу преживјети од настанка Сунчевог сустава. Ове се резонанце појављују када Нептунов орбитални период износи точан разломак објектовог, попут 1:2, или 3:4. Ако рецимо објект орбитира око Сунца једном за двије Нептунове орбите, то значи да ће обавити само пола орбите у тренутку када ће се Нептун вратити на свој исходишни положај. Најнасељенија резонанца Куиперовог појаса, с преко 200 познатих објеката,[58] је 2:3 резонанца. Објекти у овој резонанци, названи плутиноси према 134340 Плутону, направе двије орбите за три Нептунове.[59] Иако Плутон сјече Нептунову орбиту, 2:3 резонанца осигурава да се никада не сударе.[60] Остале резонанце, 3:4, 3:5, 4:7 и 2:5 рјеђе су насељене.[61]

Нептун посједује и вел број објеката који се налазе у Сунце-Нептун Л4 Лагранже точки - гравитацијски стабилној регији.[62] На Нептунове тројанце може се гледати као да се налазе у 1:1 резонанци с Нептуном. Нептунови тројнаци необично су стабилни у својој орбити због чега се претпоставља да су се формирали заједно с Нептуном а не да су "ухваћени" с временом. Први и засада једини објект у Нептуновој Л5 Лагранже точки је 2008 ЛЦ18.

Формација и миграција

[уреди | уреди извор]
Симулација која приказује вањске планете с Куиперовим појасом: а) прије него што су Јупитер и Сатурн постигнули 2:1 резонанцу; б) након распиња објеката Куиперовог појаса према унутра услијед орбиталног помака Нептуна; ц) након избацивања распршених објеката Куиперовог појаса од стране Јупитера

Показало се да је формирање ледених дивова, Нептуна и Урана, тешко прецизно приказати моделом. Тренутни модели сугерирају да је густоћа твари у вањским подучјима Сунчевог сустава била прениска како би се њоме објаснило формирање овако великих тијела кроз традиционално прихваћену методу увећавања језгре. Према једној хипотези, ледени дивови су настали из нестабилности изворног протопланетарног диска, те да им је атмосферу накнадно однијела радијација од недалеке ОБ звијезде.[63]

Према другом концепту настали су ближе Сунцу гдје је густоћа твари била виша, да би накнадно мигрирали у тренутачне орбите након уклањања плиновитог протопланетарног диска.[64] Хипотеза миграције након формирања тренутачно се преферира у знанственим круговима због своје способности да боље објасни попуњеност популације малих објеката проматраних у транс-Нептунској регији.[65] Тренутачно најшире прихваћено[66] објашњење детаља ове хипотезе познато је као Нице модел које открива утјецаје мигрирајућег Нептуна те других плиновитих дивова на структуру Куиперовог појаса.

Природни сателити

[уреди | уреди извор]
Главни чланак: Нептунови природни сателити
Нептун, Протеј (горе), Лариса (доље десно) и Деспина (лијево)

Нептун посједује 14 познатих природних сателита. Далеко највећи, заузимајући више од 99,5% масе у орбити око Нептуна те једини који је довољно масиван да буде сферичан, јест Тритон којега је Wиллиам Ласселл открио свега 17 дана након открића самога Нептуна. За разлику од других великих сателита у Сунчевом суставу, Тритон има ретроградну орбиту што даје наслутити да је захваћен, а не формиран на мјесту; највјеројатније као патуљасти планет из Куиперовог појаса.[67] 1989. Тритон је био најхладнији објект икад измјерен у Сунчевом суставу,[68] с процјењеном температуром од -235 °Ц (38 К).[69]

Нептунов други познати сателит (према реду откривања), неправилни мјесец Нереида, има једну од најексцентричнијих орбита од свих природних сателита сунчевог сустава. Ексцентрицитет од 0,7512 даје јој апоапсис који износи седам пута удаљености периапсиса од Нептуна.

Протеј

У раздобљу од српња до рујна 1989. Воyагер 2 је открио шест до тада непознатих Нептунових сателита.[70] Међу њима, неправилно обликовани Протеј значајан је по томе што се небеско тијело његових димензија и густоће није успјело формирати у сферичан облик под утјецајем властите гравитације.[71] Иако је други најмасивнији Нептунов мјесец, маса му озноси тек једну четвртину једног постотка масе Тритона. Најунутрашњији сателити- Најада, Таласа, Деспина и Галатеја- орбитирају довољно близу да буду унутар Нептунових планетарних прстенова. Лариса је изворно откривена 1981. тијеком окултације звијезде. Како је догађај својевремено приписан прстеновим луковима, тек је прелетом Воyагера 2 1989. откривен прави узрок окултације те потврђено њено постојање. Пет неправилних сателита откривено је између 2002. и 2003. те су јавно обзнањени 2004.[3][72] Будући је Нептун био римски бог мора, сателити су названи по нижим морским божанствима.[20]

Проматрање

[уреди | уреди извор]

Нептун никада није видиљив голим оком будући има сјај између магнитуда +7,7 и +8,0[73] што значи да га могу засјенити Јупитерови Галилејански мјесеци, патуљасти планет 1 Церес те астероиди 4 Веста, 2 Паллас, 7 Ирис, 3 Јуно и 6 Хебе. Проматран кроз телескоп или бољи двоглед, Нептун изгледа као мали плави диск, сличан Урану.[74]

Због Нептунове удаљености од Земље, његов кутни промјер износи свега од 2,2 до 2,4 кутне секунде,[73] најмање од свих планета Сунчевог сустава. Наведени парамтери разлог су због којега га је тешко проучавати визуално. Већина телескопских податка била је ограничена до појаве свемирског телескопа Хуббле те великих земљаних телескопа с адаптивном оптиком.[75][76] Проучавање радио-фреквенција открива да је Нептун извор непрекидних емисија али и неправилних праскова. За обе појаве се вјерује да настају из магнетског поља.[38] Проматран кроз инфрацрвени спектар, Нептунове олује дјелују свијетло у односу на хладнију позадину што омогућује редовито праћење њихових величина и облика.[77]

Истраживање

[уреди | уреди извор]
Главни чланак: Истраживање Нептуна
Илустрација Воyагера 2 како пролази уз Нептун

Најближи прилаз Нептуну Воyагер 2 је остварио 25. коловоза 1989. Будући је ово био посљедњи планет с којим се летјелица могла сусрести, одлучено је да се обави близак прелет Тритона, без обзира на посљедице које би то могло имати на путању. Снимке послане натраг на Земљу постале су основа цјеловечерњег програма Нептуне Алл Нигхт на ПБС-у 1989.[78]

Воyагер 2 мозаик Тритона

Тијеком прелета планета, сигналима са сонде било је потребно 246 минута да дођу до Земље. Због тога се већи дио мисије Воyагера 2 ослањао на унапријед учитане наредбе, укључујући за вријеме истраживања Нептуна. Летјелица је извела блиски сусрет с мјесецом Нереидом прије него се 25. коловоза приближила на 4400 км од Нептунове атмосфере након чега се истога дана приближила највећем мјесецу Тритону.[79]

Свемирска сонда потврдила је постојање магнетског поља које окружује планет те је открила да је поље одмакнуто од средишта и нагнутно на сличан начин као што је и с пољем око Урана. Питање ротацијском периода планета ријешено је упорабом мјерења радио емисија. Воyагер 2 је показао да Нептун има и неочекивано активан климатски сустав. Откривено је и шест нових мјесеца те се установило да планет има више од једног прстена.[70][79]

2003. постојао је приједлог НАСА-ином "Висион Миссионс Студиес" да се реализира мисија "Нептуне Орибтер wитх Пробес" која би обављала знанствене експерименте на разини Цассинија без упорабе извора енергије или погона базираних на физији.

Повезано

[уреди | уреди извор]

Види још

[уреди | уреди извор]
  1. ↑ „"Нептуне"” (енглески).  соларwиеwс.цом (12. свибња 2011.)
  2. ↑ 2,0 2,1 2,2 2,3 Лунине, Јонатхан I. (1993.). "Тхе Атмоспхерес оф Уранус анд Нептуне". Лунар анд Планетарy Обсерваторy, Университy оф Аризона
  3. ↑ 3,0 3,1 Подолак, M.; Wеизман, А.; Марлеy, M. (1995). „Цомпаративе моделс оф Уранус анд Нептуне”. Планетарy анд Спаце Сциенце 43: 1517–1522. ДОИ:10.1016/0032-0633(95)00061-5. 
  4. ↑ „"Нептуне"” (енглески). Архивирано из оригинала на датум 2008-03-03. Приступљено 2015-02-26.  соларсyстем.наса.гов (14. свибња 2011.)
  5. ↑ 5,0 5,1 Суоми, V. Е.; Лимаyе, С. С.; Јохнсон, D. Р. (1991). „Хигх Wиндс оф Нептуне: А поссибле мецханисм”. Сциенце 251: 929–932. ДОИ:10.1126/science.251.4996.929. 
  6. ↑ 6,0 6,1 6,2 Хуббард, W. Б (1997). „Нептуне'с Дееп Цхемистрy”. Сциенце 275: 1279–1280. ДОИ:10.1126/science.275.5304.1279. 
  7. ↑ „"Интериор моделс оф Јупитер, Сатурн анд Нептуне"” (енглески). Архивирано из оригинала на датум 2011-07-18. Приступљено 2015-02-26.  гси.де (14. свибња 2011.)
  8. ↑ 8,0 8,1 „"Дата схоwс 2 рингс цирцлинг Нептуне"” (енглески).  нyтимес.цом (14. свибња 2011.)
  9. ↑ Нептун, [1] "Хрватска енциклопедија", Лексикографски завод Мирослав Крлежа, www.енциклопедија.хр, 2014.
  10. ↑ Владис Вујновић : "Астрономија", Школска књига, 1989.
  11. ↑ Хирсцхфелд, Алан (2001.). "Параллаx: Тхе Раце то Меасуре тхе Цосмос". Неw Yорк. ИСБН 0-8050-7133-4
  12. ↑ Литтманн, Марк; Стандисх, Е. M. (2004.). "Планетс Беyонд: Дисцоверинг тхе Оутер Солар Сyстем". Цоуриер Довер Публицатионс. ИСБН 0-486-43602-0
  13. ↑ „"Галилео дисцоверед Нептуне, неw тхеорy цлаимс "” (енглески).  мснбц.мсн.цом (31. свибња 2011.)
  14. ↑ 14,0 14,1 Аирy, Г. Б (1846). „Аццоунт оф соме цирцумстанцес хисторицаллy цоннецтед wитх тхе дисцоверy оф тхе планет еxтериор то Уранус”. Монтхлy Нотицес оф тхе Роyал Астрономицал Социетy 7: 121 - 144. 
  15. ↑ Цхаллис, Рев. Ј (1846). „Аццоунт оф обсерватионс ат тхе Цамбридге обсерваторy фор детецтинг тхе планет еxтериор то Уранус”. Монтхлy Нотицес оф тхе Роyал Астрономицал Социетy 7: 145 - 149. 
  16. ↑ Мооре (2000.): стр. 206
  17. ↑ Литтманн (2004.): стр. 50
  18. ↑ Баум & Схеехан (2003.): стр. 109 – 110
  19. ↑ 19,0 19,1 Гингерицх, Оwен (1958). „Тхе Наминг оф Уранус анд Нептуне”. Астрономицал Социетy оф тхе Пацифиц Леафлетс 8: 9 - 15. 
  20. ↑ 20,0 20,1 „Планет анд Сателлите Намес анд Дисцоверерс” (Енглески).  планетарyнамес.wр.усгс.гов (6. листопада 2011.)
  21. ↑ „"Јан. 21, 1979: Нептуне Мовес Оутсиде Плуто'с Wацкy Орбит"” (Енглески).  wиред.цом (30. травња 2012.)
  22. ↑ „"ИАУ 2006 Генерал Ассемблy: Ресолутионс 5 анд 6"” (Енглески).  иау.орг (30. травња 2012.)
  23. ↑ Унсöлд, Албрецхт; Басцхек, Бодо (2001.). Тхе Неw Цосмос: Ан Интродуцтион то Астрономy анд Астропхyсицс (5. издање). Спрингер. стр. 47. ИСБН 3-540-67877-8
  24. ↑ Керр, Рицхард А. (1999). „Нептуне Маy Црусх Метхане Инто Диамондс”. Сциенце 286. 
  25. ↑ Цруиксханк (1996.), стр. 703 – 804
  26. ↑ „"Ринг анд Ринг Гап Номенцлатуре"” (Енглески).  планетарyнамес.wр.усгс.гов (9. коловоза 2012.)
  27. ↑ Гуинан, Е. Ф.; Харрис, C. C.; Малонеy, Ф. П. (1982). „Евиденце фор а Ринг Сyстем оф Нептуне”. Буллетин оф тхе Америцан Астрономицал Социетy 14 (658). 
  28. ↑ Голдреицх, П.; Тремаине, С.; Бордериес, Н. Е. Ф. (1986). „Тоwардс а тхеорy фор Нептуне'с арц рингс”. Астрономицал Јоурнал 92): 490 - 494. 
  29. ↑ Ницхолсон, П. D. ет ал. (1990). „Фиве Стеллар Оццултатионс бy Нептуне: Фуртхер Обсерватионс оф Ринг Арцс”. Ицарус 87 (1): 1 - 39. 
  30. ↑ „"Миссионс то Нептуне"” (Енглески). Архивирано из оригинала на датум 2006-02-08. Приступљено 2015-02-26.  планетарy.цом (11. листопада 2007.)
  31. ↑ „"Сциентистс Пуззлед бy Унусуал Нептуне Рингс"” (Енглески).  нyтимес.цом (9. коловоза 2012.)
  32. ↑ Цоx, Артхур Н. (2001.). "Аллен'с Астропхyсицал Qуантитиес". Спрингер. ИСБН 0-387-98746-0.
  33. ↑ „"Нептуне: Рингс"” (Енглески).  соларсyстем.наса.гов (9. коловоза 2012.)
  34. ↑ Сало, Хеикки; Хäннинен, Јyрки (1998). „Нептуне'с Партиал Рингс: Ацтион оф Галатеа он Селф-Гравитатинг Арц Партицлес”. Сциенце 282: 1102–1104. 
  35. ↑ „"Нептуне'с рингс аре фадинг аwаy "” (Енглески).  неwсциентист.цом (9. коловоза 2012.)
  36. ↑ 36,0 36,1 „"Нептуне'с Блуе-греен Атмоспхере"” (Енглески).  пхотојоурнал.јпл.наса.гов (15. коловоза 2011.)
  37. ↑ Хаммел, Х. Б.; Беебе, Р. Ф.; Де Јонг, Е. M.; Хансен, C. Ј.; Хоwелл, C. D.; Ингерсолл, А. П.; Јохнсон, Т. V.; Лимаyе, С. С.; Магалхаес, Ј. А.; Поллацк, Ј. Б.; Сромовскy, L. А.; Суоми, V. Е.; Сwифт, C. Е. (1989). „Нептуне'с wинд спеедс обтаинед бy трацкинг цлоудс ин Воyагер 2 имагес”. Сциенце 245: 1367 - 1369. ДОИ:10.1126/science.245.4924.1367. 
  38. ↑ 38,0 38,1 Елкинс - Тантон (2006.); стр. 79 – 83
  39. ↑ 39,0 39,1 Бургесс (1991.); стр. 64 - 70
  40. ↑ Ортон, Г. С., Енцреназ Т., Леyрат C., Пуеттер, Р. и Фриедсон, А. Ј. (2007). „Евиденце фор метхане есцапе анд стронг сеасонал анд дyнамицал пертурбатионс оф Нептуне'с атмоспхериц температурес”. Астрономy анд Астропхyсицс 473: Л5 - Л8. ДОИ:10.1051/0004-6361:20078277. 
  41. ↑ „"А Wарм Соутх Поле? Yес, он Нептуне!"” (Енглески).  есо.орг (15. коловоза 2011.)
  42. ↑ 42,0 42,1 „"Бригхтер Нептуне Суггестс а Планетарy Цханге оф Сеасонс"” (Енглески).  хубблесите.орг (15. коловоза 2011.)
  43. ↑ Хаммел, Х. Б.; Лоцкwоод, Г. W.; Миллс, Ј. Р.; Барнет, C. D (1995). „Хуббле Спаце Телесцопе Имагинг оф Нептуне'с Цлоуд Струцтуре ин 1994”. Сциенце 268: 1740 - 1742. ДОИ:10.1126/science.268.5218.1740. 
  44. ↑ „"Нептуне'с Дарк Спот (Д2) ат Хигх Ресолутион "” (Енглески).  пхотојоурнал.јпл.наса.гов (15. коловоза 2011.)
  45. ↑ 45,0 45,1 С. Г., Гиббард; де Патер, I.; Рое, Х. Г.; Мартин, С.; Мацинтосх, Б. А.; Маx, C. Е (2003). „Тхе алтитуде оф Нептуне цлоуд феатурес фром хигх-спатиал-ресолутион неар-инфраред спецтра”. Ицарус 166: 359 - 374. ДОИ:10.1016/j.icarus.2003.07.006. Архивирано из оригинала на датум 2012-02-20. Приступљено 2015-02-26. 
  46. ↑ 46,0 46,1 Маx, C. Е.; Мацинтосх, Б. А.; Гиббард, С. Г.; Гавел, D. Т.; Рое, Х. Г.; де Патер, I.; Гхез, А. M.; Ацтон, D. С.; Лаи, О.; Стомски, П.; Wизиноwицх, П. L. (2003). „Цлоуд Струцтурес он Нептуне Обсервед wитх Кецк Телесцопе Адаптиве Оптицс”. Тхе Астрономицал Јоурнал 125: 364 - 375. ДОИ:10.1086/344943. 
  47. ↑ „Епиц Симулатионс оф Бригхт Цомпанионс то Нептуне'с Греат Дарк Спотс” (Енглески).  лпл.аризона.еду (24. коловоза 2011.)
  48. ↑ Линдал, Гуннар Ф. (1992). „Тхе атмоспхере оф Нептуне – ан аналyсис оф радио оццултатион дата ацqуиред wитх Воyагер 2”. Астрономицал Јоурнал 103: 967 – 982. 
  49. ↑ „Цласс 12 - Гиант Планетс - Хеат анд Форматион” (Енглески). Архивирано из оригинала на датум 2008-06-21. Приступљено 2015-02-26.  ласп.цолорадо.еду (19. ожујка 2012.)
  50. ↑ Пеарл, Ј. C.; Цонратх, Б. Ј. (1991). „Тхе албедо, еффецтиве температуре, анд енергy баланце оф Нептуне, ас детерминед фром Воyагер дата”. Јоурнал оф Геопхyсицал Ресеарцх Супплемент 96: 18.921 – 18.930. 
  51. ↑ Сцандоло, Сандро; Јеанлоз, Раyмонд (2003). „Тхе Центерс оф Планетс”. Америцан Сциентист 91 (6): 516. Архивирано из оригинала на датум 2017-03-09. Приступљено 2015-02-26. 
  52. ↑ МцХугх, Ј. П. (1999). „Цомпутатион оф Гравитy Wавес неар тхе Тропопаусе”. Америцан Астрономицал Социетy, ДПС меетинг #31, #53.07 31. 
  53. ↑ МцХугх, Ј. П.; Фриедсон, А. Ј. (1996). „Нептуне'с Енергy Црисис: Гравитy Wаве Хеатинг оф тхе Стратоспхере оф Нептуне”. Буллетин оф тхе Америцан Астрономицал Социетy 28: 1078. 
  54. ↑ „Планетарy Фацт Схеетс” (Енглески).  нссда.гсфц.наса.гов (20. ожујка 2012..)
  55. ↑ Хуббард, W. Б.; Неллис, W. Ј.; Митцхелл, А. C.; Холмес, Н. C.; МцЦандлесс, П. C.; Лимаyе, С. С. (1991). „Интериор Струцтуре оф Нептуне: Цомпарисон wитх Уранус”. Сциенце 253 (5020): 648 – 651. 
  56. ↑ Стерн, С. Алан; Цолwелл, Јосхуа Е. (1997). „Цоллисионал Еросион ин тхе Примордиал Едгеwортх-Куипер Белт анд тхе Генератион оф тхе 30–50 АУ Куипер Гап”. Тхе Астропхyсицал Јоурнал 490 (2): 879 - 882. 
  57. ↑ Јеан-Марц Петит; Алессандро Морбиделли (1999). „Ларге Сцаттеред Планетесималс анд тхе Еxцитатион оф тхе Смалл Бодy Белтс”. Ицарус 141: 367 - 387. Архивирано из оригинала на датум 2007-12-01. Приступљено 2015-02-26. 
  58. ↑ „Лист Оф Транснептуниан Објецтс” (Енглески).  минорпланетцентер.орг (15. травња 2012.)
  59. ↑ „Тхе Плутинос” (Енглески).  www2.есс.уцла.еду (15. травња 2012.)
  60. ↑ Варади, Ф. (1999). „Периодиц Орбитс ин тхе 3:2 Орбитал Ресонанце анд Тхеир Стабилитy”. Тхе Астрономицал Јоурнал 118 (5): 2526 - 2531. 
  61. ↑ Јохн Давиес (2001.). Беyонд Плуто: Еxплоринг тхе оутер лимитс оф тхе солар сyстем. Цамбридге Университy Пресс. стр. 104. ИСБН 0-521-80019-6.
  62. ↑ Цхианг, Е. I.; Јордан, А. Б.; Миллис, Р. L.; M. W. Буие; Wассерман, L. Х.; Еллиот, Ј. L.; Керн, С. D.; Триллинг, D. Е.; Меецх, К. Ј.; Wагнер, Р. M. (2003). „Ресонанце Оццупатион ин тхе Куипер Белт: Цасе Еxамплес оф тхе 5 : 2 анд Тројан Ресонанцес”. Тхе Астрономицал Јоурнал 126: 430 - 443. 
  63. ↑ Босс, Алан П. (30. рујна 2002.). "Форматион оф гас анд ице гиант планетс". Еартх анд Планетарy Сциенце Леттерс.
  64. ↑ Тхоммес, Едwард W.; Дунцан, Мартин Ј.; Левисон, Харолд Ф. (2001). „Тхе форматион оф Уранус анд Нептуне амонг Јупитер анд Сатурн”. Тхе Астрономицал Јоурнал 123 (5): 2862 – 2883. 
  65. ↑ „Орбитал схуффле фор еарлy солар сyстем” (Енглески).  геотимес.орг (9. сијечња 2012.)
  66. ↑ Црида, А. (2009). „Солар Сyстем форматион”. Ревиеwс ин Модерн Астрономy 21. 
  67. ↑ Агнор, Цраиг Б.; Хамилтон, Доуглас П. (2006). „Нептуне'с цаптуре оф итс моон Тритон ин а бинарy–планет гравитатионал енцоунтер”. Натуре 441: 192 - 194. 
  68. ↑ „"Тритон Маy Бе Цолдест Спот ин Солар Сyстем"” (Енглески).  нyтимес.цом (3. листопада 2011.)
  69. ↑ Р. M., Нелсон; Смyтхе, W. D.; Wаллис, Б. D.; Хорн, L. Ј.; Лане, А. L.; Маyо, M. Ј. (1990). „Температуре анд Тхермал Емиссивитy оф тхе Сурфаце оф Нептуне'с Сателлите Тритон”. Сциенце 250: 429 - 431. 
  70. ↑ 70,0 70,1 Несс, Н. Ф.; Ацуñа, M. Х.; Бурлага, L. Ф.; Цоннернеy, Ј. Е. П.; Леппинг, Р. П.; Неубауер, Ф. M. (1989). „Магнетиц Фиелдс ат Нептуне”. Сциенце 246: 1473 - 1478. 
  71. ↑ „Тхе Дwарф Планетс” (Енглески).  wеб.гпс.цалтецх.еду (6. листопада 2011.)
  72. ↑ „Фиве неw моонс фор планет Нептуне” (Енглески).  неwс.ббц.цо.ук (6. листопада 2011.)
  73. ↑ 73,0 73,1 „Тwелве Yеар Планетарy Епхемерис: 1995–2006” (Енглески).  планетарyнамес.wр.усгс.гов (1. студени 2011.)
  74. ↑ Мооре (2000.); стр. 207
  75. ↑ Цруиксханк, D. П. (1978). „Он тхе ротатион период оф Нептуне”. Астропхyсицал Јоурнал, Парт 2 - Леттерс то тхе Едитор 220: Л57 - Л59. 
  76. ↑ Маx, C.; Мацинтосх, Б.; Гиббард, С.; Рое, Х.; де Патер, I.; Гхез, А.; Ацтон, С.; Wизиноwицх, П.; Лаи, О. (1999). „Адаптиве Оптицс Имагинг оф Нептуне анд Титан wитх тхе W.M. Кецк Телесцопе”. Америцан Астрономицал Социетy 31: 1512. 
  77. ↑ Гиббард, С. Г.; Рое, Х.; де Патер, I.; Мацинтосх, Б.; Гавел, D.; Маx, C. Е.; Баинес, К. Х.; Гхез, А. (2002). „Хигх-Ресолутион Инфраред Имагинг оф Нептуне фром тхе Кецк Телесцопе”. Ицарус 156 (1): 1 - 15. 
  78. ↑ „Фасцинатион wитх Дистант Wорлдс” (Енглески). Архивирано из оригинала на датум 2007-11-03. Приступљено 2015-02-26.  сети.орг виа wеб.арцхиве.орг (19. ожујка 2012.)
  79. ↑ 79,0 79,1 Бургесс (1991.): стр. 46 – 55.

Литература

[уреди | уреди извор]
  • Баум, Рицхард; Схеехан, Wиллиам (2003.). Ин Сеарцх оф Планет Вулцан: Тхе Гхост ин Неwтон'с Цлоцкwорк Универсе. Басиц Боокс. ИСБН 0-7382-0889-2.
  • Бургесс, Ериц (1991.). Фар Енцоунтер: Тхе Нептуне Сyстем. Цолумбиа Университy Пресс. ИСБН 0-231-07412-3.
  • Цруиксханк, Дале П. (1996.). Нептуне анд Тритон. Университy оф Аризона Пресс. ИСБН 0-8165-1525-5.
  • Елкинс-Тантон, Линда Т. (2006.). Уранус, Нептуне, Плуто, анд тхе Оутер Солар Сyстем. Неw Yорк: Цхелсеа Хоусе. ИСБН 0-8160-5197-6.
  • Литтманн, Марк (2004.). Планетс Беyонд, Еxплоринг тхе Оутер Солар Сyстем. Цоуриер Довер Публицатионс. ИСБН 0-486-43602-0.
  • Минер, Еллис D.; Wессен, Рандии Р. (2002). Нептуне: Тхе Планет, Рингс, анд Сателлитес. Спрингер-Верлаг. ИСБН 1-85233-216-6.
  • Мооре, Патрицк (2000.). Тхе Дата Боок оф Астрономy. ЦРЦ Пресс. ИСБН 0-7503-0620-3.
  • Стандаге, Том (2001.). Тхе Нептуне Филе. Пенгуин. ИСБН 0-8027-1363-7.

Вањске везе

[уреди | уреди извор]


Сунчев систем
Звијезда: Сунце

Планете: Меркур | Венера | Земља (Мјесец) | Марс | Јупитер | Сатурн | Уран | Нептун

Патуљаста планета: Церера | Плутон | Ерида

Појас астероида | Кајперов појас | Ортов облак



Грешка код цитирања: Постоје ознаке <ref> за групу с именом „α“, али нема одговарајуће ознаке <references group="α"/>

Преузето из „https://sh.wikipedia.org/w/index.php?title=Neptun_(planeta)&oldid=41803631”