To jest dobry artykuł

Neptun

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Skocz do: nawigacja, szukaj
Ten artykuł dotyczy planety. Zobacz też: inne znaczenia tego słowa.
Neptun Astronomiczny symbol Neptuna
kliknij obrazek, aby go powiększyć
Zdjęcie wykonane przez sondę kosmiczną Voyager 2 w roku 1989.
Odkrycie
Odkrywca Johann Gottfried Galle[1]
Data odkrycia 23 września 1846
Charakterystyka orbity (J2000)
Średnia odległość
od Słońca		 4 498 252 900 km
30,068 963 48 j.a.[1]
Mimośród 0,008 585 87
Peryhelium 4 459 630 000 km
29,811 j.a.[1]
Aphelium 4 536 870 000 km
30,327 j.a.[1]
Okres orbitalny 60 223,35 dni
164,88 lat
Okres synodyczny 367,49 dni
Średnia prędkość orbitalna 5,478 km/s[1]
Nachylenie orbity względem ekliptyki 1,769°[1]
(6,43° względem równika słonecznego)
Satelity naturalne 14[2][3]
Charakterystyka fizyczna
Średnica w płaszczyźnie równika 49 528 km[1]
Powierzchnia 7,6408×109 km²
(14,98 Ziemi)[1]
Objętość 6,2526×1013 km³[1]
Masa 1,0244×1026 kg[1]
Gęstość 1,76 g/cm³[1]
Przyspieszenie grawitacyjne na równiku 10,71 m/s²
(1,1 g)[1]
Prędkość ucieczki 23,71 km/s[1]
Doba gwiazdowa 0,671 25 dnia
(15 h 57 min 59 s)[4]
Nachylenie osi 29,58°[1]
Nachylenie osi pola magnetycznego 42,95°[5]
Albedo 0,41[6]
Efektywna temperatura powierzchni
– minimalna 50 K
– średnia 59 K[1]
– maksymalna Nieznana
Skład atmosfery
Ciśnienie atmosferyczne 100-300 kPa
Wodór >84%
Hel >12%
Metan 2%
Amoniak 0,01%
Etan 0,00025%
Acetylen 0,00001%

Neptun – gazowy olbrzym, ósma, najdalsza[a] od Słońca planeta w Układzie Słonecznym. Nazwa planety pochodzi od rzymskiego boga mórz Neptuna. Wśród planet Układu Słonecznego jest czwartą pod względem średnicy i trzecią pod względem masy. Neptun jest ponad 17 razy masywniejszy od Ziemi i trochę masywniejszy od swojego bliźniaka, Urana, który ma masę prawie 15 razy większą od masy Ziemi[b]. Krąży wokół Słońca w odległości około 30 razy większej, niż dystans Ziemia-Słońce. Jego symbol astronomiczny to Neptune symbol.svg, stylizowana wersja trójzębu Neptuna.

Odkryty 23 września 1846[7] Neptun jest jedyną planetą, której istnienie wykazano nie na podstawie obserwacji nieba, ale na drodze obliczeń matematycznych. Niespodziewane zmiany w ruchu orbitalnym Urana doprowadziły astronomów do wniosku, że podlega on perturbacjom pochodzącym od nieznanej planety. Neptun został następnie zaobserwowany przez Johanna Galle w miejscu przewidzianym przez Urbaina Le Verriera, a wkrótce został też odkryty jego największy księżyc, Tryton; żaden z pozostałych 13 znanych dziś księżyców Neptuna nie został odkryty za pomocą teleskopu aż do XX wieku. Neptun został odwiedzony przez tylko jedną sondę kosmiczną Voyager 2, która przeleciała w pobliżu planety 25 sierpnia 1989 roku.

Neptun przypomina składem Urana, co odróżnia je od większych gazowych olbrzymów, Jowisza i Saturna. Atmosfera Neptuna, choć – podobnie jak na Jowiszu i Saturnie – składa się głównie z wodoru i helu wraz ze śladami węglowodorów i prawdopodobnie azotu, zawiera większą ilość tzw. „lodów”, czyli substancji lotnych w warunkach ziemskich, takich jak woda, amoniak i metan. Astronomowie czasami kategoryzują Urana i Neptuna jako „lodowe olbrzymy” w celu podkreślenia tych różnic[8]. Wnętrze Neptuna, podobnie jak Urana, składa się głównie z lodów i skał[9]. Ślady metanu w zewnętrznych obszarach planety przyczyniają się do nadania jej charakterystycznego niebieskiego koloru[10].

W przeciwieństwie do niemal pozbawionej wyróżniających się struktur atmosfery Urana atmosferę Neptuna cechuje aktywność i widoczne układy pogodowe. Podczas przelotu w 1989 roku Voyager 2 odkrył na półkuli południowej Wielką Ciemną Plamę, porównywalną z Wielką Czerwoną Plamą na Jowiszu. Takie struktury są napędzane przez najsilniejsze wiatry w Układzie Słonecznym; rekord prędkości wiatru to aż 2100 km/h[11]. Ze względu na dużą odległość od Słońca zewnętrzna atmosfera Neptuna jest jednym z najzimniejszych miejsc w Układzie Słonecznym; temperatura na szczytach chmur jest bliska −214 °C (59 K)[1]. Jednak w centrum planety temperatura sięga około 5100 °C[12][13].

Neptun ma słaby i niekompletny system pierścieni. Pierwsze sygnały o istnieniu tych struktur pochodzą z lat 60. XX w., ale dopiero w 1989 roku sonda Voyager 2 bezsprzecznie potwierdziła ich istnienie[14].

Historia[edytuj]

Odkrycie[edytuj]

Rysunki Galileusza wskazują, że to on jako pierwszy obserwował Neptuna 28 grudnia 1612 roku i ponownie 27 stycznia 1613 roku, gdy znajdował się bardzo blisko Jowisza – w koniunkcji z nim – na nocnym niebie. Za każdym razem błędnie uznawał go za gwiazdę stałą[15]; z tego powodu nie jest uważany za odkrywcę Neptuna. Podczas tych pierwszych obserwacji w grudniu 1612 roku Neptun nie zmieniał położenia na niebie, ponieważ tego dnia rozpoczął ruch wsteczny. Ten pozorny ruch do tyłu ma miejsce, gdy Ziemia w swoim ruchu orbitalnym wyprzedza planetę zewnętrzną. W związku z tym, że Neptun dopiero rozpoczynał swój ruch wsteczny, przemieszczenie planety było zbyt powolne i przez to Galileusz nie mógł go zaobserwować swoim małym teleskopem[16]. Jednak w lipcu 2009 r. fizyk University of Melbourne David Jamieson ogłosił nowe dowody wskazujące, że Galileusz miał świadomość, iż ta „gwiazda” musiała przemieścić się w stosunku do gwiazd stałych[17].

W 1821 roku Alexis Bouvard opublikował tablice astronomiczne, zawierające precyzyjne wyznaczenie orbity Urana[18]. Kolejne obserwacje wykazały znaczne odchylenia od tych prognoz, co doprowadziło Bouvarda do sformułowania hipotezy, że nieznane ciało zaburza jego orbitę swoją grawitacją[19]. W 1843 r. John Couch Adams obliczył orbitę hipotetycznej ósmej planety na podstawie zaburzeń ruchu Urana. Wysłał swoje obliczenia do królewskiego astronoma sir George’a Airy’ego, który poprosił Adamsa o wyjaśnienie. Adams zaczął przygotowywać odpowiedź, ale nigdy jej nie wysłał i powoli kontynuował prace nad problemem Urana[20][21].

Urbain Le Verrier

W latach 1845–1846, niezależnie od Adamsa, Urbain Le Verrier wykonał własne obliczenia. George Airy zapoznał się w czerwcu 1846 roku z pierwszymi oszacowaniami Le Verriera dotyczącymi położenia hipotetycznej ósmej planety na niebie i zwrócił uwagę na ich podobieństwo do oszacowań Adamsa. Opierając się na tych argumentach przekonał dyrektora Obserwatorium Cambridge Jamesa Challisa do poszukiwania nowej planety. Challis bezskutecznie przeczesywał niebo przez cały sierpień i wrzesień[19][22].

Tymczasem Le Verrier listownie skłonił astronoma Johanna Galle do poszukiwania planety przy pomocy refraktora, którym dysponowało obserwatorium w Berlinie. Heinrich d’Arrest, wówczas student w obserwatorium, zasugerował Gallemu, że można porównać niedawno stworzone mapy nieba z obrazem widocznym przez teleskop i poszukać charakterystycznego dla planety przemieszczenia na tle gwiazd stałych w okolicy przewidywanej przez Le Verriera. Późnym wieczorem 23 września 1846 roku, w dniu, w którym astronomowie otrzymali list od Le Verriera, dostrzegli Neptuna zaledwie 1° od przewidzianej przez niego pozycji i około 12° od położenia wyznaczonego przez Adamsa. Challis później uświadomił sobie, że dwukrotnie obserwował planetę w sierpniu, nie zdając sobie z tego sprawy ze względu na zbyt niestaranne podejście do tych poszukiwań[19][23].

Wkrótce po odkryciu planety rozpoczęła się rywalizacja między Francuzami i Anglikami o pierwszeństwo i tytuł odkrywcy. Ostatecznie zgodzono się, że Le Verrier i Adams wspólnie zasłużyli na miano odkrywców planety. Jednak kwestia ta została poddana ponownej ocenie przez historyków po odkryciu w 1998 r. historycznych dokumentów z Królewskiego Obserwatorium Astronomicznego w Greenwich, tzw. „Neptune papers”, które najwyraźniej zostały skradzione przez astronoma Olina Eggena i były ukrywane przez niego przez prawie trzy dekady, by zostać odnalezionymi wkrótce po jego śmierci[24]. Po przejrzeniu dokumentów niektórzy historycy wskazują, że Adams nie zasługuje na tytuł odkrywcy równoprawnie z Le Verrierem. W 1966 Dennis Rawlins zakwestionował zasadność roszczeń Adamsa do tytułu współodkrywcy. W 1992 w artykule w założonym przez siebie czasopiśmie Dio stwierdził, że Brytyjczycy chcieli „ukraść” odkrycie[25]. Nicholas Kollerstrom z University College London w 2003 stwierdził[26][27]:

Quote-alpha.png
Adams wykonał pewne obliczenia, ale raczej nie był przekonany, że Neptun rzeczywiście tam jest.

Nazwa[edytuj]

Wkrótce po odkryciu Neptuna został on przedstawiony po prostu jako „planeta poza Uranem” lub „planeta Le Verrier”. Pierwsza propozycja nazwy własnej pochodzi od Gallego, który zaproponował nazwę Janus. W Anglii Challis używał nazwy Oceanus[28].

Domagając się prawa do nazwania swego odkrycia, Le Verrier szybko zaproponował dla nowej planety nazwę Neptun, fałszywie twierdząc, że została ona oficjalnie zatwierdzona przez francuskie Bureau des Longitudes[29]. W październiku zaproponował nazwanie planety Le Verrier – na swoją cześć; w swoich staraniach miał lojalne wsparcie m.in. dyrektora obserwatorium François Arago. Jednak propozycja ta spotkała się z silnym sprzeciwem poza Francją[30]. Francuskie opracowania szybko przywróciły nazwę Herschel dla Urana i Leverrier dla nowej planety[31].

W dniu 29 grudnia 1846 roku Friedrich Georg Wilhelm Struve poparł nazwę Neptun w Rosyjskiej Akademii Nauk w Sankt Petersburgu[32]. Wkrótce nazwa Neptun zyskała międzynarodowe uznanie i stała się oficjalną nazwą planety.

W mitologii rzymskiej Neptun był bogiem mórz; jego grecki odpowiednik to Posejdon. Mitologiczna nazwa planety pozostaje w zgodzie z nomenklaturą dotyczącą nazewnictwa innych planet, z których wszystkie, z wyjątkiem Ziemi, zostały nazwane imionami postaci z mitologii greckiej i rzymskiej[33].

Większość współczesnych języków, nawet w krajach, które nie mają bezpośredniego związku z kulturą grecko-rzymską, używa wariantu nazwy „Neptun” na określenie tej planety, jednak języki chiński, japoński i koreański tłumaczą nazwę planety jako „gwiezdny król morza”[34].

Status[edytuj]

Od jego odkrycia w 1846 roku aż do kolejnego odkrycia, Plutona w 1930 roku, Neptun był najdalszą znaną planetą. Po odkryciu Pluton został najdalszą planetą, z wyjątkiem 20-letniego okresu pomiędzy 1979 a 1999 r., gdy poruszający się po eliptycznej orbicie o znacznym mimośrodzie Pluton znajdował się bliżej Słońca, niż Neptun[35]. Jednak odkrycie w 1992 roku kolejnego obiektu Pasa Kuipera doprowadziło astronomów do sporu, czy Pluton powinien być traktowany jako planeta, czy jako jeden z wielu zwykłych obiektów pasa[36][37]. 26 sierpnia 2006 astronomowie na Zgromadzeniu Ogólnym Międzynarodowej Unii Astronomicznej w Pradze odebrali Plutonowi status planety, co oznacza, że w Układzie Słonecznym jest teraz tylko 8 planet, a Neptun ponownie stał się najdalszą planetą Układu Słonecznego[38].

Skład i struktura[edytuj]

Porównanie wielkości Neptuna i Ziemi

Neptun ma masę równą 1,0244×1026 kg, pośrednią między Ziemią i większymi gazowymi olbrzymami: jego masa jest siedemnaście razy większa niż masa Ziemi, ale ma on tylko ok. 1/19 masy Jowisza[b]. Przyspieszenie grawitacyjne na powierzchni planety jest duże. W Układzie Słonecznym większe jest tylko na Jowiszu, i tylko na tych dwóch planetach osiąga większą wartość, niż na powierzchni Ziemi[39].

Promień Neptuna wynosi 24764 km[1]; jest prawie cztery razy większy niż promień Ziemi. Neptun i Uran są często zaliczane do podklasy gazowych olbrzymów nazywanych lodowymi olbrzymami – ze względu na mniejszy rozmiar i wyższe stężenia „lodów” w stosunku do Jowisza i Saturna[40]. W poszukiwaniu planet pozasłonecznych Neptun został wykorzystany jako wzór całej klasy obiektów: odkryte ciała o podobnej masie są często określane jako „neptunowe”[41], podobnie jak astronomowie odnoszą się do większych planet pozasłonecznych, określając je jako „jowiszowe”. W szczególności planety takie, krążące stosunkowo blisko swych gwiazd, są klasyfikowane jako gorące neptuny[42].

Struktura[edytuj]

Struktura wewnętrzna Neptuna przypomina strukturę Urana. Jego atmosfera stanowi od 5 do 10 procent jego masy, zajmując 10 do 20 procent drogi do jądra, osiągając ciśnienie 10 GPa. Zwiększone stężenie metanu, amoniaku i wody wykryto w dolnych warstwach atmosfery[12].

Wewnętrzna struktura Neptuna:
1. Górna atmosfera, wierzchołki chmur
2. Atmosfera składająca się z wodoru, helu i metanu
3. Płaszcz złożony z wody, amoniaku i metanu w postaci lodu
4. Jądro składające się ze skał i lodu

Stopniowo ten sprężony i gorętszy gaz (ciemniejszy na schemacie) przechodzi w stan nadkrytyczny, tworząc ciekły lub lodowy płaszcz, gdzie temperatura sięga od 2000 K do 5000 K. Płaszcz ten ma masę od 10 do 15 mas Ziemi, jest bogaty w wodę, amoniak i metan[7]. Zwyczajowo dla planet mieszanina ta jest określana jako lodowa, nawet jeśli występuje tam gorący, bardzo gęsty płyn. Płyn ten, który ma dużą przewodność elektryczną, nazywa się czasem oceanem wodno-amoniakalnym[43]. Na głębokości 7000 km warunki mogą być takie, że metan rozkłada się, tworząc kryształy diamentu, które opadają w kierunku rdzenia[44]. Płaszcz może składać się z warstwy „wody jonowej” (ang. ionic water), w której molekuły wody rozpadają się w mieszaninę jonów wodoru i tlenu. Głębiej woda staje się przewodnikiem superjonowym, w którym jony wodoru swobodnie poruszają się w sieci krystalicznej tlenu[45].

Jądro Neptuna jest zbudowane z żelaza, niklu i krzemianów, modele określają jego masę na około 1,2 masy Ziemi[46]. Ciśnienie w centrum wynosi 7 Mbar (700 GPa) i jest miliony razy większe niż ciśnienie na powierzchni Ziemi, zaś temperatura może wynosić 5400 K[12][13].

Możliwe, że na Neptunie, podobnie jak na Uranie, występują deszcze diamentów[47][48] i oceany z roztopionych diamentów[49].

Atmosfera[edytuj]

Obraz Neptuna w świetle widzialnym i bliskiej podczerwieni, ukazujący pasma metanu w atmosferze i cztery księżyce planety: Proteusza, Larissę, Galateę i Despoinę

Na dużych wysokościach atmosfera Neptuna składa się w 80% z wodoru i 19% z helu[12]. Obecne są również śladowe ilości metanu. Metan silnie absorbuje fale o długości powyżej 600 nm, w czerwonej i podczerwonej części widma. Podobnie jak w przypadku Urana, absorpcja czerwonego światła przez metan znajdujący się w atmosferze nadaje Neptunowi niebieskawy odcień[50], choć intensywna lazurowa barwa Neptuna różni się od spokojniejszego cyjanu Urana. Ponieważ zawartości metanu w atmosferach Neptuna i Urana są podobne, jakiś dodatkowy składnik atmosferyczny musi wpływać na barwę Neptuna[10].

Atmosferę planety dzieli się na dwa główne obszary: troposferę, w której temperatura maleje z wysokością, i stratosferę, w której temperatura z wysokością rośnie. Granica pomiędzy tymi obszarami – tropopauza – występuje przy ciśnieniu 0,1 bara (10 kPa)[8]. Wyżej, przy ciśnieniu pomiędzy 10−5 a 10−4 mikrobarów (1 do 10 Pa), stratosfera przechodzi w termosferę[8]. Termosfera stopniowo przechodzi w egzosferę.

Pasma chmur położonych na dużej wysokości rzucają cienie na niższe warstwy chmur

Modele wskazują na to, że troposfera Neptuna jest przetykana warstwami chmur o składzie zmieniającym się z wysokością. Chmury górnego piętra pojawiają się przy ciśnieniu poniżej 1 bara, gdzie panuje temperatura odpowiednia do kondensacji metanu. Uważa się, że przy ciśnieniu pomiędzy 1 a 5 barów (100 do 500 kPa) formują się chmury amoniaku i siarkowodoru. Chmury o ciśnieniu powyżej pięciu barów mogą składać się z amoniaku, siarczku amonu, siarkowodoru i wody. Chmury z zamarzniętej wody powinny mieć ciśnienie około 50 bar (5,0 MPa), gdzie temperatura dochodzi do 0 °C. Poniżej można znaleźć chmury amoniaku i siarkowodoru[51].

Zaobserwowano cienie chmur położonych na dużych wysokościach rzucane na nieprzezroczyste obszary niższych chmur. Istnieją także wysokie pasma chmur, które owijają się wokół planety na stałej szerokości planetograficznej. Te obwodowe zespoły chmur mają szerokość 50-150 km i leżą około 50-110 km powyżej głównej warstwy chmur[52].

Analiza widma światła docierającego z Neptuna wskazuje, że w dolnej stratosferze pojawia się zmętnienie z powodu kondensacji produktów fotolizy UV metanu, takich jak etan i acetylen[8][12]. W stratosferze znajdują się również śladowe ilości tlenku węgla i cyjanowodoru[8][53]. Stratosfera Neptuna jest cieplejsza od stratosfery Urana ze względu na wyższe stężenie węglowodorów[8].

Nie udało się jeszcze wyjaśnić, dlaczego termosfera tej planety ma wyjątkowo wysoką temperaturę – około 750 K[54][55]. Neptun znajduje się zbyt daleko od Słońca, by tak wysoka temperatura była wynikiem absorpcji promieniowania. Być może prawdziwą przyczyną jest interakcja atmosfery z jonami w polu magnetycznym planety lub fale grawitacyjne dobiegające z jej wnętrza, które ulegają wygaszeniu w atmosferze. Termosfera zawiera śladowe ilości dwutlenku węgla oraz wody, które mogą pochodzić ze źródeł zewnętrznych, takich jak meteoryty oraz pył[51][53].

Magnetosfera[edytuj]

Neptun przypomina Urana również budową magnetosfery, z polem magnetycznym, którego oś jest mocno nachylona do osi obrotu – o 43-47° – i przesunięta o ok. 0,55 promienia planety[6][5], czyli około 13500 km od jej geometrycznego centrum. Przed lotem Voyagera 2 w kierunku Neptuna uważano, że nachylenie pola magnetycznego Urana jest wynikiem nachylenia osi jego obrotu. Jednak porównawszy pola magnetyczne obu planet, naukowcy doszli do wniosku, że takie pole magnetyczne może być charakterystyczne dla przepływów we wnętrzach planet. Generować je może konwekcja płynu w cienkiej powłoce sferycznej złożonej prawdopodobnie z mieszaniny amoniaku, metanu i wody[51] związana z przepływem prądu elektrycznego zgodnie z mechanizmem dynama magnetohydrodynamicznego[56].

Dipolowe parametry pola magnetycznego Neptuna wynoszą: indukcja magnetyczna na równiku magnetycznym Neptuna 14 mikrotesli (0,14 G)[57], dipolowy moment magnetyczny około 2,2×1017 T·m³ (14 μT·RN3, gdzie RN to promień Neptuna). Pole magnetyczne Neptuna ma złożoną geometrię, która obejmuje stosunkowo duży wkład składników multipolowych, w tym silnego momentu kwadrupolowego; wkład ten może przekroczyć wkład momentu dipolowego. W przeciwieństwie do Neptuna Ziemia, Jowisz i Saturn mają stosunkowo niewielkie momenty kwadrupolowe, a ich pola są nieznacznie nachylone od osi obrotu. Duży moment kwadrupolowy Neptuna może być wynikiem przesunięcia od centrum planety i geometrycznego ograniczenia dynama generującego pole[58][59].

Łukowa fala uderzeniowa magnetosfery Neptuna, powstająca gdy pochodzący ze Słońca wiatr słoneczny zwalnia do prędkości poddźwiękowych, występuje w odległości 34,9 promieni od planety. Magnetopauza, gdzie ciśnienie magnetosfery równoważy ciśnienie wiatru słonecznego, znajduje się w odległości 23-26,5 promieni Neptuna. Ogon magnetosfery rozciąga się na co najmniej 72 promieni Neptuna w przeciwnym kierunku, a bardzo prawdopodobne, że o wiele dalej[58].

Pierścienie[edytuj]

 Osobny artykuł: Pierścienie Neptuna.

Neptun ma układ pierścieni, choć jest on mniej spektakularny niż otaczający Saturna. Pierścienie mogą składać się z cząsteczek lodów pokrytych krzemianami lub materiałami na bazie węgla, które to najprawdopodobniej dają im czerwony odcień[60]. Trzy główne pierścienie są wąskie i noszą nazwy: Pierścienia Adamsa (63000 km od centrum Neptuna), Pierścień Le Verriera (53000 km) i Pierścień Galle (szerszy i słabszy 42000 km). Słabe zewnętrzne rozszerzenie pierścienia Le Verriera zostało nazwane Lassell i jest ograniczone w jego zewnętrznej krawędzi przez pierścień Arago na wysokości 57000 km[61].

Pierwszy z tych pierścieni planetarnych został odkryty w 1968 roku przez zespół kierowany przez Edwarda Guinana[14][62], ale później myślał, że to pierścień, który może być niepełny[63]. Pierwsze dowody, że pierścienie mogą mieć luki, pojawiły się w trakcie zakrycia gwiazdy przez Neptuna obserwowanego w 1984 roku, kiedy pierścienie wyraźnie przesłoniły gwiazdę przed zakryciem, ale nie zaobserwowano tego po zakryciu[64]. Zdjęcia przesłane przez sondę Voyager 2 w 1989 roku wyjaśniły problem, pokazując kilka słabych pierścieni. Pierścienie te mają grudkowatą strukturę[65], być może z powodu interakcji grawitacyjnej z małymi księżycami na niedalekiej orbicie[66].

Peryferyjny pierścień Adamsa składa się z pięciu wyraźnych łuków o nazwach Courage, Liberté, Egalité 1, Egalité 2 i Fraternité (Odwaga, Wolność, Równość 1, Równość 2, Braterstwo)[67]. Istnienie łuków trudno było wytłumaczyć, bowiem prawa ruchu orbitalnego przewidują, że pył rozłoży się dość szybko w jednolity pierścień, a łuki powinny być nietrwałe. Astronomowie uważają, że łuki w ich obecnej formie są formą nietrwałą i powstały jako efekt przyciągania grawitacyjnego Galatei, księżyca krążącego bardzo blisko wewnątrz pierścienia[68][69].

Obserwacje wykonane z Ziemi w 2005 roku wydają się wskazywać, że pierścienie Neptuna są o wiele bardziej niestabilne, niż wcześniej sądzono. Zdjęcia wykonane za pomocą Teleskopów Kecka w 2002 i w 2003 roku pokazują znaczne zmiany w pierścieniach w porównaniu ze zdjęciami wykonanymi przez sondę Voyager 2. W szczególności wydaje się, że łuk Liberté może zniknąć w ciągu zaledwie jednego stulecia[70].

Klimat[edytuj]

Jedną z różnic między Uranem i Neptunem jest poziom aktywności meteorologicznej. Gdy sonda Voyager 2 przeleciała w pobliżu Urana w roku 1986, planeta była dość jednolita, w przeciwieństwie do Neptuna, gdzie podczas misji Voyagera 2 w 1989 roku występowały znaczące zjawiska pogodowe[71].

Wielka Ciemna Plama (góra), Scooter (środkowa biała chmura)[72] i Mała Ciemna Plama (dół), z za dużym (nierzeczywistym) kontrastem

Pogoda na Neptunie charakteryzuje się bardzo dynamicznymi burzami i wiatrem wiejącym z prędkością prawie 600 m/s – osiągającym niemal naddźwiękowy przepływ[11]. Poprzez śledzenie ruchu chmur wykazano, że prędkości wiatru wynoszą od 20 m/s w kierunku wschodnim do 325 m/s w zachodnim[73]. Prędkość wiatru w górnych warstwach chmur wynosi od 400 m/s na równiku do 250 m/s na biegunach[51]. Większość wiatrów na Neptunie wieje w kierunku przeciwnym do kierunku obrotu planety[74]. Ogólny obraz wiatru pokazał stopniowanie obrotu na dużych szerokościach geograficznych i obrót wsteczny na niższych szerokościach geograficznych. Różnica w kierunku przepływu jest uważana za efekt powierzchniowy, a nie przejaw głębszych procesów atmosferycznych[8]. Na 70° szerokości geograficznej południowej najszybsze strumienie gazów atmosferycznych poruszają się z prędkością 300 m/s[8].

Obfitość metanu, etanu i etynu na równiku Neptuna jest 10-100 razy większa niż na biegunach. Interpretuje się to jako dowód na istnienie prądów wznoszących na równiku i prądów opadających w pobliżu biegunów[8].

W 2007 r. okazało się, że temperatura w górnej troposferze na południowym biegunie Neptuna wynosiła około 10 °C więcej niż w pozostałej części Neptuna, która średnio wynosi około −200 °C (70 K)[75]. Różnica temperatur wystarcza, by metan, który gdzie indziej jest zamrożony w górnych warstwach atmosfery Neptuna, wyciekał jako gaz z okolic bieguna południowego. Względnie ciepłe miejsce jest wynikiem nachylenia osi obrotu Neptuna, które sprawia, że południowy biegun jest skierowany do Słońca w ostatnim kwartale roku Neptuna, trwającym około 41 ziemskich lat. Gdy Neptun powoli przesuwa się ku przeciwnej stronie Słońca, biegun południowy zostaje zaciemniony, a biegun północny – oświetlony, co powoduje uwolnienie metanu na biegunie północnym[76].

Ze względu na zmiany sezonowe w pasmach chmur na południowej półkuli Neptuna odnotowano zwiększenie ich wielkości i albedo. Zjawisko to po raz pierwszy zaobserwowano w 1980 r. i ma ono trwać do około 2020 roku. Długi okres orbitalny Neptuna powoduje, że cztery pory roku będą trwały po ok. czterdzieści lat każda[77].

Burze[edytuj]

Wielka Ciemna Plama, zdjęcie wykonane przez sondę Voyager 2

W 1989 roku Wielka Ciemna Plama, burza o charakterze antycyklonu obejmująca 13000 × 6600 km[71], została odkryta przez sondę kosmiczną Voyager 2. Burza przypomina Wielką Czerwoną Plamę na Jowiszu. Pięć lat później, 2 listopada 1994 r., Kosmiczny Teleskop Hubble’a nie dostrzegł Wielkiej Ciemnej Plamy na planecie. Zamiast tego burza podobna do Wielkiej Ciemnej Plamy została znaleziona na północnej półkuli planety[78], ten układ burzowy również zanikł po kilku latach.

Kolejna burza to biała chmura Scooter (skuter), znajdująca się na południe od Wielkiej Ciemnej Plamy. Jej nazwa wiąże się z tym, że kiedy została zaobserwowana po raz pierwszy, na kilka miesięcy przed zbliżeniem w 1989 r. Voyagera 2, poruszała się szybciej niż Wielka Ciemna Plama[74]. Późniejsze obrazy ujawniły jeszcze szybsze chmury. Cyklon Mała Ciemna Plama, występujący na południowej półkuli, jest drugą najbardziej intensywną burzą obserwowaną podczas spotkania w 1989 r. Początkowo była zupełnie ciemna, ale gdy Voyager 2 zbliżył się do planety, rozwinął się jasny rdzeń, który może być dostrzeżony na większości zdjęć o najwyższej rozdzielczości[79].

Ciemne plamy Neptuna występują w troposferze na wysokości niższej niż większość jaśniejszych chmur, tak więc pojawiają się jako dziury w górnych warstwach chmur[80]. Ponieważ są one stabilne, utrzymując się przez kilka miesięcy, uważa się je za wirowe[52]. Często jaśniejsze obszary wiążą się z ciemnymi plamami, tworząc trwałe chmury metanu, które znajdują się koło warstwy tropopauzy[81]. Utrzymywanie się takich towarzyszących chmur wskazuje, że niektóre dawniejsze ciemne plamy mogą nadal istnieć jako cyklony, mimo że nie są już widoczne jako ciemne. Mogą też rozpraszać się podczas migracji zbyt blisko równika, lub ewentualnie z powodu innych nieznanych mechanizmów[82].

Wewnętrzne ciepło[edytuj]

Pogoda Neptuna jest bardziej zróżnicowana w porównaniu z Uranem przypuszczalnie częściowo ze względu na jego wyższą temperaturę wewnętrzną[83]. Chociaż Neptun leży dwa razy dalej od Słońca niż Uran i otrzymuje tylko 40% ilości światła słonecznego Urana[8], powierzchnie obu planet mają mniej więcej równe temperatury[83]. W górnych regionach troposfery Neptuna temperatura osiąga −221,4 °C (51,7 K). Na głębokości, gdzie w atmosferze ciśnienie wynosi 1 bar (100 kPa), temperatura wynosi -201,15 °C (72,0 K)[84]. W głębszych warstwach gazu jednak temperatura regularnie wzrasta. Podobnie jak w przypadku Urana, źródło tego ciepła jest nieznane, ale rozbieżność jest większa: Uran promieniuje tylko 1,1 razy więcej energii, niż otrzymuje od Słońca[85]; Neptun promieniuje 2,61 razy więcej energii, niż otrzymuje od Słońca[86]. Neptun jest planetą najdalszą od Słońca, ale jego energia wewnętrzna jest wystarczająca do wytworzenia najszybszych wiatrów z planet w Układzie Słonecznym. Istnieje kilka możliwych wyjaśnień, w tym radiogeniczne ogrzewanie jądra planety[87], konwersja metanu pod wysokim ciśnieniem na wodór, diament i węglowodory, i uwalnianie w ten sposób grawitacyjnej energii potencjalnej[87][88] oraz konwekcja w dolnej części atmosfery, która powoduje fale grawitacji pochłaniane ponad tropopauzą[89][90].

Orbita i obrót[edytuj]

Średnia odległość Neptuna od Słońca wynosi 4,50 miliarda km (ok. 30,1 j.a.), jeden pełny obieg trwa 164,8 lat. 12 lipca 2011 Neptun zakończył swój pierwszy pełny obieg wokół Słońca od czasu odkrycia planety w 1846 roku[91][1][92], chociaż nie był wtedy widoczny na tle gwiazd dokładnie w miejscu odkrycia, ponieważ Ziemia była w innym miejscu na swojej orbicie.

Eliptyczna orbita Neptuna jest nachylona pod kątem 1,77° do orbity Ziemi. Ze względu na ekscentryczność, równą 0,0086, odległość Neptuna od Słońca zmienia się o 77 milionów km między peryhelium i aphelium, odpowiednio najbliższym i najdalszym od Słońca punktem drogi orbitalnej planety.

Oś obrotu Neptuna ma nachylenie 28,32°[6], które jest podobne do nachylenia Ziemi (23°) i Marsa (25°). W wyniku tego planeta doświadcza zmian sezonowych. Jednak długi okres orbitalny Neptuna sprawia, że pora roku trwa czterdzieści lat ziemskich[77]. Okres obrotu Neptuna wokół własnej osi (doba) wynosi w przybliżeniu 16,11 godziny[1]. Ze względu na nachylenie osi obrotu porównywalne do Ziemskiego zmiana długości dnia w ciągu roku jest zbliżona do zmian ziemskich.

Ponieważ Neptun nie jest ciałem stałym, atmosfera ulega rotacji różnicowej. Szeroka strefa równikowa obraca się z okresem około 18 godzin, który jest wolniejszy niż 16,1 godziny obrotu pola magnetycznego. Natomiast odwrotnie jest w regionach polarnych, gdzie okres obrotu wynosi 12 godzin. Ta różnica w obrocie jest najbardziej widoczna spośród wszystkich planet w Układzie Słonecznym[93] i to powoduje silne południkowe uskoki wiatru[52].

Rezonanse orbitalne[edytuj]

 Osobne artykuły: Pas Kuipera i Trojańczycy.
Diagram pokazujący główne rezonanse orbitalne w pasie Kuipera wywołane przez Neptuna. Wyróżnione regiony to: rezonans 2:3 (plutonki, inaczej plutino), pozbawiony rezonansu klasyczny Pas Kuipera (cubewano) oraz rezonans 1:2 (twotino).

Neptun ma znaczny wpływ na region znajdujący się bezpośrednio za nim, zwany Pasem Kuipera. Pas Kuipera to pierścień małych lodowych ciał niebieskich, podobnych do pasa planetoid, ale znacznie większy, rozciągający się za orbitą Neptuna od 30 j.a. do około 55 j.a. od Słońca[94]. W taki sam sposób, jak grawitacja Jowisza dominuje w pasie asteroid i kształtuje jego strukturę, grawitacja Neptuna dominuje w Pasie Kuipera. W czasie istnienia Układu Słonecznego w niektórych regionach pasa Kuipera, orbity ciał były silnie destabilizowane grawitacją Neptuna, utworzyły się więc luki w strukturze Pasa Kuipera. Przykładowo luka występuje w regionie od 40 do 42 j.a.[95]

Istnieją jednak orbity także w tych relatywnie pustych regionach, gdzie obiekty mogą przetrwać czas trwania Układu Słonecznego. Rezonanse te występują, gdy okres obiegu Neptuna jest dokładnym ułamkiem okresu obiegu tego obiektu, np. 1:2 lub 3:4. Jeśli obiekt obiega Słońce raz na dwa obroty Neptuna, to ukończy tylko pełne pół orbity, gdy Neptun powróci do pierwotnego położenia. Najbardziej „okupowany” rezonans w pasie Kuipera, obejmujący ponad 200 znanych obiektów, to rezonans 2:3[96]. Obiekty w tym rezonansie przebiegają swoje pełne 2 orbity na 3 orbity Neptuna. Znane są jako plutino (plutonki) dlatego, że największym z obiektów Pasa Kuipera, z rezonansem 2:3 jest (134340) Pluton[97]. Mimo że Pluton regularnie zbliża się do orbity Neptuna (nie przecina jej, gdyż krążą w innych płaszczyznach), stosunek rezonansu 2:3 powoduje, że nigdy nie mogą się zderzyć[98]. Obszary rezonansów 3:4, 3:5, 4:7 i 2:5 są mniej popularne[99].

Neptun posiada dużą liczbę planetoid znajdujących się w stałym położeniu względem układu Słońce – Neptun, zwanych planetoidami trojańskimi. Znajdują się one w punktach Lagrange’a – większość w punkcie L4[100]. Planetoidy trojańskie Neptuna mogą być postrzegane jako obiekty będące w rezonansie z Neptunem w stosunku 1:1. Mają one stabilne orbity, i przypuszczalnie nie zostały przez niego przyciągnięte, tylko pojawiły się niezależnie od Neptuna. Pierwszy i jak dotąd jedyny odkryty trojańczyk Neptuna w punkcie Lagrange’a L5, to 2008 LC18[101].

Powstanie i migracja[edytuj]

 Osobne artykuły: Powstanie i ewolucja Układu Słonecznego i Migracja planetarna.
Symulacja pokazuje planety zewnętrzne i obiekty pasa Kuipera: a) przed osiągnięciem przez Jowisza i Saturna rezonansu 2:1; b) po rozproszeniu obiektów wewnątrz Pasa Kuipera i zmianie orbity Neptuna, c) po wypchnięciu ciał pasa Kuipera i rozproszeniu przez Jowisza

Powstanie lodowych olbrzymów, Urana i Neptuna, okazało się trudne do dokładnego odtworzenia w symulacjach powstania Układu Słonecznego. Aktualne modele sugerują, że gęstość materii w obszarze, w którym obecnie krążą obie planety była zbyt mała, aby umożliwić tworzenie tak dużych ciał według powszechnie przyjętej hipotezy akrecji jądra o dużej masie, a następnie przyciągnięcia otoczki gazowej. Jedna z konkurencyjnych hipotez głosi, że lodowe olbrzymy nie powstały przez akrecję jądra, ale przez niestabilność w dysku protoplanetarnym, w obrębie której materia o wyższej gęstości utworzyła jądro, a następnie nadmiar lekkich gazów został usunięty z atmosfery protoplanety przez promieniowanie pobliskiej masywnej gwiazdy typu OB[102].

Alternatywną koncepcją jest to, że powstały bliżej Słońca, gdzie gęstość materii była większa, a następnie, po usunięciu gazowego dysku protoplanetarnego, na skutek migracji osiągnęły swoją obecną orbitę[103]. Hipoteza migracji po utworzeniu się już planet jest obecnie najbardziej prawdopodobna ze względu na jej zdolność do lepszego wyjaśnienia rozkładu populacji małych obiektów obserwowanych w regionie obiektów transneptunowych[104]. Obecnie powszechnie akceptowane wyjaśnienie szczegółów tej hipotezy jest znane jako model nicejski, który bada wpływ migracji Neptuna i pozostałych planet na struktury pasa Kuipera[105][106][107].

Księżyce[edytuj]

Neptun (na górze) i Tryton (na dole)
Neptun w naturalnych kolorach z satelitami: Proteuszem na górze, Larissą z prawej i Despiną z lewej. Widok z teleskopu Hubble’a.
 Osobny artykuł: Księżyce Neptuna.

Neptun ma 14 księżyców[2]. Największy jak dotąd odkryty, zawierający około 99,5% masy na orbicie wokół Neptuna[c] i na tyle duży, by przybrać kształt elipsoidy, to Tryton, odkryty przez Williama Lassella 17 dni po odkryciu Neptuna. W przeciwieństwie do innych dużych księżyców planet w Układzie Słonecznym Tryton porusza się ruchem wstecznym, co wskazuje, że prawdopodobnie był kiedyś planetą karłowatą w pasie Kuipera[108]. Leży na tyle blisko Neptuna, że jest poniżej orbity synchronicznej; powoli przybliża się do planety w wyniku działania sił pływowych i ostatecznie zostanie rozerwany za około 3,6 mld lat, kiedy osiągnie Granicę Roche’a[109]. W 1989 roku Tryton był najzimniejszym obiektem w Układzie Słonecznym, którego temperatura została zmierzona[110], z temperaturą −235 °C (38 K)[111].

Drugi ze znanych księżyców Neptuna (w kolejności odkrywania), nieregularna Nereida, ma jedną z najbardziej wydłużonych orbit satelitów w Układzie Słonecznym. Ekscentryczność 0,7512 oznacza, że będąc w apocentrum jest siedem razy dalej od Neptuna, niż gdy jest w perycentrum[d].

Księżyc Neptuna Proteusz

Od lipca do września 1989 Voyager 2 odkrył sześć nowych księżyców Neptuna[112]. Spośród nich drugi pod względem wielkości księżyc Neptuna Proteusz jest znany z tego, że ma największą możliwą wielkość przy jego gęstości, by siły jego wewnętrznej grawitacji nie nadały mu kulistego kształtu[113]. Drugi pod względem masy księżyc Neptuna zawiera tylko jedną siódmą procent masy Trytona. 4 najbardziej wewnętrzne księżyce to Najada, Talassa, Despina i Galatea. Ich orbity znajdują się blisko pierścieni Neptuna. Następny najdalej wysunięty, Larissa, został odkryty w 1981 roku, kiedy doszło do zakrycia przez nią pewnej gwiazdy. To zakrycie zostało przypisane pierścieniom, ale gdy Voyager 2 obserwował Neptuna w 1989 roku, okazało się, że zostało spowodowane przez księżyc. Pięć nowych nieregularnych księżyców zostało odkrytych w latach 2002-2003, co zostało ogłoszone w 2004[114][115]. Neptun został nazwany imieniem rzymskiego boga morza, a jego księżyce imionami mniejszych bóstw morskich[33].

Obserwacje[edytuj]

Neptun nigdy nie jest widoczny gołym okiem. Jego obserwowana wielkość gwiazdowa wynosi pomiędzy +7,7m a +8,0m[116][117], czyli mniej niż jasność księżyców galileuszowych Jowisza, planety karłowatej (1) Ceres i planetoid (4) Westa, (2) Pallas, (7) Iris, (3) Juno i (6) Hebe. Przez teleskop lub silną lornetkę można obserwować Neptuna jako mały niebieski dysk, podobny z wyglądu do Urana[118].

Ze względu na odległość Neptuna od Ziemi średnica kątowa planety ma zakres od 2,2 do 2,4 sekundy kątowej, najmniejszy z planet Układu Słonecznego. Mały rozmiar widomy utrudniał wizualne obserwacje. Większość danych teleskopowych było dość ograniczonych aż do pojawienia się Kosmicznego Teleskopu Hubble’a oraz dużych teleskopów naziemnych z optyką adaptatywną[119][120].

Widziany z Ziemi Neptun przechodzi przez widoczny ruch wsteczny co 367 dni w swym ruchu na tle gwiazd w pobliżu opozycji. Po pętlach tych w najbliższym czasie będzie się poruszał w pobliżu pozycji, w której został odkryty w 1846 – był w tym miejscu w kwietniu i lipcu 2010 roku i ponownie w październiku i listopadzie 2011 roku[92].

Z obserwacji Neptuna w zakresie częstotliwości radiowych wynika, że planeta jest źródłem zarówno ciągłej ich emisji, jak też nieregularnych wybuchów. Uważa się, że oba źródła pochodzą z wirującego pola magnetycznego planety[51]. W podczerwonej części widma Neptuna pojawiają się jasne burze na chłodnym tle, dzięki czemu rozmiar i kształt tych tworów może być łatwo obserwowany[121].

Badania[edytuj]

Voyager 2 był najbliżej Neptuna 25 sierpnia 1989[122]. Ponieważ była to ostatnia duża planeta, którą sonda mogła odwiedzić, to zdecydowano o przelocie w pobliżu Trytona, bez względu na konsekwencje, podobnie jak w przypadku, gdy Voyager 1 przeleciał koło Saturna i jego księżyca Tytana. Obrazy przekazywane na Ziemię z Voyagera 2 stały się podstawą całonocnego programu amerykańskiej telewizji PBS „Neptune All Night”[123].

Mozaika zdjęć Trytona wykonanych przez Voyager 2

Podczas spotkania sygnały z sondy potrzebowały aż 246 minut, aby dotrzeć do Ziemi. Stąd podczas większości czasu badania Neptuna Voyager 2 wykonywał jedynie zaprogramowane wcześniej procedury. Sonda minęła bardzo blisko Nereidę, zanim 25 sierpnia 1989 przeleciała w odległość 4400 km od atmosfery Neptuna, a następnie tego samego dnia znalazła się w pobliżu największego księżyca planety, Trytona[124].

Voyager 2 zweryfikował istnienie pola magnetycznego wokół planety i odkrył, że pole to jest odsunięte od środka i pochylone w sposób podobny do pola wokół Urana. Kwestia okresu rotacji planety została rozstrzygnięta na podstawie pomiarów emisji radiowej. Voyager 2 wykazał również, że Neptun ma aktywny system pogodowy. Sonda odkryła także sześć nowych księżyców, a planeta okazała się posiadać więcej niż jeden pierścień[112][124].

Obecnie rozważany jest przez NASA powrót do eksploracji Neptuna w ramach misji sondy, której celem byłby przelot obok Neptuna i Trytona oraz odwiedzenie obiektu pasa Kuipera (podobnie, jak w misji New Horizons do Plutona)[125].

Neptun w kulturze[edytuj]

W starożytnej mitologii rzymskiej Neptun był bogiem morza, a jego atrybut, trójząb, jest astronomicznym oznaczeniem planety Neptuna. W niektórych systemach astrologicznych trójząb jest symbolem gwiazdozbioru Ryb[126].

Odkryty przez Edwina McMillana i Philipa Abelsona w USA w roku 1940 pierwiastek chemiczny z grupy aktynowców otrzymał nazwę neptun[127].

Nazwa planety, jako rozpoznawalna, bywa wykorzystywana do nazywania produktów niemających związku z tym ciałem niebieskim. W okresie PRL Gdańskie Zakłady Elektroniczne „Unimor” produkowały telewizory marki Neptun[128]. W latach 80. XX w. na podzespołach telewizora Neptun 150 produkowano tam monitor komputerowy Neptun 156[129].

W filmie i literaturze[edytuj]

Planeta Neptun została użyta jako temat przewodni lub miejsce akcji różnych filmów i powieści fantastyczno-naukowych:

  • W 1889 r. Neptun został przedstawiony jako lodowaty glob w Spirito gentil.
  • W 1930 Olaf Stapledon wydał nowelę Ostatni i pierwsi ludzie. W jego książce Neptun został za dwa miliardy lat zasiedlony przez ostatnią, wysoko rozwiniętą rasę ludzką. Planeta jest przedstawiona jako posiadająca gęstą atmosferę i stałą powierzchnię[130].
  • W latach 40. w amerykańskich komiksach z serii „Captain Future” Neptun pojawia się jako planeta z globalnym oceanem[130].
  • W książce „Nearly Neptune” z 1968 roku autorstwa Hugh Waltersa na planetę zmierza ekspedycja badawcza, która tuż przed dotarciem do planety kończy się śmiercią załogi z powodu pożaru niszczącego systemy podtrzymywania życia na pokładzie statku kosmicznego[130].
  • W kreskówce „Futurama” Neptunianie są przedstawieni jako czterorękie istoty o purpurowej skórze. Są oni humanoidami, którzy koegzystowali pokojowo z mieszkańcami Ziemi, a ich planeta jest pokryta lodem[130].
  • Akcja amerykańskiego horroru s-f z 1997 roku Ukryty wymiar (ang. Event Horizon) dzieje się na statku orbitującym wokół Neptuna.
  • Humorystyczne opowiadanie „The Elephants on Neptune” (Słonie na Neptunie) autorstwa Mike’a Resnicka zostało opublikowane w czasopiśmie Asimov’s Science Fiction i było nominowane do nagrody Hugo oraz do nagrody Nebula (2001).
  • Akcja filmu telewizyjnego „Virtuality” z 2009 r. skupia się wokół przygotowań statku kosmicznego do przelotu obok Neptuna przed opuszczeniem Układu Słonecznego.
  • Neptun występuje też jako cel ekspedycji górniczego statku kosmicznego „Red Dwarf” (Czerwony karzeł) w książkach opartych na serialu BBC o tej samej nazwie, który w wyniku wypadku na pokładzie wylatuje w odległą przestrzeń kosmiczną.

Zobacz też[edytuj]

Zobacz hasło Neptun w Wikisłowniku


Uwagi

  1. ↑ 24 sierpnia 2006 r. Międzynarodowa Unia Astronomiczna uznała, że zgodnie z nową definicją Pluton nie jest planetą, przez co Neptun stał się automatycznie najdalszą planetą Układu Słonecznego.
  2. ↑ a b Masa Ziemi to 5,9737×1024 kg. W porównaniu z masą Neptuna:
    Masa Urana to 8,6832×1025 kg. W porównaniu z Ziemią:
    Masa Jowisza to 1,8987×1027 kg. W porównaniu z Neptunem:
    Zobacz: Orbits and Physical Characteristics (ang.). W: NASA’s Solar System Exploration: The Planets [on-line]. NASA, 21 grudnia 2010. [dostęp 2010-12-28].
  3. ↑ Masa Trytona: 2,14×1022 kg. Łączna masa 13 pozostałych znanych księżyców Neptuna: ok. 7,53×1019 kg, tj. ok. 0,35% masy Trytona. Masa pierścieni jest znikoma.
  4. ↑ .

Przypisy

  1. ↑ a b c d e f g h i j k l m n o p q r s Kristen Erickson, Alice Wessen, Phil Davis, Harman Smith, Samantha Harvey: Neptune: Facts & Figures (ang.). W: Solar System Exploration [on-line]. NASA, 2010-11-11. [dostęp 2010-12-28].
  2. ↑ a b Hubble Finds New Neptune Moon (ang.). Space Telescope Science Institute, 15.07.2013. [dostęp 2013-07-15].
  3. ↑ Kristen Erickson, Alice Wessen, Phil Davis, Harman Smith, Samantha Harvey: Neptune: Moons (ang.). W: Solar System Exploration [on-line]. NASA, 2010-11-11. [dostęp 2013-12-16].
  4. ↑ The University of Arizona (tłumaczenie): Dokładniejszy pomiar długości doby Neptuna (pol.). [dostęp 2011-07-13].
  5. ↑ a b Seidelmann, P. Kenneth, Archinal, B.A.; A’hearn, M.F. et al.. Report of the IAU/IAGWorking Group on cartographic coordinates and rotational elements. „Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy”. 90, s. 155–180, 2007. Springer Netherlands. DOI: 10.1007/s10569-007-9072-y (ang.). [dostęp 2011-01-07]. 
  6. ↑ a b c David R. Williams: Neptune Fact Sheets. NASA, 17 listopada 2010. [dostęp 2011-01-07].
  7. ↑ a b Calvin J. Hamilton: Neptune. Views of the Solar System, 4 sierpnia 2001. [dostęp 2007-08-13].
  8. ↑ a b c d e f g h i j Jonathan I. Lunine: The Atmospheres of Uranus and Neptune. Lunar and Planetary Observatory, University of Arizona, 1993. [dostęp 2010-11-10].
  9. ↑ M. Podolak, A. Weizman, M. Marley. Comparative models of Uranus and Neptune. „Planetary and Space Science”. 43 (12), s. 1517–1522, 1995. DOI: 10.1016/0032-1133(95)00061-5. 
  10. ↑ a b Kirk Munsell, Harman Smith, Samantha Harvey: Neptune overview. W: Solar System Exploration [on-line]. NASA, 13 listopada 2007. [dostęp 2010-11-20].
  11. ↑ a b V.E. Suomi, S.S. Limaye, D.R. Johnson. High Winds of Neptune: A possible mechanism. „Science”. 251 (4996), s. 929–932, 1991. DOI: 10.1126/science.251.4996.929. PMID: 17847386. 
  12. ↑ a b c d e W.B. Hubbard. Neptune’s Deep Chemistry. „Science”. 275 (5304), s. 1279–1280, 1997. DOI: 10.1126/science.275.5304.1279. PMID: 9064785. [dostęp 2010-11-19]. 
  13. ↑ a b N. Nettelmann, M. French, B. Holst, R. Redmer: Interior Models of Jupiter, Saturn and Neptune. University of Rostock. [dostęp 2010-11-25].
  14. ↑ a b John N. Wilford: Data Shows 2 Rings Circling Neptune. The New York Times, 10 czerwca 1982. [dostęp 2010-11-29].
  15. ↑ Alan Hirschfeld: Parallax: The Race to Measure the Cosmos. Nowy Jork: 2001. ISBN 0-8050-7133-4.
  16. ↑ Mark Littmann, E.M. Standish: Planets Beyond: Discovering the Outer Solar System. 2004. ISBN 0-4864-3602-0.
  17. ↑ Robert Roy Britt: Galileo discovered Neptune, new theory claims. MSNBC News, 2009. [dostęp 2009-11-10].
  18. ↑ Alexis Bouvard: Tables astronomiques publiées par le Bureau des Longitudes de France. Paryż: 1821.
  19. ↑ a b c G.B. Airy. Account of some circumstances historically connected with the discovery of the planet exterior to Uranus. „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society”. 7, s. 121–144, 13 listopada 1846. [dostęp 2010-11-11]. 
  20. ↑ John J. O’Connor: John Couch Adams’ account of the discovery of Neptune. University of St Andrews, 2006. [dostęp 2010-12-06].
  21. ↑ J.C. Adams. 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, s. 149, 13 listopada 1846. [dostęp 2010-11-18]. 
  22. ↑ James Challis. Account of observations at the Cambridge observatory for detecting the planet exterior to Uranus. „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society”. 7, s. 145–149, 13 listopada 1846. [dostęp 2010-11-18]. 
  23. ↑ Johann G. Galle. Account of the discovery of the planet of Le Verrier at Berlin. „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society”. 7, s. 153, 13 listopada 1846. [dostęp 2010-12-06]. 
  24. ↑ Nick Kollerstrom: Neptune’s Discovery. The British Case for Co-Prediction. University College London, 2001. [dostęp 2013-09-15].
  25. ↑ Dennis Rawlins: The Neptune Conspiracy: British Astronomy’s PostDiscovery Discovery. W: Dio [on-line]. 1992. [dostęp 2010-11-13].
  26. ↑ McGourty, Christine: Lost letters’ Neptune revelations. W: BBC News [on-line]. 2003-11-10. [dostęp 2010-11-10].
  27. ↑ Summations following the Neptune documents’ 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.
  28. ↑ Moore (2000):206.
  29. ↑ Littmann (2004):50.
  30. ↑ Baum & Sheehan (2003):109–110.
  31. ↑ Owen Gingerich. The Naming of Uranus and Neptune. „Astronomical Society of the Pacific Leaflets”. 8, s. 9–15, 1958. [dostęp 2010-15-12]. 
  32. ↑ J.R. Hind. Second report of proceedings in the Cambridge Observatory relating to the new Planet (Neptune). „Astronomische Nachrichten”. 25, s. 309, 1847. DOI: 10.1002/asna.18470252102. [dostęp 2010-15-12].  Smithsonian/NASA Astrophysics Data System (ADS).
  33. ↑ a b Jennifer Blue: Planet and Satellite Names and Discoverers. USGS, 2008-12-17. [dostęp 2010-15-12].
  34. ↑ Planetary linguistics. nineplanets.org. [dostęp 2010-15-12].
  35. ↑ Tony Long: Jan. 21, 1979: Neptune Moves Outside Pluto’s Wacky Orbit. W: wired.com [on-line]. 2010. [dostęp 2010-11-13]. [zarchiwizowane z tego adresu (2012-12-05)].
  36. ↑ Weissman, Paul R.: The Kuiper Belt. [dostęp 2006-10-11].
  37. ↑ The Status of Pluto:A clarification. W: International Astronomical Union, Press release [on-line]. 1999. [zarchiwizowane z tego adresu (15 czerwca 2006)].
  38. ↑ IAU 2006 General Assembly: Resolutions 5 and 6. IAU, 24 sierpnia 2006.
  39. ↑ Unsöld, Albrecht; Baschek, Bodo: The New Cosmos: An Introduction to Astronomy and Astrophysics. 2001, s. 47. ISBN 3540678778. Zobacz tabelę 3.1.
  40. ↑ Zobacz np.: Alan P. Boss. Formation of gas and ice giant planets. „Earth and Planetary Science Letters”. 202 (3–4), s. 513–523, 2002. DOI: 10.1016/S0012-821X(02)00808-7. 
  41. ↑ C. Lovis: Trio of Neptunes and their Belt. ESO, 18 maja 2006. [dostęp 2013-09-15].
  42. ↑ Hot „ice” may cover recently discovered planet. [dostęp 2010-12-23].
  43. ↑ S. Atreya, P. Egeler, K. Baines. Water-ammonia ionic ocean on Uranus and Neptune?. „Geophysical Research Abstracts”. 8, s. 05179, 2006. 
  44. ↑ Richard A. Kerr. Neptune May Crush Methane Into Diamonds. „Science”. 286 (5437), s. 25, 1999. DOI: 10.1126/science.286.5437.25a. [dostęp 2007-11-26]. 
  45. ↑ Weird water lurking inside giant planets. „New Scientist”, 2010-09-01 (ang.). 
  46. ↑ M. Podolak, A. Weizman, M. Marley. Comparative models of Uranus and Neptune. „Planetary and Space Science”. 43 (12), s. 1517–1522, 1995. DOI: 10.1016/0032-1133(95)00061-5. 
  47. ↑ http://www.pbs.org/wgbh/nova/space/diamonds-in-the-sky.html.
  48. ↑ http://www.fromquarkstoquasars.com/is-it-raining-diamonds-on-uranus-neptune/.
  49. ↑ http://news.discovery.com/space/alien-life-exoplanets/diamond-oceans-jupiter-uranus.htm.
  50. ↑ D. Crisp, H.B. Hammel: Hubble Space Telescope Observations of Neptune. 14 czerwca 1995. [dostęp 2007-11-22].
  51. ↑ a b c d e Elkins-Tanton (2006):79–83.
  52. ↑ a b c C.E. Max, B.A. Macintosh, S.G. Gibbard, D.T. Gavel i inni. Cloud Structures on Neptune Observed with Keck Telescope Adaptive Optics. „The Astronomical pismo”. 125 (1), s. 364–375, 2003. DOI: 10.1086/344943. [dostęp 2010-11-27]. 
  53. ↑ a b Therese Encrenaz. ISO observations of the giant planets and Titan: what have we learnt?. „Planet. Space Sci.”. 51, s. 89–103, 2003. DOI: 10.1016/S0032-1133(02)00145-9. 
  54. ↑ A.L. Broadfoot. Ultraviolet Spectrometer Observations of Neptune and Triton. „Science”. 246 (4936), s. 1459–1456, 1999. DOI: 10.1126/science.246.4936.1459. PMID: 17756000. 
  55. ↑ Floyd Herbert. Ultraviolet Observations of Uranus and Neptune. „Planet.Space Sci.”. 47, s. 1119–1139, 1999. DOI: 10.1016/S0032-1133(98)00142-1. 
  56. ↑ Sabine Stanley, Jeremy Bloxham. Convective-region geometry as the cause of Uranus’ and Neptune’s unusual magnetic fields. „Nature”. 428 (6979), s. 151–153, 11 marca 2004. DOI: 10.1038/nature02376. PMID: 15014493. 
  57. ↑ J.E.P. Connerney, Mario H. Acuna, Norman F. Ness. The magnetic field of Neptune. „Journal of Geophysics Research”. 96, s. 19,023–42, 1991. 
  58. ↑ a b N.F. Ness, M.H. Acuña, L.F. Burlaga, J.E.P. Connerney i inni. Magnetic Fields at Neptune. „Science”. 246 (4936), s. 1473–1478, 1989. DOI: 10.1126/science.246.4936.1473. PMID: 17756002. [dostęp 2010-11-25]. 
  59. ↑ C.T. Russell, J.G. Luhmann: Neptune: Magnetic Field and Magnetosphere. University of California, Los Angeles, 1997. [dostęp 2006-11-10].
  60. ↑ Cruikshank (1996):703–804.
  61. ↑ Jennifer Blue: Nomenclature Ring and Ring Gap Nomenclature. W: Gazetteer of Planetary [on-line]. USGS, 8 grudnia 2004. [dostęp 2010-11-28].
  62. ↑ E.F. Guinan, C.C. Harris, F.P. Maloney. Evidence for a Ring System of Neptune. „Bulletin of the American Astronomical Society”. 14, s. 658, 1982. [dostęp 2010-11-28]. 
  63. ↑ P. Goldreich, S. Tremaine, N.E.F. Borderies. Towards a theory for Neptune’s arc rings. „Astronomical pismo”. 92, s. 490–494, 1986. DOI: 10.1086/114178. [dostęp 2010-11-28]. 
  64. ↑ P.D. Nicholson, et al.. Five Stellar Occultations by Neptune: Further Observations of Ring Arcs. „Icarus”. 87, s. 1, 1990. DOI: 10.1016/0019-1035(90)90020-A. [dostęp 2007-12-16]. 
  65. ↑ Missions to Neptune. The Planetary Society, 2007. [dostęp 2007-10-11]. [zarchiwizowane z tego adresu].
  66. ↑ John Noble Wilford: Scientists Puzzled by Unusual Neptune Rings. Hubble News Desk, 15 grudnia 1989. [dostęp 2010-11-29].
  67. ↑ Arthur N. Cox: Allen’s Astrophysical Quantities. 2001. ISBN 0387987460.
  68. ↑ Kirk Munsell: Planets: Neptune: Rings. W: Solar System Exploration [on-line]. NASA, 13 listopada 2007. [dostęp 2010-11-29].
  69. ↑ Heikki Salo. Neptune’s Partial Rings: Action of Galatea on Self-Gravitating Arc Particles. „Science”. 282 (5391), s. 1102–1104, 1998. DOI: 10.1126/science.282.5391.1102. PMID: 9804544. [dostęp 2010-11-29]. 
  70. ↑ Staff: Neptune’s rings are fading away. New Scientist, March 26, 2005. [dostęp 2007-11-11].
  71. ↑ a b Sue Lavoie: PIA02245: Neptune’s blue-green atmosphere. NASA JPL, lutego 16, 2000. [dostęp 2010-11-28].
  72. ↑ Sue Lavoie: PIA01142: Neptune Scooter. NASA, January 8, 1998. [dostęp 2006-11-26].
  73. ↑ H.B. Hammel. Neptune’s wind speeds obtained by tracking clouds in Voyager 2 images. „Science”. 245 (4924), s. 1367–1369, 1989. DOI: 10.1126/science.245.4924.1367. PMID: 17798743. [dostęp 2010-11-27]. 
  74. ↑ a b Burgess (1991):64–70.
  75. ↑ 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. W: Astronomy and Astrophysics [on-line]. 2007. [dostęp 2010-11-10].
  76. ↑ Glenn Orton: A Warm South Pole? Yes, On Neptune!. ESO, 2007-09-18. [dostęp 2013-09-15].
  77. ↑ a b Ray Villard: Brighter Neptune Suggests A Planetary Change Of Seasons. Hubble News Center, 15 maja 2003. [dostęp 2010-11-26].
  78. ↑ H.B. Hammel. Hubble Space Telescope Imaging of Neptune’s Cloud Structure in 1994. „Science”. 268 (5218), s. 1740–1742, 1995. DOI: 10.1126/science.268.5218.1740. PMID: 17834994. [dostęp 2010-11-11]. 
  79. ↑ Sue Lavoie: PIA00064: Neptune’s Dark Spot (D2) at High Resolution. NASA JPL, 29 stycznia 1996. [dostęp 2010-11-11].
  80. ↑ Gibbard S.G.. The altitude of Neptune cloud features from high-spatial-resolution near-infrared spectra. „Icarus”. 166 (2), s. 359–374, 2003. DOI: 10.1016/j.icarus.2003.07.006. 
  81. ↑ P.W. Stratman. EPIC Simulations of Bright Companions to Neptune’s Great Dark Spots. „Icarus”. 151 (2), s. 275–285, 2001. DOI: 10.1006/icar.1998.5918. 
  82. ↑ L.A. Sromovsky. The unusual dynamics of new dark spots on Neptune. „Bulletin of the American Astronomical Society”. 32, s. 1005, 2000. [dostęp 2010-11-11]. 
  83. ↑ a b Williams, Sam: Heat Sources within the Giant Planets. W: University of California, Berkeley [on-line]. 2004. [dostęp 2010-11-10].
  84. ↑ Gunnar F. Lindal. The atmosphere of Neptune – an analysis of radio occultation data acquired with Voyager 2. „Astronomical pismo”. 103, s. 967–982, 1992. DOI: 10.1086/116119. [dostęp 2010-11-25]. 
  85. ↑ Class 12 – Giant Planets – Heat and Formation. W: 3750 – Planets, Moons & Rings [on-line]. Colorado University, Boulder, 2004. [dostęp 2010-11-13].
  86. ↑ J.C. Pearl. The albedo, effective temperature, and energy balance of Neptune, as determined from Voyager data. „Journal of Geophysical Research Supplement”. 96, s. 18,921–18,930, 1991. [dostęp 2010-11-20]. 
  87. ↑ a b Sam Williams. Heat Sources Within the Giant Planets. , 24 listopada 2004. [dostęp 2010-11-20]. 
  88. ↑ Sandro Scandolo. The Centers of Planets. „American Scientist”. 91 (6), s. 516, 2003. DOI: 10.1511/2003.6.516. 
  89. ↑ J.P. McHugh. Computation of Gravity Waves near the Tropopause. „American Astronomical Society, DPS meeting #31, #53.07”, 1999. [dostęp 2010-11-19]. 
  90. ↑ J.P. McHugh, A.J. Friedson. Neptune’s Energy Crisis: Gravity Wave Heating of the Stratosphere of Neptune. „Bulletin of the American Astronomical Society”. vol. 28, s. 1078, 1996. [dostęp 2010-12-28]. 
  91. ↑ APOD 14 lipca 2011 – Neptun kończy okrążenie.
  92. ↑ a b Anonymous: Horizons Output for Neptune 2010–2011. 9 lutego 2007. [dostęp 2010-10-28]. [zarchiwizowane z tego adresu (2008-12-10)]. – Numbers generated using the Solar System Dynamics Group, Horizons On-Line Ephemeris System.
  93. ↑ W.B. Hubbard, W.J. Nellis, A.C. Mitchell, N.C. Holmes i inni. Interior Structure of Neptune: Comparison with Uranus. „Science”. 253 (5020), s. 648–651, 1991. DOI: 10.1126/science.253.5020.648. PMID: 17772369. [dostęp 2010-11-28]. 
  94. ↑ S. Alan Stern, Joshua E. Colwell. Collisional Erosion in the Primordial Edgeworth-Kuiper Belt and the Generation of the 30-50 AU Kuiper Gap. „The Astrophysical Journal”. 490 (2), s. 879-882, 1997-12-01. DOI: doi:10.1086/304912 (ang.). 
  95. ↑ Jean-Marc Petit, Alessandro Morbidelli, Giovanni B. Valsecchi: Large Scattered Planetesimals and the Excitation of the Small Body Belts. 1998. [dostęp 2010-11-11].
  96. ↑ List Of Transneptunian Objects. Minor Planet Center. [dostęp 2010-10-25].
  97. ↑ David Jewitt: The Plutinos. UCLA, 2004. [dostęp 2010-11-11].
  98. ↑ F. Varadi. Periodic Orbits in the 3:2 Orbital Resonance and Their Stability. „The Astronomical pismo”. 118, s. 2526–2531, 1999. DOI: 10.1086/301088. [dostęp 2010-11-28]. 
  99. ↑ John Davies: Beyond Pluto: Exploring the outer limits of the solar system. 2001, s. 104.
  100. ↑ E.I. Chiang et al.. Resonance Occupation in the Kuiper Belt: Case Examples of the 5:2 and Trojan Resonances. „The Astronomical Journal”. 126 (1), s. 430-443, lipiec 2003. DOI: doi:10.1086/375207 (ang.). 
  101. ↑ Scott S. Sheppard, Chadwick A. Trujillo. Detection of a Trailing (L5) Neptune Trojan. . 329 (5997), s. 1304, 2010-09-10. AAAS. DOI: 10.1126/science.1189666. [dostęp 2010-09-22]. 
  102. ↑ Alan P. Boss. Formation of gas and ice giant planets. „Earth and Planetary Science Letters”. 202 (3-4), s. 513-523, 2002-09-30. ELSEVIER. [dostęp 2011-06-03]. 
  103. ↑ Edward W. Thommes: The formation of Uranus and Neptune among Jupiter and Saturn. 2001. [dostęp 2010-11-11].
  104. ↑ Kathryn Hansen: Orbital shuffle for early solar system. Geotimes, 7 czerwca, 2005. [dostęp 2010-11-26].
  105. ↑ A. Crida. Solar System formation. „Invited review talk on Solar System formation, at the JENAM 2008 conference. Proceeding to appear in „Reviews in Modern Astronomy, 21””, 2009. 
  106. ↑ S.J. Desch. Mass Distribution and Planet Formation in the Solar Nebula. „The Astrophysical pismo”. 671, s. 878–893, 2007. DOI: 10.1086/522825. 
  107. ↑ R. Smith. Resolved debris disc emission around $\eta $ Telescopii: a young solar system or ongoing planet formation?. „Astronomy and Astrophysics”. 493, s. 299–308, 2009. DOI: 10.1051/0004-6361:200 810706. 
  108. ↑ Craig B. Agnor. Neptune’s capture of its moon Triton in a binary–planet gravitational encounter. „Nature”, s. 192–194, 2006. DOI: 10.1038/nature04792. PMID: 16688170. [dostęp 2013-09-15]. 
  109. ↑ Christopher F. Chyba. Tidal evolution in the Neptune-Triton system. „Astronomy and Astrophysics”. 219 (1–2), s. L23–L26, 1989. [dostęp 2010-12-11]. 
  110. ↑ John N. Wilford: Triton May Be Coldest Spot in Solar System. The New York Times, 29 sierpnia 1989. [dostęp 2010-11-29].
  111. ↑ Nelson R.M.. Temperature and Thermal Emissivity of the Surface of Neptune’s Satellite Triton. „Science”, s. 429–431, 1990. DOI: 10.1126/science.250.4979.429. PMID: 17793020. [dostęp 2010-11-29]. 
  112. ↑ a b E.C. Stone, E.D. Miner. The Voyager 2 Encounter with the Neptunian System. „Science”, s. 1417–1421, 1989. DOI: 10.1126/science.246.4936.1417. PMID: 17755996. [dostęp 2010-11-29]. 
  113. ↑ Michael E. Brown: The Dwarf Planets. California Institute of Technology, Department of Geological Sciences. [dostęp 2010-11-09].
  114. ↑ Matthew J. Holman, et al.. Discovery of five irregular moons of Neptune. „Nature”. 430 (7002), s. 865–867, 2004-08-19. DOI: 10.1038/nature02832. PMID: 15318214. [dostęp 2013-09-15]. 
  115. ↑ Staff: Five new moons for planet Neptune. BBC News, 18 sierpnia 2004. [dostęp 2007-11-11].
  116. ↑ Neptune’s capture of its moon Triton in a binary-planet gravitational encounter: Nature.
  117. ↑ Fred Espenak: Twelve Year Planetary Ephemeris: 1995–2006. NASA, 20 czerwca 2005. [dostęp 2010-12-04]. [zarchiwizowane z tego adresu (2012-12-05)].
  118. ↑ Moore (2000):207.
  119. ↑ Zobacz: D.P. Cruikshank. On the rotation period of Neptune. „Astrophysical pismo, Part 2 – Letters to the Editor”. 220, s. L57–L59, 1 marca 1978. DOI: 10.1086/182636. [dostęp 2010-11-01]. 
  120. ↑ C. Max. Adaptive Optics Imaging of Neptune and Titan with the W.M. Keck Telescope. „Bulletin of the American Astronomical Society”. 31, s. 1512, 1999. [dostęp 20 listopada 2010]. 
  121. ↑ S.G. Gibbard. High-Resolution Infrared Imaging of Neptune from the Keck Telescope. „Icarus”. 156, s. 1–15, 1999. DOI: 10.1006/icar.2001.6766. [dostęp 20 listopada 2010]. 
  122. ↑ Voyager Mission Description (ang.). [dostęp 2010-11-13].
  123. ↑ Cynthia Phillips: Fascination with Distant Worlds. SETI Institute, 5 sierpnia 2003. [dostęp 2010-11-11]. [zarchiwizowane z tego adresu (2008-05-17)].
  124. ↑ a b Burgess (1991):46–55.
  125. ↑ Planetary Science Decadal Survey Mission & Technology Studies (ang.). [dostęp 2010-12-28]. – Zobacz: „Neptune-Triton-KBO Study Final Report”.
  126. ↑ Emancje Neptuna. [dostęp 2010-12-21].
  127. ↑ Synthesis of the isotopes of elements 118 and 116 in the 249Cf and 245Cm+48Ca fusion reactions. [dostęp 2010-12-21].
  128. ↑ Telewizor Neptun. [dostęp 2010-12-23].
  129. ↑ Elwro 800 junior. [dostęp 2010-12-23].
  130. ↑ a b c d Neptun w kulturze i jego obserwacje. [dostęp 2010-12-25].

Literatura[edytuj]

  • Richard Baum, William Sheehan: In Search of Planet Vulcan: The Ghost in Newton’s Clockwork Universe. 2003. ISBN 0738208892.
  • Eric Burgess: Far Encounter: The Neptune System. 1991. ISBN 0-231-07412-.
  • Dale P. Cruikshank: Neptune and Triton. 1996. ISBN 0-8165-1525-5.
  • Linda T. Elkins-Tanton: Uranus, Neptune, Pluto, and the Outer Solar System. New York: 2006. ISBN 0-8160-5197-6.
  • Mark Littmann: Planets Beyond, Exploring the Outer Solar System. 2004. ISBN 0486436020.
  • Ellis D. Miner, Randii R. Wessen: Neptune: The Planet, Rings, and Satellites. 2002. ISBN 1-85233-216-6.
  • Patrick Moore: The Data Book of Astronomy. CRC Press, 2000. ISBN 0-7503-1120-3.
  • Tom Standage: The Neptune File. Penguin, 2001.

Linki zewnętrzne[edytuj]

p • d • e
Układ Słoneczny
Słońce Merkury Wenus Księżyc Ziemia Fobos i Deimos Mars Ceres Pas planetoid Jowisz Księżyce Jowisza Saturn Księżyce Saturna Uran Księżyce Urana Księżyce Neptuna Neptun Księżyce Plutona Pluton Księżyce Haumei Haumea S/2015 (136472) 1 Makemake Pas Kuipera Dysnomia Eris Dysk rozproszony Obłok OortaSolar System XXX.png
Słońce • Heliosfera Planety
☾ = księżyc lub księżyce
∅ = pierścienie planetarne		 Merkury Wenus Ziemia ☾ Mars ☾
Jowisz ☾ ∅ Saturn ☾ ∅ Uran ☾ ∅ Neptun ☾ ∅
Planety karłowate (1) Ceres (134340) Pluton ☾ (136108) Haumea ☾ (136472) Makemake ☾ (136199) Eris ☾
Małe ciała
Układu Słonecznego		 Planetoidy Grupy i rodziny planetoid: planetoidy bliskie Ziemi • pas planetoid • trojańczycy • centaury • trojańczycy Neptuna
Zobacz też: księżyce planetoid • lista ponumerowanych planetoid • meteoroidy
Obiekty
transneptunowe		 Pas Kuipera – plutonki: Orkus • 2003 AZ84 • Iksjon – cubewana: Quaoar • 2002 MS4 • Salacia • Waruna • 2002 UX25 • 2004 GV9
Dysk rozproszony: 2007 OR10 • 2013 FY27
Obiekty odłączone: Sedna
Komety Lista komet okresowych i nieokresowych • damokloidy • obłok Oorta
Zobacz też: powstanie i ewolucja Układu Słonecznego, ciała niebieskie oraz listy obiektów w Układzie Słonecznym ze względu na orbitę, ze względu na promień i ze względu na masę, oraz Portal: Astronomia
Źródło: „https://pl.wikipedia.org/w/index.php?title=Neptun&oldid=46308551”