Hopp til innhold

Neptun (planet)

Rediger lenker
Fra Wikipedia, den frie encyklopedi
Neptun

Neptun fra Voyager 2 med de mørke flekkene til venstre.
Foto: Voyager 2
Oppdagelse
Oppdaget avUrbain Le Verrier
John Couch Adams
Johann Gottfried Galle
Oppdaget23. september 1846[1]
Baneparametre
Epoke J2000.0
Aphel4 553 946 490 km (30,44 AE)
Perihel4 452 940 833 km (29,77 AE)
Store halvakse4 503 443 661 km
30,10366 AE
Eksentrisitet0,011214269
Omløpstid60,19 jorddøgn[2]
89,666 Neptundøgn[3]
Synodisk periode367,49 døgn
1,0061 juliansk år[4]
Midlere anomali267,767281°
Gjennomsnittsfart5,43 km/s[4]
Inklinasjon1,767975°[a][5]
Knutelengde131,79431°
Perihelargument265,646853°
Naturlige satellitter13
Fysiske egenskaper
Diameter ved ekvator49 528 ± 30 km[6][b]
Poldiameter48 682 ± 60 km[6][b]
Overflatens areal7 618 300 000 km²[2][b]
Volum62 540 000 000 000 km³
Masse102 430 000 000 000 000 000 000 000 kg[4]
Middeltetthet1,638 g/cm³[4][b]
Gravitasjon ved ekvator11,15 m/s²
1,14 g[4][b]
Unnslipningshastighet23,5 km/s[4][b]
Siderisk rotasjonsperiode0,6713 døgn[4]
16,1112 timer
Rotasjonshastighet ved ekvator9 660 km/t
2 683,33 m/s
Rektascensjon ved Nordpolen19t 57m 20s[6]
299,3°
Deklinasjon ved Nordpolen42,95°[6]
Aksehelning28,32°[4]
Albedo0,41[4]
(geometrisk)
0,29 [4](Bond)
Overflatetemperatur min snitt max
1 bar – 72 K[4] –
0,1 bar (10 kPa) – 55 K[4] –
Tilsynelatende størrelsesklasse 8.02–7.78 [4][7]
Vinkeldiameter 2,2–2,4″[4][7]
Atmosfæriske egenskaper
Sammensetning80±3.2% hydrogen (H2)
19±3.2% helium
1.5±0.5% metan
~0.019% hydrogendeuterid (HD)
~0.00015% etan
Ispartikler:
ammoniakk
vann
ammoniumhydrosulfid(NH4SH)
metan (?)

Neptun (symbol: ♆) er den åttende og ytterste planeten i solsystemet regnet fra solen, og den eneste planeten det er umulig å se fra jorden med det blotte øyet. Den er oppkalt etter Neptun, den romerske havguden. Den er den fjerde største planeten i solsystemet etter diameter og har den tredje største massen. Neptun går i en bane som i gjennomsnitt er 30,1 AE fra solen, det vil si omtrent 30 ganger avstanden mellom jorden og solen. Det astronomiske symbolet ♆ er en stilisert versjon av guden Neptuns trefork.

Neptun var den første planeten som ble funnet på bakgrunn av matematisk prediksjon. Alexis Bouvard (1767–1843) oppdaget uventede endringer i banen til Uranus, og utledet at banen var påvirket av gravitasjonell perturbasjon fra en ukjent planet. Neptun ble så observert 23. september 1846[1] av Johann Gottfried Galle (1812–1910) innenfor én grad av en posisjon som var beregnet av Urbain Le Verrier (1811–1877). Kort tid etter ble Triton, Neptuns største måne, oppdaget. Den tredje største månen Nereid ble oppdaget 1. mai 1949. Elleve andre måner ble oppdaget teleskopisk fra 1981 til 2003, mens den 14. månen ble oppdaget i 2013 på bilder fra 2004. Neptun har hittil blitt besøkt av bare ett romfartøy, Voyager 2, som fløy forbi planeten 25. august 1989.

Neptun har en lignende kjemisk sammensetning som Uranus,[8] og begge skiller seg fra sammensetningen til de langt større gasskjempene Jupiter og Saturn. Som en følge av denne forskjellen plasserer astronomer i visse tilfeller de to førstnevnte i en egen kategori, «iskjempene». Jupiters og Saturns atmosfære består hovedsakelig av hydrogen og helium, sammen med spor av hydrokarboner og muligens nitrogen. Neptuns atmosfære har en større mengde isdannende stoffer, som blant annet vann, ammoniakk og metan. Planetens blå utseende kommer hovedsakelig av at rødt sollys absorberes av metan i de øvre atmosfærelagene.[9][10]

I motsetning til den relativt rolige atmosfæren til Uranus er Neptuns atmosfære kjent for sine aktive og synlige værmønstre. Voyager 2 oppdaget i 1989 en stor mørk flekk på den sørlige halvkulen som var på størrelse med jorden. Dette var en antisyklonsk storm som er sammenlignbar med den store røde flekken på Jupiter. Flekken var borte i 1994, mens en lignende flekk er dukket opp på den nordlige halvkulen. Neptuns svake og fragmenterte ringsystem kan ha blitt fotografert på 1960-tallet, og ble udiskutabelt bekreftet av Voyager 2 i 1989.[11]

Historie

[rediger | rediger kilde]

Oppdagelse

[rediger | rediger kilde]

Utdypende artikkel: Oppdagelsen av Neptun

Det er nå alminnelig antatt at Galileo først observerte Neptun 28. desember 1612, og igjen 27. januar 1613, men at han mistolket planeten for en stjerne fordi den var svært nær – i konjunksjon til – Jupiter på nattehimmelen.[L 1] Derfor er han ikke kreditert for oppdagelsen. I løpet av perioden for hans første observasjon i desember 1612 var Neptun stasjonær på himmelen, fordi den hadde snudd til retrograd bevegelse samme dag. Siden Neptun bare var i begynnelsen av sin årlige retrograde syklus, var planetens bevegelse altfor liten til å oppdages med Galileos lille teleskop.[L 2]

I juli 2009 kunngjorde fysikeren David Jamieson ved University of Melbourne nye analyser av Galileos notater. Disse antyder at Galileo var klar over at stjernen han hadde observert hadde beveget seg relativt til andre stjerner.[12][13]

I 1821 publiserte Alexis Bouvard astronomiske tabeller for banen til Neptuns nabo, Uranus.[L 3] Senere observasjoner viste betydelige avvik fra tabellene, og det førte Bouvard til en hypotese om at banen ble påvirket av tyngdekraften fra et ukjent legeme.[14] Mary Somerville nevner også uregelmessighetene i sin bok On the Connexion of the Physical Sciences[15] I 1843 begynte John Couch Adams å arbeide med Uranus' bane ved å bruke de dataene han hadde. Via direktør James Challis ved Cambridge Observatory forespurte han Astronomer Royal George Airy om ytterligere data, og disse ble sendt i februar 1844. Adams fortsatte å jobbe med dette i 1846–46 og lagde flere ulike estimater om en ny planet.[16][17]

Urbain Le Verrier

I 1845–46 utviklet Urbain Le Verrier kalkulasjoner uavhengig av Adams, men han opplevde liten entusiasme blant sine franske kolleger. Da Airy så Le Verriers første publiserte estimater for planeten i 1846, merket han seg likheten med Adams' anslag. Airy overtalte da James Challis til å søke etter planeten, noe denne gjorde gjennom hele august og september.[14][18]

I mellomtiden sendte Le Verrier brev til astronomen Johann Gottfried Galle ved Berlins observatorium og oppfordret ham til å søke etter planeten med observatoriets refraktor. Heinrich d'Arrest, en student ved observatoriet, foreslo overfor Galle at de kunne sammenligne et nylig tegnet himmelkart for regionen med Le Verriers utregninger for hvor planeten skulle befinne seg til enhver tid. På denne måten kunne de se etter en forflytning som er karakteristisk for en planet, i motsetning til en fiksstjerne.

Om kvelden den 23. september 1846, samme dag som de hadde mottatt brevet fra Le Verrier, ble Neptun oppdaget innenfor én grad av hvor Le Verrier hadde forutsagt at den skulle være, og rundt 12 grader fra Adams' forutsigelse. Challis innså senere at han observerte planeten to ganger i august uten å identifisere den.[14][19]

I kjølvannet av oppdagelsen var det mye nasjonalistisk rivalisering mellom franskmennene og britene om hvem som hadde prioritet og fortjente æren for oppdagelsen. Til slutt ble det internasjonal konsensus om at Le Verrier og Adams i fellesskap fortjente æren. Siden 1966 har Dennis Rawlins stilt spørsmål ved troverdigheten til Adams' krav som med-finner, og saken ble på nytt evaluert av historikere ved tilbakeføringen av «Neptun papers» (historiske dokumenter) til Greenwich-observatoriet i 1998.[20] Etter en gjennomgang av dokumentene foreslo de at «Adams ikke fortjener like mye ære som Le Verrier for oppdagelsen av Neptun. Den æren tilhører kun den personen som lyktes både i å forutsi planetens sted og i å overbevise astronomer om å søke etter den.»[21]

[rediger | rediger kilde]

Kort tid etter oppdagelsen ble Neptun referert til som «planeten utenfor Uranus» eller som «Le Verriers planet». Det første forslaget til et navn kom fra Galle, som foreslo navnet Janus. I England foreslo Callis navnet Okeanos (engelsk: Oceanus).

Le Verrier påberopte seg retten til å navngi sin oppdagelse, og foreslo raskt navnet Neptun. Samtidig hevdet han feilaktig at dette hadde blitt offisielt godkjent av det franske Bureau des longitudes.[L 4] I oktober forsøkte han å navngi planeten Le Verrier, etter seg selv, og han hadde lojal støtte for dette fra direktøren for observatoriet, François Arago. Dette forslaget møtte imidlertid hard motstand utenfor Frankrike.[L 5] Franske almanakker gjeninnførte raskt navnet Herschel for Uranus, etter planetens oppdager William Herschel, og Leverrier for den nye planeten.[22]

Den russiske astronomen Friedrich Georg Wilhelm von Struve nådde frem med navnet Neptun overfor det russiske vitenskapsakademi 29. desember 1846,[23], og snart ble Neptun det internasjonalt aksepterte navnet. I romersk mytologi var Neptun havguden, identifisert med greske Poseidon. Kravet til et mytologisk navn var i tråd med nomenklaturen for andre planeter, som alle, bortsett fra jorden, har fått navn fra gresk og romersk mytologi.[24]

De fleste land, også land uten direkte forbindelse til gresk-romersk kultur, bruker i dag varianter av navnet «Neptun» om planeten. I Kina blir planeten kalt «havkongestjernen» (kinesisk: 海王星, pinyin: hǎiwángxīng, kantonesisk: huoiwongsing) siden Neptun var havets gud.[25] Denne navneformen brukes også i Korea (hangul: 해왕성, revidert romanisering: haewangseong) og på japansk (kaiousei).[25]

Status

[rediger | rediger kilde]

Fra 1846 og frem til den senere oppdagelsen av Pluto i 1930, var Neptun den fjerneste kjente planeten i solsystemet. Etter oppdagelsen av Pluto ble Neptun den nest ytterste planeten, med unntak av en tjueårsperiode mellom 1979 og 1999, da Plutos elliptiske bane brakte denne nærmere solen enn Neptun.[26] Oppdagelsen av Kuiperbeltet i 1992 førte til en debatt om Pluto skulle anses som en planet i sin egen rett eller som en del av Kuiper-beltet.[27][28] I 2006 definerte den internasjonale astronomiske union begrepet «planet» for første gang, og Pluto ble da klassifisert ned til en «dvergplanet». Neptun ble igjen den ytterste planeten i solsystemet.[29]

Sammensetning og struktur

[rediger | rediger kilde]
En sammenligning av størrelsen på Neptun og jorden
Foto: NASA

Neptuns masse på 1,0243×1026 kg[4] er omtrent midt mellom jordens og de større gasskjempenes: Massen er sytten ganger høyere enn jordens, men bare en nittendedel av Jupiters.[c] Planetens overflategravitasjon overgås kun av Jupiters.[L 6] Neptuns ekvatorradius på 24 764 km[6] er nær fire ganger jordens radius. Neptun og Uranus anses ofte som en underklasse av gasskjempene og kalles «iskjemper». De er mindre av størrelse og har høyere konsentrasjoner av volatiler enn Jupiter og Saturn har.[d] I letingen etter planeter utenfor solsystemet har Neptun blitt brukt som et metonym: oppdagede legemer av tilsvarende størrelse blir ofte referert til som «Neptuner»,[30] akkurat som astronomer refererer til ulike ekstrasolare legemer som «Jupitere».

Indre struktur

[rediger | rediger kilde]

Neptuns indre struktur minner om Uranus sin. Atmosfæren utgjør rundt 5 til 10 prosent av planetens masse og strekker seg kanskje 10 til 20 prosent av veien inn mot kjernen, hvor atmosfæren når trykk på opp mot 10 GPa. I de lavere regionene av atmosfæren er det oppdaget økende konsentrasjoner av metan, ammoniakk og vann i forhold til i de høyere regionene.[31]

Neptuns indre struktur:
1) Øvre atmosfære, toppskyer
2) Atmosfære bestående av hydrogen, helium og metangass
3) Mantel bestående av vann, ammoniakk og ispartikler
4) Kjerne bestående av stein (silikater og nikkel-jern)
Foto: NASA

Mantelen når temperaturer på 2 000–5 000 K, tilsvarer 10 til 15 jordmasser og er rik på vann, ammoniakk og metan.[1] Som vanlig innen planetvitenskap omtales denne blandingen som isete, selv om det er en varm og svært tett væske. Denne væsken, som har høy elektrisk ledningsevne, blir noen ganger kalt for et vann-ammoniakk-hav.[32]

På en dybde av 7 000 km kan forholdene være slik at metan brytes ned i diamantkrystaller, som deretter faller mot kjernen.[33] Mantelen kan bestå av et lag med ionisk vann, der vannmolekylene brytes ned i en suppe av hydrogen- og oksygenioner, og dypere ned av superionisk vann, hvor oksygenet krystalliseres, mens hydrogenionene flyter fritt rundt innenfor oksygengitteret.[34]

Kjernen er sammensatt av jern, nikkel og silikater med en indre modell som gir en masse som er om lag 1,2 ganger så stor som jordens.[35] Trykket i sentrum er 7 Mbar (700 GPa), millioner av ganger så høyt som trykket på jordens overflate, og temperaturen er muligens 5 400 K.[31][36]

Atmosfære

[rediger | rediger kilde]
Kombinert farge- og nær-infrarødt bilde av Neptun som viser striper av metan i atmosfæren, og fire av dens måner, Proteus, Larissa, Galatea og Despina.
Foto: Hubble Space Telescope

I store høyder er Neptuns atmosfære 80 prosent hydrogen og 19 prosent helium.[31] En spormengde av metan finnes også. Tydelige absorpsjonsstriper av metan oppstår på bølgelengder over 600 nm i den røde og infrarøde delen av spekteret. I likhet med på Uranus er dette at rødt lys absorberes av atmosfærisk metan, en viktig årsak til Neptuns blå farge,[37] selv om dens livlige asur-nyanse skiller seg fra Uranus' mildere cyan. Siden Neptuns atmosfæriske metaninnhold er omtrent like høyt som Uranus sitt, antas det at det er en ukjent bestanddel i atmosfæren som også bidrar til Neptuns farge.[9]

Neptuns atmosfære er delt inn i to hovedregioner; den nedre troposfæren, hvor temperaturen synker med høyden, og stratosfæren, der temperaturen øker med høyden. Grensen mellom de to, tropopausen, oppstår ved et trykk på 0,1 bar (100 hPa).[38] Stratosfæren gir så vei for termosfæren ved et trykk lavere enn 10-5–10-4 mikrobar (1–10 Pa).[38] Termosfæren går gradvis over til eksosfæren.

Striper med skyer i stor høyde kaster skygge over Neptuns lavere skydekke
Foto: Voyager 2

Modeller antyder at troposfæren har stripedannelser av skyer med varierende sammensetning avhengig av høyde. Skyene i det øverste nivået oppstår ved trykk på under én bar, hvor temperaturen er passende for at metan kondenserer. For trykk på mellom én og fem bar (1 000–5 000 hPa) antas det at skyer av ammoniakk og hydrogensulfid dannes. Ved trykk på over fem bar kan skyene bestå av ammoniakk, ammoniumsulfid, hydrogensulfid og vann. Dypere skyer av is bør finnes ved trykk på ca. 50 bar (5,0 MPa), der temperaturen er 0 °C. Under kan det finnes skyer av ammoniakk og hydrogensulfid.[L 7]

Høytliggende skyer er observert å kaste skygger på det ugjennomsiktige skydekket nedenfor. Det er også høytliggende striper av skyer som brytes rundt planeten ved konstante breddegrader. Disse stripene har bredder på 50 km og ligger 50–110 km over skydekket.[39] På grunn av den store avstanden fra solen og at planeten bare mottar litt over en promille av sollyset vi mottar på jorden, er Neptuns ytre atmosfære et av de kaldeste stedene i solsystemet. Temperaturen i skytoppene ligger på rundt −218 °C (55 K).[40]

Neptuns spektra antyder at den nedre stratosfæren er tåkete på grunn av kondensasjon av produkter fra ultrafiolett fotolyse av metan, som etan og acetylen.[38][31] I stratosfæren finnes det også spormengder av karbonmonoksid og hydrogencyanid.[38][41] Neptuns stratosfære er varmere enn Uranus' på grunn av forhøyede konsentrasjoner av hydrokarboner.[38]

Av ukjente årsaker har planetens termosfære en uventet høy temperatur, på omtrent 750 K.[42][43] Planeten er for langt fra solen til at denne varmen kan være generert av ultrafiolett stråling. Noe som muligens fungerer som en varmemekanisme, er atmosfærisk vekselvirkning med ioner i planetens magnetfelt. Andre mulige årsaker er tyngdebølger fra det indre, som forsvinner i atmosfæren. Termosfæren inneholder spor av karbondioksid og vann, som kan ha blitt deponert fra eksterne kilder som meteoritter eller støv.[L 7][41]

Magnetosfære

[rediger | rediger kilde]

Neptun ligner også på Uranus i magnetosfæren, med et magnetisk felt som er sterkt skråstilt i forhold til rotasjonsaksen på 47 grader og en forskyvning på minst 0,55 radier, eller rundt 13 500 km fra planetens fysiske sentrum. Før Voyager 2s ankomst til Neptun hadde en hypoteser om at Uranus' skrådde magnetosfære var et resultat av dens sideveis rotasjon. På grunnlag av sammenligninger mellom de magnetiske feltene til de to planetene mener forskerne nå at den ekstreme skråstillingen kan være karakteristisk for strømmer i planetenes indre. Dette feltet kan være generert av konvektive væskebevegelser i et tynt sfærisk skall av elektrisk ledende væsker (sannsynligvis en kombinasjon av ammoniakk, metan og vann)[L 7] som fører til en dynamovirkning.[44]

Den dipole komponenten av magnetfeltet ved Neptuns magnetiske ekvator er ca. 14 mikrotesla (0,14 G).[45] Det dipole magnetiske momentet for Neptun er rundt 2,2×1017 T×m3 (14 μT×RN3, hvor RN er Neptuns radius). Neptuns magnetfelt har en kompleks geometri, som omfatter relativt store bidrag fra ikke-dipole komponenter, inkludert et sterkt kvadrupolmoment som kan overstige det dipole momentet i styrke. Jorden, Jupiter og Saturn har derimot bare relativt små kvadrupole moment, og deres felt har mindre helninger fra polaksene. Neptuns høye kvadrupolmoment kan være resultatet av forskyvning fra planetens sentrum og geometriske begrensninger av feltets dynamogenerator.[46][47]

Neptuns baugsjokk, der magnetosfæren begynner å bremse solvinden, oppstår i en avstand på 34,9 ganger planetens radius. Magnetopausen, hvor trykket fra magnetosfæren utbalanserer solvinden, ligger i en avstand av 23–26,5 ganger planetens radius. Magnetosfærens hale strekker seg ut til minst 72 ganger Neptuns radius, og høyst sannsynlig mye lenger.[46]

Planetariske ringer

[rediger | rediger kilde]

Utdypende artikkel: Neptuns ringer

Neptuns ringer
Foto: Voyager 2

Neptuns planetariske ringsystem er mye mindre markant enn Saturns ringer. Ringene består muligens av ispartikler belagt med silikater eller karbonbaserte materialer, som mest sannsynlig gir dem en rødlig fargetone.[L 8] De tre viktigste ringene er den smale Adams-ringen, som ligger 63 000 km fra sentrum av Neptun, Le Verrier-ringen, som ligger 53 000 km fra sentrum, og den bredere og svakere Galle-ringen, som ligger 42 000 km fra sentrum. En svak forlengelse utover fra Le Verrier-ringen har fått navnet Lassel; den er avgrenset i sin ytre grense av Arago-ringen, som ligger 57 000 km unna sentrum av planeten.[48]

Den første av disse ringene ble oppdaget i 1968 av et lag ledet av Edward Guinan,[11][49] men det ble senere antatt at denne ringen kunne være ufullstendig.[50] Bevis for at ringen kan ha sprekker, kom under en stjerneokkultasjon i 1984, da ringene tåkela en stjerne under nedstigning, men ikke under oppstigning.[51] Bilder tatt av Voyager 2 i 1989 avgjorde spørsmålet ved å vise flere svake ringer. Disse ringene har en klumpete struktur.[52] Grunnen til dette er ennå ikke funnet, men det kan skyldes vekselvirkning med små måner i bane i nærheten av dem.[53]

Den ytterste ringen, Adams, inneholder fem betydelige buer kalt Courage, Liberté, Egalité 1, Egalité 2 og Fraternité (mot, frihet, likhet og brorskap).[L 9] Buenes eksistens er vanskelig å forklare, fordi en ut fra bevegelseslovene skulle forvente buer som sprer seg ut i en enhetlig ring over svært korte tidsperioder. Astronomer antar nå at buene ble drevet inn i sin nåværende form ved gravitasjonell påvirkning fra månen Galatea, like innenfor ringen.[54][55]

Jordbaserte observasjoner viste i 2005 at Neptuns ringer tilsynelatende er mye mer ustabile enn tidligere antatt. Bilder tatt fra Keck-observatoriet i 2002 og 2003 viser betydelig forfall i ringene i forhold til på bildene tatt av Voyager 2. Særlig virker det som Liberté-buen kan forsvinne innen så kort tid som ett århundre.[56]

Klima

[rediger | rediger kilde]

En forskjell mellom Neptun og Uranus er den meteorologiske aktiviteten. Da romfartøyet Voyager 2 fløy forbi Uranus i 1986, var planeten visuelt ganske mild – i motsetning til Neptun, som fremviste bemerkelsesverdige værfenomener da fartøyet passerte i 1989.[57]

Den store mørke flekken (toppen), Scooter (hvit sky i midten),[58] og den lille mørke flekken (nederst) med overdrevet kontrast.
Foto: Voyager 2

Neptuns vær er preget av ekstremt dynamiske stormsystemer med vinder som når hastigheter på nesten 600 m/s – nesten supersonisk strømning.[59] Ved å følge bevegelsene til langvarige skyer har man funnet mer typiske vindmønstre, der vindhastighetene varierer fra 20 m/s i østlig retning til 325 m/s vestover.[60] I skytoppene varierer hastighetene fra 400 m/s langs ekvator til 250 m/s ved polene.[L 7] De fleste vindene på Neptun beveger seg i motsatt retning av planetens rotasjon.[L 10] Det generelle mønsteret i vindene viser en prograd rotasjon ved høyere breddegrader og retrograd rotasjon ved lavere breddegrader. Forskjellen i strømningsretningen antas å være en «lag-effekt» og ikke et resultat av dypere atmosfæriske prosesser.[38] Ved 70. sørlige breddegrad er det en høyhastighets-jet som beveger seg i 300 m/s.[38]

Mengden av metan, etan og etyn ved Neptuns ekvator er 10–100 ganger større enn ved polene. Dette tolkes som bevis for utbuling ved ekvator og innsynkning nær polene.[38]

I 2007 ble det oppdaget at den øvre troposfæren ved sørpolen var omtrent 10 °C varmere enn resten av Neptun, som i gjennomsnitt er ca. –200 °C (70 K).[61] Varmeforskjellen er nok til at metan som ellers ligger frosset i Neptuns øvre atmosfære, kan lekke som gass ut i verdensrommet gjennom sørpolen. Dette relative «varmepunktet» kommer av planetens aksehelning, som har eksponert sørpolen for solen den siste fjerdedelen av Neptuns år, omtrent 40 jordår. Etter hvert som Neptun sakte beveger seg mot den andre siden av solen, vil sørpolen bli mørklagt og nordpolen opplyst. Frigjøringen av metan vil da skje ved nordpolen.[62]

Det er observert at skystripen på den sørlige halvkulen øker i størrelse og albedo. Denne trenden, som skyldes årstidene, ble første gang sett i 1980 og forventes å vare frem til ca. 2020. Den lange omløpstiden til Neptun resulterer nemlig i årstider som varer i rundt førti år.[63]

Stormer

[rediger | rediger kilde]

Utdypende artikkel: Neptuns mørke flekker

Den store mørke flekken.
Foto: Voyager 2

I 1989 ble den store mørke flekken, et antisyklonsk stormsystem som strekker seg over 13 000×6 600 km,[57] oppdaget av NASAs romsonde Voyager 2. Stormen lignet den store røde flekken på Jupiter. Omtrent fem år senere så ikke Hubble-teleskopet den store mørke flekken på planeten. I stedet ble en ny storm som lignet den store mørke flekken, oppdaget på planetens nordlige halvkule.[64] Disse værmønstrene er drevet av vedvarende vinder, de sterkeste på noen planet i solsystemet, med registrerte hastigheter opp mot 2 100 km/t.[59]

Scooter er en annen type storm, en hvit gruppe skyer lengre sør enn den store mørke flekken. Kallenavnet kommer av det faktum at da den først ble oppdaget i månedene før Voyager 2 passerte i 1989, beveget den seg raskere enn den store mørke flekken.[L 10] Senere bilder viste enda raskere skyer. Den lille mørke flekken er en sørlig syklonstorm, den nest mest intense stormen observert i løpet av passeringen i 1989. Den var i utgangspunktet helt mørk, men etter hvert som Voyager 2 nærmet seg planeten, utviklet det seg en lys kjerne, som kan sees på de fleste bildene med høy oppløsning.[65]

Det antas at Neptuns mørke flekker oppstår i troposfæren ved lavere høyder enn de lyse skystrukturene,[66] slik at de vises som hull i de øvre skydekkene. Ettersom de er stabile strukturer som kan vedvare i flere måneder, antas det at de er virvelstrukturer.[39] Lysere og vedvarende metanskyer som dannes rundt tropopauselaget, blir ofte forbundet med mørke flekker.[67] Det er også observert at noen tidligere mørke skyer fortsetter å eksistere som sykloner selv om de ikke lenger er synlige som mørke strukturer. Mørke flekker kan forsvinne når de vandrer for nær ekvator eller eventuelt gjennom en annen ukjent mekanisme.[68]

Indre varme

[rediger | rediger kilde]
Fire bilder tatt med et par timers mellomrom.[69]
Foto: NASA/ESA Hubble Space Telescope's Wide Field Camera3.

Det antas at Neptuns mer varierte vær sammenlignet med Uranus delvis skyldes planetens høyere indre varme.[70] Selv om Neptun ligger en halv gang så langt fra solen som Uranus og bare mottar 40 prosent av mengden sollys,[38] er overflatetemperaturen på de to planetene omtrent den samme.[70] De øvre regionene av Neptuns troposfære når en nedre temperatur på –221,4 °C (51,8 K).

På dybder hvor det atmosfæriske trykket tilsvarer 1 bar (1 000 hPa), er temperaturen –201,15 °C (72 K).[71] Dypere inne i gasslagene stiger temperaturen jevnt. I likhet med Uranus er kilden til denne varmen ukjent, men avviket er større: Uranus utstråler bare 1,1 ganger så mye energi som den mottar fra solen;[72] mens Neptun utstråler omtrent 2,61 ganger så mye energi som den mottar fra solen.[73]

Neptun er den ytterste planeten i solsystemet, men dens indre energi er tilstrekkelig til å drive de raskeste planetariske vindene som er oppdaget i systemet. Flere forklaringer har blitt foreslått, deriblant radiogen oppvarming fra planetens kjerne,[74] konvertering av metan under høyt trykk til hydrogen, diamanter og lengre hydrokarboner (hydrogenet og diamantene vil da henholdsvis stige og synke og frigjøre gravitasjonell potensiell energi),[74][75] og konveksjon i den nedre atmosfæren som forårsaker at tyngdebølger bryter over tropopausen.[76][77]

Omløp og rotasjon

[rediger | rediger kilde]
Den gjennomsnittlige avstanden mellom Neptun og solen er 4,5 milliarder kilometer (ca. 30,1 AE), og planeten fullfører ett omløp i gjennomsnitt hvert 164,79 år, med en variasjon på rundt ±0,1 år.

Den gjennomsnittlige avstanden mellom Neptun og solen er 4,5 milliarder kilometer (ca. 30,1 AE), og planeten fullfører ett omløp i gjennomsnitt hvert 164,79 år, med en variasjon på rundt ±0,1 år.

Den 9. juli 2011 avsluttet Neptun sitt første barysentriske omløp siden oppdagelsen i 1846,[78][79] selv om den ikke vistes på nøyaktig samme posisjon på vår himmel fordi jorden var i en annen posisjon i sin 365,25-dagers bane. På grunn av solens bevegelse i forhold til solsystemets barysenter, var Neptun den 11. juli heller ikke i eksakt oppdagelsesposisjon i forhold til solen; hvis man bruker det vanligere heliosentriske koordinatsystemet, ble oppdagelsens lengdegrad nådd 9. juli 2011.[2][80][81]

Neptuns elliptiske bane har en inklinasjon på 1,77° sammenlignet med jorden. På grunn av en baneeksentrisitet på 0,011 varierer avstanden mellom Neptun og solen med 101 millioner km mellom perihelium og aphelium, henholdsvis de nærmeste og fjerneste punktene fra solen i omløpsbanen.[82]

Aksehellingen til Neptun er 28,32°,[83] noe som er lignende jordens (23°) og Mars' (25°) hellinger. Som en følge av dette har planeten også tilsvarende sesongmessige forandringer, men den lange omløpstiden betyr at en sesong varer i førti år.[63] Den sideriske rotasjonsperioden (dag) er på ca. 16,11 timer.[2] Siden aksehellingen er sammenlignbar med jordens, er ikke variasjonen i lengden på dagen i løpet av det lange året noe mer ekstrem.

Fordi Neptun ikke er et fast legeme, oppstår det en differensiell rotasjon i atmosfæren. Den brede ekvatorsonen roterer med en periode på ca. 18 timer, noe som er tregere enn rotasjonen til planetens magnetfelt, som tar 16,1 timer. I motsetning er rotasjonsperioden på bare 12 timer i polområdene. Denne differensielle rotasjonen er den mest markante av alle planetene i solsystemet,[84] og det resulterer i sterke breddegradsvindskjær.[39]

Baneresonans

[rediger | rediger kilde]

Utdypende artikler: Kuiper-legemer, Resonante transneptunske-objekt og Neptuntrojanere

Et diagram som viser de største baneresonansene i Kuiperbeltet forårsaket av Neptun: de markerte regionene er 2:3-resonansen (plutinoer), det ikke-resonante «klassiske beltet» (cubewanoer, og 1:2-resonans (twotinoer).

Neptuns bane har en betydelig innflytelse på regionene direkte utenfor, kjent som Kuiperbeltet. Kuiperbeltet er en ring av små isete verdener, tilsvarende asteroidebeltet, men mye større. Beltet strekker seg fra Neptuns bane ved 30 AE og ut til ca. 55 AE fra solen.[85] På samme måte som Jupiters tyngdekraft dominerer asteroidebeltet og former dets struktur, dominerer Neptuns gravitasjon Kuiperbeltet. I løpet av solsystemets levetid blir visse regioner av Kuiperbeltet destabilisert av Neptuns tyngdekraft, som lager hull i Kuiperbeltet. Området mellom 40 og 42 AE er et eksempel på dette.[86]

Det finnes baner innenfor disse tomme områdene hvor objekter kan overleve gjennom hele solsystemets alder. Disse resonansene oppstår når Neptuns omløpstid er en presis brøkdel av et annet objekts omløpstid, for eksempel 1:2 eller 3:4. Hvis for eksempel et objekt går én runde rundt solen for hver andre gang Neptun går en runde, vil det bare fullføre en halv runde før Neptun er tilbake til sin utgangsposisjon.

Den mest omfattende resonansen i Kuiperbeltet, med over 200 kjente objekter,[87] er 2:3-resonansen. Objekter i denne resonansen fullfører to omløp for hver gang Neptun fullfører tre, og er kjent som plutinoer på grunn av at det største av de kjente objektene i Kuiperbeltet, Pluto, er blant dem.[88] Selv om Pluto jevnlig krysser Neptuns bane, sikrer 2:3-resonansen at de aldri vil kollidere.[89] 3:4-, 4:7- og 2:5-resonansene har færre objekter.[L 11]

Ni kjente trojanske objekter opptar Lagrange-punktet L4 mellom solen og Neptun – en gravitasjonelt stabil region som leder dem inn i sin bane.[90] Neptuntrojanere er i en 1:1-resonans med Neptun. De er bemerkelsesverdig stabile i sine baner, og har sannsynligvis blitt dannet sammen med Neptun og ikke blitt innfanget. Det første, og så langt det eneste objektet som er identifisert og assosiert med Neptuns bakre Lagrange-punkt L5, er 2008 LC18.[91]

Dannelse og vandring

[rediger | rediger kilde]

Utdypende artikler: Solsystemets opprinnelse og utvikling og Nice-modellen

En simulering som viser de ytre planetene i Kuiperbeltet:
a) før Jupiter og Saturn oppnådde 2:1-resonans;
b) etter Kuiperbeltets spredning innover som følger Neptuns baneendringer;
c) etter utkasting av spredte Kuiper-legemer av Jupiter.

Dannelsen av iskjempene Neptun og Uranus er vanskelig å modellere nøyaktig. Nåværende modeller antyder at tettheten av materie i de ytre delene av solsystemet var for lav til å kunne danne slike store legemer ut ifra tradisjonelt aksepterte metoder for akkresjon i kjernen. Ulike hypoteser har blitt fremmet for å forklare disse skaperverkene. Den ene er at iskjempene ikke ble skapt av akkresjon i kjernen, men fra ustabiliteter innenfor den opprinnelige protoplanetariske skiven, og senere fikk atmosfæren sprengt bort av stråling fra en nærliggende massiv OB-stjerne.[92]

Et alternativt konsept er at de ble dannet nærmere solen der tettheten av materie var høyere før de forflyttet seg til sine nåværende baner etter at den protoplanetariske gasskiven forsvant.[93] Denne hypotesen om planetvandring er favorisert på grunn av evnen til bedre å kunne forklare bestandene av små objekter som er observert i den transneptunske regionen.[94] Den forklaringen på detaljene i denne hypotesen som er mest akseptert i dag, er kjent som Nice-modellen, som forklarer effekten av en vandrende Neptun og de andre kjempeplanetene på Kuiperbeltets struktur.[95][96][97]

Måner

[rediger | rediger kilde]
Neptun (øverst) og månen Triton (nederst). Bildet er tatt i en avstand av 4,86 millioner km fra Neptun.
Foto: Voyager 2 (28. august 1989)

Utdypende artikkel: Neptuns måner. Se også: Tidslinje for oppdagelsen av planeter og deres måner i solsystemet

Naturlig fargebilde av Neptun med månene Proteus (øverst), Larissa (nederst til høyre) og Despina (venstre).
Foto: Hubble Space Telescope

Neptun har 14 kjente måner.[4] Sortert fra innerst til ytterst, kalles de Naiad, Thalassa, Despina, Galatea, Larissa, Hippocamp, Proteus, Triton, Nereid, Halimede, Sao, Laomedeia, Psamathe og Neso. De fire innerste månene går i bane innenfor Neptuns ringer.

Den klart største er Triton. Den består av mer enn 99,5 % av massen i bane rundt Neptun[e] og er den eneste som er tilstrekkelig massiv til å være rotasjonsellipsoidisk. Triton ble oppdaget av William Lassell den 10. oktober 1846 – kun 17 dager etter oppdagelsen av Neptun. I motsetning til andre store planetmåner i solsystemet har Triton en retrograd bane. Dette indikerer at den ikke ble dannet rundt Neptun, men er en tidligere dvergplanet fra Kuiperbeltet som er blitt innfanget.[98]

Triton er tilstrekkelig nær Neptun til at den er låst i en bundet rotasjon. Den går sakte i en spiral innover på grunn av tidevannsakselerasjon og vil til slutt bli revet i biter rundt 3,6 milliarder år fra nå, når den når Roche-grensen.[99] I 1989 var Triton det kaldeste legemet som til da hadde blitt målt i solsystemet,[100] med en anslått temperatur på –235 °C (38 K).[101]

Den andre av Neptuns satellitter som ble oppdaget, var Nereid. Månen ble oppdaget 1. mai 1949, mer enn 102 år etter Triton. Denne irregulære månen har en av de mest eksentriske banene blant satellittene i solsystemet. Eksentrisiteten på 0,7512 gir et apoapsis, som er syv ganger dens periapsisavstand fra Neptun.[f] En kuriositet ved Nereid, er at den roterer i motsatt retning av Triton.

Neptuns måne Proteus i en avstand av 146 000 km.
Foto: Voyager 2 (25. september 1989)

Den neste oppdagelsen kom 24. mai 1981. Da ble månen Larissa oppdaget, mens den okkulterte en stjerne. Okkultasjonen ble av enkelte astronomer tilskrevet ringbuer; da romsonden Voyager 2 ankom Neptun i 1989, ble det endelig påvist at okkultasjonen var forårsaket av månen.

I juli 1989 oppdaget Voyager 2 den indre månen Despina, sammen med Proteus. I september 1989 oppdaget Voyager 2 de tre andre indre månene Naiad, Thalassa og Galatea.[102] Den uregelmessig formede Proteus er så stor som et legeme med denne tettheten kan ha uten å bli trukket inn i en sfærisk form av sin egen tyngdekraft.[103] Den er den nest mest massive av Neptuns måner, men massen er likevel bare 0,25 % av massen til Triton.

Fire irregulære måner ble oppdaget i 2002: Halimede, Sao, Laomedeia og Neso. Den irregulære månen Psamathe ble oppdaget i 2003. Alle fem oppdagelsene ble kunngjort 18. august 2004.[104][105] Siden Neptun var romernes havgud, ble månene oppkalt etter mindre havguder.[24]

Den 14. månen, Hippocamp, er en regulær måne. Den ble oppdaget av Mark Showalter den 1. juli 2013 mens han gikk gjennom bilder tatt av Hubble-teleskopet i 2004.[106][107]

Observasjon

[rediger | rediger kilde]

Neptun er aldri synlig for det blotte øye. Den har en lysstyrke mellom størrelsesklasse 7,7 og 8,0,[4][7] noe som kan komme i skyggen av Jupiters galileiske måner, dvergplaneten Ceres og asteroidene 4 Vesta, 2 Pallas, 7 Iris, 3 Juno og 6 Hebe.[g] Et teleskop eller en sterk kikkert vil syne Neptun som en blå skive, lignende Uranus av utseende.[L 12]

På grunn av avstanden mellom jorden og Neptun går vinkeldiameteren til planeten bare fra 2,2–2,4 buesekunder,[4][7] den minste av solsystemets planeter. Den lille tilsynelatende størrelsen har gjort det utfordrende å studere planeten visuelt. De fleste teleskopdataene var ganske begrenset frem til Hubble-teleskopet og store bakkebaserte teleskop med adaptiv optikk ble tatt i bruk.[h][108]

Fra jorden går Neptun gjennom en tilsynelatende retrograd bevegelse hver 367. dag, noe som resulterer i en loop-bevegelse mot bakgrunnsstjernene under hver opposisjon. Disse loopene brakte den nær koordinatene for oppdagelsen i 1846, i april og juli 2010, og i oktober og november 2011.[81]

Observasjon av Neptun i radiofrekvensbandet viser at planeten er en kilde for både kontinuerlige utslipp og uregelmessige utblåsinger. Begge kildene antas å stamme fra planetens roterende magnetfelt.[L 7] I den infrarøde delen av spektret vises Neptuns stormer som lyse mot den kjøligere bakgrunnen, hvilket gjør at størrelsen og formen på disse formasjonene lett kan spores.[109]

Utforskning

[rediger | rediger kilde]
Mosaikk av Triton.
Foto: Voyager 2

Utdypende artikkel: Utforskning av Neptun

Illustrasjon av Voyager 2 som passerer Neptun i 1989.

Voyager 2s nærmeste tilnærming til Neptun fant sted 25. august 1989. Siden dette var den siste store planeten fartøyet skulle besøke, ble det besluttet å gjennomføre en nær forbiflyvning av månen Triton, uavhengig av konsekvensen for banen, tilsvarende det som ble gjort for Voyager 1s møte med Saturn og dens måne Titan. Bildene som ble sendt tilbake til jorden fra Voyager 2 ble grunnlaget for en nattsending fra PBS, Neptune All Night.[110]

Under møtet tok det 246 minutter før signalene fra romsonden nådde jorden. Derfor var det meste av Voyager 2-oppdraget basert på forhåndsprogrammerte kommandoer. Romfartøyet gjennomførte et nær-møte med månen Nereid før den kom innenfor 4 400 km av Neptuns atmosfære 25. august, for så å passere nær planetens nærmeste måne Triton senere den samme dagen.[L 13]

Romsonden bekreftet eksistensen av et magnetfelt rundt planeten og oppdaget at feltet var sidesatt fra sentrum og skråstilt på en måte som ligner på feltet rundt Uranus. Spørsmålet om planetens rotasjonsperiode ble avgjort ved hjelp av målinger av radiostråling. Voyager 2 viste også at Neptun hadde et overraskende aktivt værsystem. Seks nye måner ble oppdaget, og det viste seg at planten hadde mer enn én ring.[46][L 13]

Se også

[rediger | rediger kilde]

Noter

[rediger | rediger kilde]
Type nummerering
  1. ^ 1,767975° mot ekliptikken, 6,43° mot solens ekvator og 0,72° mot det konstante planet Siteringsfeil: Ugyldig <ref>-tagg; navnet «inklinasjon» er definert flere steder med ulikt innhold
  2. ^ a b c d e f Refererer seg til nivået for 1 bar (1 000 hPa) atmosfærisk trykk
  3. ^ Jordens masse er 5,9736×1024 kg, noe som gir et masseforhold på:
    Uranus' masse er 8,6810×1025 kg, noe som gir et masseforhold på:
    Jupiters masse er 1,8986×1027 kg, noe som gir et masseforhold på:
    Se: Williams, David R. (29. november 2007). «Planetary Fact Sheet – Metric» (på engelsk). NASA. Besøkt 13. mars 2008. 
  4. ^ Se for eksempel Boss, Alan P. (2002). «Formation of gas and ice giant planets». Earth and Planetary Science Letters. 202 (3–4): 513–523. Bibcode:2002E&PSL.202..513B. doi:10.1016/S0012-821X(02)00808-7. 
  5. ^ Tritons masse: 2,14×1022 kg. Samlet masse for de tolv andre kjente månene til Neptu: 7,53×1019 kg, eller 0,35 prosent. Massen til ringene er neglisjerbare.
  6. ^
  7. ^ Se de respektive artiklene for data om størrelsesklasser
  8. ^ I 1977, for eksempel, var til og med rotasjonsperioden til Neptun uvisst.
    Se: Cruikshank, D. P. (1. mars 1978). «On the rotation period of Neptune». Astrophysical Journal, Part 2 – Letters to the Editor. University of Chicago Press. 220: L57–L59. Bibcode:1978ApJ...220L..57C. doi:10.1086/182636. 

Referanser

[rediger | rediger kilde]
Litteraturhenvisninger
  1. ^ Hirschfeld (2001)
  2. ^ Littmann (2004)
  3. ^ Bouvard (1821)
  4. ^ Littmann (2004) s. 50
  5. ^ Baum & Sheenan (2003) s. 109–110
  6. ^ Unsöld (2001) s. 47, se tabell 3.1
  7. ^ a b c d e Elkins-Tanton (2006) s. 79-83
  8. ^ Cruikshank (1996) s. 703–804
  9. ^ Cox (2001)
  10. ^ a b Burgess (2001) s. 64–70
  11. ^ Davies (2001) s. 104
  12. ^ Moore (2000) s.207
  13. ^ a b Burgess (2001) s. 46–55
Tidsskriftsartikler, nettutgivelser o.l.
  1. ^ a b c Hamilton, Calvin J. (4. august 2001). «Neptune» (på engelsk). Views of the Solar System. Besøkt 13. august 2007. 
  2. ^ a b c d Munsell, K. (13. november 2007). «Neptune: Facts & Figures» (på engelsk). NASA. Besøkt 14. august 2007.  Siteringsfeil: Ugyldig <ref>-tagg; navnet «fact2» er definert flere steder med ulikt innhold
  3. ^ Seligman, Courtney. «Rotation Period and Day Length» (på engelsk). Besøkt 13. august 2009. 
  4. ^ a b c d e f g h i j k l m n o p q r Williams, David R. (1. september 2004). «Neptune Fact Sheet» (på engelsk). NASA. Besøkt 14. august 2007. 
  5. ^ «The MeanPlane (Invariable plane) of the Solar System passing through the barycenter» (på engelsk). 3. april 2009. Arkivert fra originalen 20. april 2009. Besøkt 10. april 2009.  (laget med Solex 10 skrevet av Aldo Vitagliano) Siteringsfeil: Ugyldig <ref>-tagg; navnet «meanplane» er definert flere steder med ulikt innhold
  6. ^ a b c d e P. Kenneth, Seidelmann (2007). «Report of the IAU/IAGWorking Group on cartographic coordinates and rotational elements». Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy. 90 (3): 155–180. Bibcode:2007CeMDA..98..155S. doi:10.1007/s10569-007-9072-y. 
  7. ^ a b c d Espenak, Fred (20. juli 2005). «Twelve Year Planetary Ephemeris: 1995–2006» (på engelsk). NASA. Arkivert fra originalen 5. desember 2012. Besøkt 1. mars 2008.  Siteringsfeil: Ugyldig <ref>-tagg; navnet «ephemeris» er definert flere steder med ulikt innhold
  8. ^ Podolak, M. (1995). «Comparative models of Uranus and Neptune». Planetary and Space Science. 43 (12): 1517–1522. Bibcode:1995P&SS...43.1517P. doi:10.1016/0032-0633(95)00061-5. 
  9. ^ a b Munsell, Kirk (13. november 2007). «Neptune overview». Solar System Exploration (på engelsk). NASA. Arkivert fra originalen 3. mars 2008. Besøkt 20. februar 2008. 
  10. ^ «Neptun». astronomi.no. Arkivert fra originalen 1. april 2017. Besøkt 30. mai 2012. 
  11. ^ a b Wilford, John N. (10. juni 1982). «Data Shows 2 Rings Circling Neptune» (på engelsk). The New York Times. Besøkt 29. februar 2008. 
  12. ^ Britt, Robert Roy (2009). «Galileo discovered Neptune, new theory claims» (på engelsk). MSNBC News. Besøkt 10. juli 2009. 
  13. ^ Jamieson, David (9. juli 2009). «Did Galileo Discover Neptune? Galileo's Notebooks May Reveal Secrets of New Planet». SpaceRef (på engelsk). Besøkt 11. juni 2012. 
  14. ^ a b c Airy, G. B. (13. november 1846). «Account of some circumstances historically connected with the discovery of the planet exterior to Uranus». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 7: 121–144. Bibcode:1846MNRAS...7..121A. 
  15. ^ Davor Krajnović (2020). «John Couch Adams: mathematical astronomer, college friend of George Gabriel Stokes and promotor of women in astronomy». The Royal Society. 
  16. ^ O'Connor, John J. (2006). «John Couch Adams' account of the discovery of Neptune» (på engelsk). University of St Andrews. Besøkt 18. februar 2008. 
  17. ^ Adams, J.C. (13. november 1846). «Explanation of the observed irregularities in the motion of Uranus, on the hypothesis of disturbance by a more distant planet». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 7: 149. Bibcode:1846MNRAS...7..149A. 
  18. ^ Challis, Rev. J. (13. november 1846). «Account of observations at the Cambridge observatory for detecting the planet exterior to Uranus». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 7: 145–149. Bibcode:1846MNRAS...7..145C. 
  19. ^ Galle, J. G. (13. november 1846). «Account of the discovery of the planet of Le Verrier at Berlin». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 7: 153. Bibcode:1846MNRAS...7..153G. 
  20. ^ Kollerstrom, Nick (2001). «Neptune's Discovery. The British Case for Co-Prediction.» (på engelsk). University College London. Arkivert fra originalen 11. november 2005. Besøkt 19. mars 2007. 
  21. ^ William Sheehan, Nicholas Kollerstrom, Craig B. Waff. «The Case of the Pilfered Planet – Did the British steal Neptune?». Scientific American. Besøkt 20. januar 2011. 
  22. ^ Gingerich, Owen (1958). «The Naming of Uranus and Neptune». Astronomical Society of the Pacific Leaflets. 8: 9–15. Bibcode:1958ASPL....8....9G. 
  23. ^ Hind, J. R. (1847). «Second report of proceedings in the Cambridge Observatory relating to the new Planet (Neptune)». Astronomische Nachrichten. 25 (21): 309. doi:10.1002/asna.18470252102. 
  24. ^ a b Blue, Jennifer (17. desember 2008). «Planet and Satellite Names and Discoverers» (på engelsk). USGS. Besøkt 18. februar 2008. 
  25. ^ a b «Planetary linguistics» (på engelsk). nineplanets.org. Besøkt 8. april 2010. 
  26. ^ Long, Tony (2008). «Jan. 21. mai 1979: Neptune Moves Outside Pluto's Wacky Orbit». wired.com (på engelsk). Arkivert fra originalen 27. mars 2008. Besøkt 13. mars 2008. 
  27. ^ Weissman, Paul R. «The Kuiper Belt». Annual Review of Astronomy and Astrophysics. Bibcode:1995ARA&A..33..327W. doi:10.1146/annurev.aa.33.090195.001551. 
  28. ^ «The Status of Pluto:A clarification». Den internasjonale astronomiske union, pressemelding (på engelsk). 1999. Arkivert fra originalen 15. juni 2006. Besøkt 25. mai 2006. 
  29. ^ «IAU 2006 General Assembly: Resolutions 5 and 6» (PDF) (på engelsk). Den internasjonale astronomiske union. 24. august 2006. 
  30. ^ Lovis, C. (18. mai 2006). «Trio of Neptunes and their Belt» (på engelsk). ESO. Arkivert fra originalen 1. mars 2008. Besøkt 25. februar 2008. 
  31. ^ a b c d Hubbard, W. B. (1997). «Neptune's Deep Chemistry». Science. 275 (5304): 1279–1280. PMID 9064785. doi:10.1126/science.275.5304.1279. 
  32. ^ Atreya, S. (2006). «Water-ammonia ionic ocean on Uranus and Neptune?» (pdf). Geophysical Research Abstracts. 8: 05179. 
  33. ^ Kerr, Richard A. (1999). «Neptune Crush Methane Into Diamonds». Science. 286 (5437): 25. PMID 10532884. doi:10.1126/science.286.5437.25a. 
  34. ^ «Weird water lurking inside giant planets». New Scientist (på engelsk). 1. september 2010. 
  35. ^ Podolak, M. (1995). «Comparative models of Uranus and Neptune». Planetary and Space Science. 43 (12): 1517–1522. Bibcode:1995P&SS...43.1517P. doi:10.1016/0032-0633(95)00061-5. 
  36. ^ Nettelmann, N. «Interior Models of Jupiter, Saturn and Neptune» (PDF) (på engelsk). University of Rostock. Arkivert fra originalen (PDF) 18. juli 2011. Besøkt 25. februar 2008. 
  37. ^ Crisp, D. (14. juni 1995). «Hubble Space Telescope Observations of Neptune» (på engelsk). Hubble News Center. Besøkt 22. april 2007. 
  38. ^ a b c d e f g h i Lunine, Jonathan I. (1993). «The Atmospheres of Uranus and Neptune». Lunar and Planetary Observatory, University of Arizona. Bibcode:1993ARA&A..31..217L. doi:10.1146/annurev.aa.31.090193.001245. 
  39. ^ a b c Max, C. E. (2003). «Cloud Structures on Neptune Observed with Keck Telescope Adaptive Optics». The Astronomical Journal,. 125 (1): 364–375. Bibcode:2003AJ....125..364M. doi:10.1086/344943. 
  40. ^ Ødegaard, Knut Jørgen Røed (10. juli 2011). «Gratulerer med dagen, Neptun!». NRK.no. Besøkt 12. juni 2012. 
  41. ^ a b Encrenaz, Therese (2003). «ISO observations of the giant planets and Titan: what have we learnt?». Planet. Space Sci. 51 (2): 89–103. Bibcode:2003P&SS...51...89E. doi:10.1016/S0032-0633(02)00145-9. 
  42. ^ Broadfoot, A.L. (1999). «Ultraviolet Spectrometer Observations of Neptune and Triton» (pdf). Science. 246 (4936): 1459–1456. Bibcode:1989Sci...246.1459B. PMID 17756000. doi:10.1126/science.246.4936.1459. 
  43. ^ Herbert, Floyd (1999). «Ultraviolet Observations of Uranus and Neptune». Planet.Space Sci. 47 (8–9): 1119–1139. Bibcode:1999P&SS...47.1119H. doi:10.1016/S0032-0633(98)00142-1. 
  44. ^ Stanley, Sabine (11. mars 2004). «Convective-region geometry as the cause of Uranus' and Neptune's unusual magnetic fields». Nature. 428 (6979): 151–153. Bibcode:2004Natur.428..151S. PMID 15014493. doi:10.1038/nature02376. 
  45. ^ Connerney, J.E.P. (1991). «The magnetic field of Neptune». Journal of Geophysics Research. 96: 19,023–42. Bibcode:1991JGR....9619023C. 
  46. ^ a b c Ness, N. F. (1989). «Magnetic Fields at Neptune». Science. 246 (4936): 1473–1478. Bibcode:1989Sci...246.1473N. PMID 17756002. doi:10.1126/science.246.4936.1473. 
  47. ^ Russell, C. T. (1997). «Neptune: Magnetic Field and Magnetosphere» (på engelsk). University of California, Los Angeles. Arkivert fra originalen 29. juni 2019. Besøkt 10. august 2006. 
  48. ^ Blue, Jennifer (8. desember 2004). «Nomenclature Ring and Ring Gap Nomenclature». Gazetteer of Planetary (på engelsk). USGS. Besøkt 28. februar 2008. 
  49. ^ Guinan, E. F. (1982). «Evidence for a Ring System of Neptune». Bulletin of the American Astronomical Society. 14: 658. Bibcode:1982BAAS...14..658G. 
  50. ^ Goldreich, P. (1986). «Towards a theory for Neptune's arc rings». Astronomical Journal. 92: 490–494. Bibcode:1986AJ.....92..490G. doi:10.1086/114178. 
  51. ^ Nicholson, P. D.; m.fl. (1990). «Five Stellar Occultations by Neptune: Further Observations of Ring Arcs». Icarus. 87 (1): 1. Bibcode:1990Icar...87....1N. doi:10.1016/0019-1035(90)90020-A. 
  52. ^ «Missions to Neptune» (på engelsk). The Planetary Society. 2007. Arkivert fra originalen 8. februar 2006. Besøkt 11. oktober 2007. 
  53. ^ Wilford, John Noble (15. desember 1989). «Scientists Puzzled by Unusual Neptune Rings» (på engelsk). Hubble News Desk. Besøkt 29. februar 2008. 
  54. ^ Munsell, Kirk (13. november 2007). «Planets: Neptune: Rings». Solar System Exploration (på engelsk). NASA. Besøkt 1. mars 2009. 
  55. ^ Salo, Heikki (1998). «Neptune's Partial Rings: Action of Galatea on Self-Gravitating Arc Particles». Science. 282 (5391): 1102–1104. Bibcode:1998Sci...282.1102S. PMID 9804544. doi:10.1126/science.282.5391.1102. 
  56. ^ Staff (26. mars 2005). «Neptune's rings are fading away» (på engelsk). New Scientist. Besøkt 6. september 2007. 
  57. ^ a b Lavoie, Sue (16. februar 2000). «PIA02245: Neptune's blue-green atmosphere» (på engelsk). NASA JPL. Besøkt 28. februar 2008. 
  58. ^ Lavoie, Sue (8. januar 1998). «PIA01142: Neptune Scooter» (på engelsk). NASA. Besøkt 26. mars 2006. 
  59. ^ a b Suomi, V. E. (1991). «High Winds of Neptune: A possible mechanism». Science. 251 (4996): 929–932. Bibcode:1991Sci...251..929S. PMID 17847386. doi:10.1126/science.251.4996.929. 
  60. ^ Hammel, H. B. (1989). «Neptune's wind speeds obtained by tracking clouds in Voyager 2 images». Science. 245 (4924): 1367–1369. Bibcode:1989Sci...245.1367H. PMID 17798743. doi:10.1126/science.245.4924.1367. 
  61. ^ Orton, G. S., Encrenaz T., Leyrat C., Puetter, R. and Friedson, A. J. (2007). «Evidence for methane escape and strong seasonal and dynamical perturbations of Neptune's atmospheric temperatures». Astronomy and Astrophysics. 473: L5–L8. Bibcode:2007A&A...473L...5O. doi:10.1051/0004-6361:20078277. 
  62. ^ Orton, Glenn (18. september 2007). «A Warm South Pole? Yes, On Neptune!» (på engelsk). ESO. Arkivert fra originalen 2. oktober 2007. Besøkt 20. september 2007. 
  63. ^ a b Villard, Ray (15. mai 2003). «Brighter Neptune Suggests A Planetary Change Of Seasons» (på engelsk). Hubble News Center. Besøkt 26. februar 2008. 
  64. ^ Hammel, H. B. (1995). «Hubble Space Telescope Imaging of Neptune's Cloud Structure in 1994». Science. 268 (5218): 1740–1742. Bibcode:1995Sci...268.1740H. PMID 17834994. doi:10.1126/science.268.5218.1740. 
  65. ^ Lavoie, Sue (29. januar 1996). «PIA00064: Neptune's Dark Spot (D2) at High Resolution» (på engelsk). NASA JPL. Besøkt 28. februar 2008. 
  66. ^ S. G., Gibbard (2003). «The altitude of Neptune cloud features from high-spatial-resolution near-infrared spectra» (PDF). Icarus. 166 (2): 359–374. Bibcode:2003Icar..166..359G. doi:10.1016/j.icarus.2003.07.006. Arkivert fra originalen (PDF) . Besøkt 26. februar 2008.  «Arkivert kopi» (PDF). Arkivert fra originalen (PDF) 20. februar 2012. Besøkt 23. november 2011. 
  67. ^ Stratman, P. W. (2001). «EPIC Simulations of Bright Companions to Neptune's Great Dark Spots» (PDF). Icarus. 151 (2): 275–285. Bibcode:1998Icar..132..239L. doi:10.1006/icar.1998.5918. Besøkt 26. februar 2008. 
  68. ^ Sromovsij, L. A. (2000). «The unusual dynamics of new dark spots on Neptune». Bulletin of the American Astronomical Society. 32: 1005. Bibcode:2000DPS....32.0903S. 
  69. ^ «Happy birthday Neptune» (på engelsk). ESA/Hubble. Besøkt 13. juli 2011. 
  70. ^ a b Williams, Sam (2004). «Heat Sources within the Giant Planets» (på engelsk). University of California, Berkeley. Arkivert fra originalen 30. april 2005. Besøkt 10. mars 2008. 
  71. ^ Lindal, Gunnar F. (1992). «The atmosphere of Neptune – an analysis of radio occultation data acquired with Voyager 2». Astronomical Journal. 103: 967–982. Bibcode:1992AJ....103..967L. doi:10.1086/116119. 
  72. ^ «Class 12 – Giant Planets – Heat and Formation». 3750 – Planets, Moons & Rings (på engelsk). Colorado University, Boulder. 2004. Arkivert fra originalen 21. juni 2008. Besøkt 13. mars 2008. 
  73. ^ Pearl, J. C. (1991). «The albedo, effective temperature, and energy balance of Neptune, as determined from Voyager data». Journal of Geophysical Research Supplement. 96: 18,921–18,930. Bibcode:1991JGR....9618921P. 
  74. ^ a b Williams, Sam (25. november 2004). «Heat Sources Within the Giant Planets». UC Berkeley. Arkivert fra originalen (dok) 30. april 2005. Besøkt 20. februar 2008.  «Arkivert kopi». Arkivert fra originalen 30. april 2005. Besøkt 18. august 2013. 
  75. ^ Scandolo, Sandro (2003). «The Centers of Planets». American Scientist. 91 (6): 516. doi:10.1511/2003.6.516. 
  76. ^ McHugh, J. P. (1999). «Computation of Gravity Waves near the Tropopause». American Astronomical Society, DPS meeting #31, #53.07. 31. Bibcode:1999DPS....31.5307M. 
  77. ^ McHugh, J. P. (1996). «Neptune's Energy Crisis: Gravity Wave Heating of the Stratosphere of Neptune». Bulletin of the American Astronomical Society: 1078. Bibcode:1996DPS....28.0507L. 
  78. ^ McKie, Robin (9. juli 2011). «Neptune's first orbit: a turning point in astronomy» (på engelsk). guardian.co.uk. Besøkt 15. november 2011. 
  79. ^ «Neptune Completes First Orbit Since Discovery: 11th 2011 (at 21:48 U.T.±15min)» (på engelsk). 1. juli 2011. Besøkt 10. juli 2011. 
  80. ^ Atkinson, Nancy (26. august 2010). «Clearing the Confusion on Neptune’s Orbit» (på engelsk). Universe Today. Besøkt 10. juli 2011. 
  81. ^ a b Anonym (16. november 2007). «Horizons Output for Neptune 2010–2011» (på engelsk). Arkivert fra originalen 10. desember 2008. Besøkt 25. februar 2008.  – Nummer generert ved å bruke Solar System Dynamics Group, Horizons On-Line Ephemeris System.
  82. ^ Yeomans, Donald K. (13. juli 2006). «HORIZONS System» (på engelsk). NASA JPL. Besøkt 8. august 2007.  På siden, gå til «web interface» og velg så «Ephemeris Type: Elements», «Target Body: Neptune Barycenter» og «Center: Sun»
  83. ^ Williams, David R. (6. januar 2005). «Planetary Fact Sheets» (på engelsk). NASA. Besøkt 28. februar 2008. 
  84. ^ Hubbard, W. B. (1991). «Interior Structure of Neptune: Comparison with Uranus». Science. 253 (5020): 648–651. Bibcode:1991Sci...253..648H. PMID 17772369. doi:10.1126/science.253.5020.648. 
  85. ^ Stern, S. Alan; Colwell, Joshua E. (1997). «Collisional Erosion in the Primordial Edgeworth-Kuiper Belt and the Generation of the 30–50 AU Kuiper Gap». The Astrophysical Journal. Geophysical, Astrophysical, and Planetary Sciences, Space Science Department, Southwest Research Institute. 490 (2): 879–882. Bibcode:1997ApJ...490..879S. doi:10.1086/304912. 
  86. ^ Petit, Jean-Marc (1998). «Large Scattered Planetesimals and the Excitation of the Small Body Belts» (PDF) (på engelsk). Arkivert fra originalen (PDF) 1. desember 2007. Besøkt 23. juni 2007. 
  87. ^ «List Of Transneptunian Objects» (på engelsk). Minor Planet Center. Besøkt 25. oktober 2010. 
  88. ^ Jewitt, David (2004). «The Plutinos» (på engelsk). UCLA. Besøkt 28. februar 2008. 
  89. ^ Varadi, F. (1999). «Periodic Orbits in the 3:2 Orbital Resonance and Their Stability». The Astronomical Journal. 118 (5): 2526–2531. Bibcode:1999AJ....118.2526V. doi:10.1086/301088. 
  90. ^ Chiang, E. I. (2003). «Resonance Occupation in the Kuiper Belt: Case Examples of the 5 : 2 and Trojan Resonances». The Astronomical Journal. 126: 430–443. Bibcode:2003AJ....126..430C. arXiv:astro-ph/0301458 Åpent tilgjengelig. doi:10.1086/375207. 
  91. ^ Sheppard, Scott S. (10. september 2010). «Detection of a Trailing (L5) Neptune Trojan». Science (5997): 1304. Bibcode:2010Sci...329.1304S. PMID 20705814. doi:10.1126/science.1189666. 
  92. ^ Boss, Alan P. (30. september 2002). «Formation of gas and ice giant planets». Earth and Planetary Science Letters. 
  93. ^ Thommes, Edward W. (2001). «The formation of Uranus and Neptune among Jupiter and Saturn». The Astronomical Journal. 123 (5): 2862–2883. Bibcode:2002AJ....123.2862T. arXiv:astro-ph/0111290 Åpent tilgjengelig. doi:10.1086/339975. 
  94. ^ Hansen, Kathryn (7. juni 2005). «Orbital shuffle for early solar system» (på engelsk). Geotimes. Besøkt 26. august 2007. 
  95. ^ Crida, A. (2009). «Solar System formation». Reviews in Modern Astronomy. 21. Bibcode:2009arXiv0903.3008C. arXiv:0903.3008 Åpent tilgjengelig. 
  96. ^ Desch, S. J. (2007). «Mass Distribution and Planet Formation in the Solar Nebula». The Astrophysical Journal. 671 (1): 878–893. Bibcode:2007ApJ...671..878D. doi:10.1086/522825. 
  97. ^ Smith, R. (2009). «Resolved debris disc emission around η Telescopii: a young solar system or ongoing planet formation?». Astronomy and Astrophysics. 493 (1): 299–308. Bibcode:2009A&A...493..299S. doi:10.1051/0004-6361:200810706. 
  98. ^ Agnor, Craig B. (2006). «Neptune's capture of its moon Triton in a binary–planet gravitational encounter». Nature. Nature Publishing Group. 441 (7090): 192–194. Bibcode:2006Natur.441..192A. PMID 16688170. doi:10.1038/nature04792. 
  99. ^ Chyba, Christopher F. (1989). «Tidal evolution in the Neptune-Triton system». Astronomy and Astrophysics. EDP Sciences. 219 (1–2): L23–L26. Bibcode:1989A&A...219L..23C. 
  100. ^ Wilford, John N. (29. august 1989). «Triton Be Coldest Spot in Solar System» (på engelsk). The New York Times. Besøkt 29. februar 2008. 
  101. ^ R. M., Nelson (1990). «Temperature and Thermal Emissivity of the Surface of Neptune's Satellite Triton». Science. 250 (4979): 429–431. Bibcode:1990Sci...250..429N. PMID 17793020. doi:10.1126/science.250.4979.429. 
  102. ^ Stone, E. C. (1989). «The Voyager 2 Encounter with the Neptunian System». Science. 246 (4936): 1417–1421. Bibcode:1989Sci...246.1417S. PMID 17755996. doi:10.1126/science.246.4936.1417. 
  103. ^ Brown, Michael E. «The Dwarf Planets» (på engelsk). California Institute of Technology, Department of Geological Sciences. Besøkt 9. februar 2008. 
  104. ^ Holman, M.J. (2004). «Discovery of five irregular moons of Neptune». Nature. 430 (7002). doi:10.1038/nature02832. 
  105. ^ Staff (18. august 2004). «Five new moons for planet Neptune» (på engelsk). BBC News. Besøkt 6. august 2007. 
  106. ^ Yeomans, D. K. (15. juli 2013). «Planetary Satellite Discovery Circumstances». JPL Solar System Dynamics web site. Jet Propulsion Lab. Besøkt 17. juli 2013. 
  107. ^ Kelly Beatty (15. juli 2013). «Neptune's Newest Moon». Sky & Telescope. Arkivert fra originalen 16. juli 2013. Besøkt 15. juli 2013. 
  108. ^ Max, C. (1999). «Adaptive Optics Imaging of Neptune and Titan with the W.M. Keck Telescope». Bulletin of the American Astronomical Society. 31: 1512. Bibcode:1999BAAS...31.1512M. 
  109. ^ Gibbard, S. G. (1999). «High-Resolution Infrared Imaging of Neptune from the Keck Telescope». Icarus. 156 (1): 1–15. Bibcode:2002Icar..156....1G. doi:10.1006/icar.2001.6766. 
  110. ^ Phillips, Cynthia (5. august 2003). «Fascination with Distant Worlds» (på engelsk). SETI. Arkivert fra originalen 3. november 2007. Besøkt 3. oktober 2007. 

Litteratur

[rediger | rediger kilde]
Litteratur til artikkelen
  • Baum. mai Richard (2003). In Search of Planet Vulcan: The Ghost in Newton's Clockwork Universe (på engelsk). Basic Books. ISBN 0-7382-0889-2. 
  • Bouvard, A. (1821). Tables astronomiques publiées par le Bureau des Longitudes de France (på fransk). Paris: Bachelier. 
  • Burgess, Eric (1991). Far Encounter: The Neptune System (på engelsk). Columbia University Press. ISBN 0-231-07412-3. 
  • Cox, Arthur N. (2001). Allen's Astrophysical Quantities (på engelsk). Springer. ISBN 0-387-98746-0. 
  • Cruikshank, Dale P. (1996). Neptune and Triton (på engelsk). University of Arizona Press. ISBN 0-8165-1525-5. 
  • Davies, John (2001). Beyond Pluto: Exploring the outer limits of the solar system (på engelsk). Cambridge University Press. ISBN 0521800196. 
  • Elkins-Tanton, Linda T. (2006). Uranus, Neptune, Pluto, and the Outer Solar System (på engelsk). New York: Chelsea House. ISBN 0-8160-5197-6. 
  • Hirschfeld, Alan (2001). Parallax: The Race to Measure the Cosmos (på engelsk). New York: Henry Holt. ISBN 0-8050-7133-4. 
  • Littmann, Mark (2004). Planets Beyond: Discovering the Outer Solar System (på engelsk). Courier Dover Publications. ISBN 0-486-43602-0. 
  • Moore, Patrick (2000). The Data Book of Astronomy (på engelsk). CRC Press. ISBN 0-7503-0620-3. 
  • Unsöld, Albrecht; Baschek, Bodo (2001). The New Cosmos: An Introduction to Astronomy and Astrophysics (på engelsk) (5 utg.). Springer. ISBN 3-540-67877-8. 
Videre lesning
  • Miner, Ellis D. (2002). Neptune: The Planet, Rings, and Satellites (på engelsk). Springer-Verlag. ISBN 1-85233-216-6. 
  • Standage, Tom (2001). The Neptune File (på engelsk). Penguin. ISBN 0802713637. 

Eksterne lenker

[rediger | rediger kilde]
PortalikonPortal:Astronomi


Hentet fra «https://no.wikipedia.org/w/index.php?title=Neptun_(planet)&oldid=24617164»