Această intrare are o versiune vorbită (veți găsi o casetă, mai jos, cu linkul). Faceți clic aici pentru a accesa proiectul Wikipedia vorbit
Acesta este un articol prezentat. Faceți clic aici pentru informații mai detaliate

Neptun (astronomie)

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
Neptun
Neptun - Voyager 2 (29347980845) aplatizează crop.jpg
Neptun văzut de sonda Voyager 2 , la aproximativ 7 milioane de km de planetă
Mama vedetă Soare
Descoperire 23 septembrie 1846 [1]
Descoperitori Urbain Le Verrier
John Couch Adams
Johann Galle
Clasificare Gigant gazos
Parametrii orbitali
(la momentul respectiv J2000)
Axa semi-majoră 4 498 252 900 km
30,06896348 au
Periheliu 4 459 631 496 km
29.81079527 au [2]
Afelion 4 536 874 325 km
30.32713169 au [2]
Circum. orbital 28 263 000 000 km
188.925 au
Perioadă orbitală 60 223,3528 zile
(164,88 ani ) [3]
Perioada sinodică 367,49 zile [4]
Viteza orbitală 5.385 km / s (min)
5.432 km / s (medie)
5.479 km / s (max)
Înclinarea orbitală 1,76917 °
Respectați înclinația
la egal. a Soarelui		 6,43 °
Excentricitate 0,00858587
Longitudine de
nod ascendent		 131,72169 °
Argom. a periheliului 273.24966 °
Sateliți 14
Inele 10
Date fizice
Diametru egal 49 528 km [5] [6]
Diametrul polar 48 681 km [5] [6]
Zdrobitor 0,0171
Suprafaţă 7.619 × 10 15 m² [3] [6]
Volum 6.254 × 10 22 m³ [4] [6]
Masa
1,0243 × 10 26 kg [4]
Densitate medie 1,638 kg / m³ [4]
Accelerare de greutate la suprafață 11,15 m / s²
(1,14 g) [4] [6]
Viteza de evacuare 23,5 km / s [4] [6]
Perioada de rotație 16.11 ore
(16 h 6 min 36 s) [4]
Viteza de rotație
(la ecuator)		 2 680 m / s
Înclinarea axială 28,32 ° [4]
Temperatura
superficial		 50 K ( −223 ° C ) (min)
53 K ( −220 ° C ) (medie)
Albedo 0,41 [4]
Date observaționale
Aplicația Magnitude. 7,70 [4] [7] (min)
7,84 [4] [7] (medie)
8,00 [4] [7] (max)
Aplicația Magnitude. 7.67 și 8
Magnitudine abs. -6,93
Diametru
aparent		 2.0 " [4] [7] (mediu)
2.4 " [4] [7] (max)
Editați datele pe Wikidata · Manual

Neptun este a opta și cea mai îndepărtată planetă din Sistemul Solar care începe de la Soare. Este a patra cea mai mare planetă, având în vedere diametrul ei, și a treia ca mărime când se ia în considerare masa sa. Neptun este de 17 ori mai mare decât masa Pământului și este puțin mai masiv decât Uranus , aproape gemeni, a cărui masă este egală cu 15 mase ale Pământului, dar este mai puțin dens decât Neptun. [8] Numele planetei este dedicat zeului roman al mării (Neptun) ; simbolul său este ♆ ( Simbol astronomic al lui Neptun ), o versiune stilizată a tridentului lui Neptun.

Descoperită în seara zilei de 23 septembrie 1846 de Johann Gottfried Galle cu telescopul Observatorului Astronomic din Berlin și Heinrich Louis d'Arrest , un student de astronomie care l-a asistat, [1] Neptun a fost prima planetă găsită prin calcule matematicieni. mai degrabă decât prin observații regulate: schimbări neobișnuite pe orbita lui Uranus i-au determinat pe astronomi să creadă că există o planetă necunoscută în exterior care îi perturba orbita. Planeta a fost descoperită la doar un grad de punctul prevăzut. Luna Triton a fost identificată la scurt timp după aceea, dar niciunul dintre cei treisprezece sateliți naturali ai lui Neptun nu a fost descoperit înainte de secolul al XX-lea . Planeta a fost vizitată de o singură sondă spațială , Voyager 2 care a trecut aproape de ea pe 25 august 1989 .

Neptun are o compoziție similară cu cea a lui Uranus și ambele au compoziții diferite de cele ale planetelor mai mari de gaze Jupiter și Saturn . Pentru aceasta sunt uneori clasați într-o categorie separată, așa-numiții „ giganți de gheață ”. Atmosfera din Neptun , deși asemănătoare cu cele ale lui Jupiter și Saturn fiind compusă în principal din hidrogen și heliu , are și proporții mai mari de „ înghețuri ”, cum ar fi apa , amoniacul și metanul , împreună cu urme de hidrocarburi și poate azot . [9] În schimb, interiorul planetei este în esență compus din gheață și roci, ca și colegul său Uranus. [10] Urmele de metan prezente în straturile exterioare ale atmosferei ajută la conferirea planetei Neptun culoarea sa albastră intensă caracteristică. [11]

Neptun are cele mai puternice vânturi ale oricărei alte planete din sistemul solar. Rafalele au fost măsurate la viteze mai mari de 2 100 km / h . [12] La momentul survolării Voyager 2 în 1989 , emisfera sudică a planetei poseda o Mare Pată Întunecată comparabilă cu Marea Pată Roșie a lui Jupiter; temperatura celor mai înalți nori din Neptun era aproximativ −218 ° C , una dintre cele mai reci din sistemul solar, datorită distanței mari de Soare. Temperatura din centrul planetei este de aproximativ 7000 ° C, comparabilă cu temperatura de suprafață a Soarelui și similară cu cea a nucleul multor altora.planete cunoscute. De asemenea, planeta are un sistem de inele slab, descoperit în anii 1960, dar confirmat doar de Voyager 2. [13]

Observare

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: observarea lui Neptun .
Imagine a lui Neptun colectată în vizibil de telescopul spațial Hubble

Neptun este invizibil cu ochiul liber de pe Pământ ; magnitudinea sa aparentă , întotdeauna între 7,7 și 8,0, necesită cel puțin o pereche de binocluri pentru a permite identificarea planetei. [4] [7]

Văzut printr-un telescop mare, Neptun apare ca un mic disc albăstrui cu un diametru aparent de 2,2-2,4 secunde de arc [4] [7] asemănător cu aspectul lui Uranus . Culoarea se datorează prezenței metanului în atmosfera Neptuniană , cu o rată de 2%. S-a înregistrat o îmbunătățire semnificativă a studiului vizual al planetei de pe Pământ odată cu apariția telescopului spațial Hubble [14] și a telescoapelor mari de la sol cu optică adaptativă . [15] Cele mai bune imagini obținute astăzi de pe Pământ ne permit să identificăm cele mai pronunțate formațiuni de nori și regiunile polare, care sunt mai ușoare decât restul atmosferei . Cu instrumente mai puțin precise, este imposibil să se localizeze orice formare de suprafață pe planetă și este de preferat să te dedici căutării satelitului său principal, Triton .

Observat în frecvențe radio , Neptun pare a fi sursa a două emisii: una continuă și destul de slabă, cealaltă neregulată și mai energică. Cercetătorii cred că ambele sunt generate de câmpul magnetic rotativ al planetei. [16] Observațiile din infraroșu îmbunătățesc formațiunile de nori ale planetei, care strălucesc puternic pe fundalul mai rece și permit determinarea cu ușurință a formelor și dimensiunilor acestora. [17]

Între 2010 și 2011 Neptun și-a finalizat prima orbită în jurul Soarelui din 1846 , când a fost descoperit de Johann Galle și, prin urmare, a fost observabil lângă coordonatele la care a fost descoperit. [18]

Istoria observațiilor

Prima observare sigură a lui Neptun a fost realizată de Galileo Galilei , la 27 decembrie 1612 , care a trasat poziția planetei pe hărțile sale astronomice, confundându-l cu o stea fixă. [19] Printr-o coincidență fortuită, la acel moment mișcarea aparentă a lui Neptun era excepțional de lentă, deoarece chiar în acea zi începuse să călătorească ramura retrogradă a mișcării sale aparente pe cer și nu putea fi detectată de instrumentele primitive din Galilei. . [20] Câteva zile mai târziu, la 4 ianuarie 1613 , chiar a avut loc ocultarea lui Neptun de către Jupiter: dacă Galileo și-ar fi continuat observațiile încă câteva zile, el ar fi observat, așadar, prima ocultare a erei telescopice. [21]

În schimb, descoperirea planetei a trebuit să aștepte până la mijlocul secolului al XIX-lea .

Descoperirea

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Descoperirea lui Neptun .

Când în 1821 Alexis Bouvard a publicat primul studiu al parametrilor orbitali ai lui Uranus [22], a devenit clar pentru astronomi că mișcarea planetei s-a abătut semnificativ de la predicțiile teoretice; fenomenul ar putea fi explicat doar prin teorizarea prezenței unui alt corp mare în regiunile ultraperiferice ale sistemului solar.

Urbain Le Verrier

Independent unul de celălalt, matematicianul englez John Couch Adams (în 1843 ) și francezul Urbain Le Verrier (în 1846 ) au teoretizat cu o bună aproximare poziția și masa acestei presupuse noi planete . În timp ce cercetările lui Adams au fost neglijate de astronomul britanic George Airy , căruia i s-a adresat pentru a sublinia nevoia de a căuta noua planetă în poziția găsită, [23] [24] Le Verrier au fost aplicate de doi astronomi de la Observatorul din Berlin , Johann Gottfried Galle și Heinrich d'Arrest : după mai puțin de o jumătate de oră de la începutul perchezițiilor - ajutați de utilizarea unei diagrame stelare a regiunii în care ar fi trebuit găsit Neptun, pe care o compilaseră în nopțile precedente și cu care a comparat observațiile - la 23 septembrie 1846, cei doi au localizat planeta la mai puțin de un grad față de poziția prezisă de Le Verrier (și doisprezece grade față de poziția prezisă de Adams).

În iunie 1846, Le Verrier publicase o estimare a poziției planetei similară cu cea calculată de Adams. Acest lucru l-a determinat pe Airy să-l îndemne pe directorul Observatorului Cambridge, James Challis, să caute planeta. Challis a scotocit apoi cerul între august și septembrie, dar în zadar. [25] [26] După ce Galle a comunicat descoperirea, Challis și-a dat seama că a observat planeta de două ori în august, dar nu a identificat-o datorită metodologiei cu care abordase cercetarea. [25] [27]

În urma descoperirii, s-a dezvoltat o rivalitate aprinsă între francezi și britanici cu privire la prioritatea descoperirii, din care a apărut în cele din urmă consensul internațional că ambii, Le Verrier și Adams, meritau meritul. Întrebarea a fost redeschisă în 1998 , după moartea astronomului Olin Eggen , de la descoperirea unui dosar, numit „hârtii Neptun”, de care Eggen se afla. Dosarul conține documente istorice de la Royal Greenwich Observatory care par să fi fost furate de Eggen însuși și ascunse timp de aproape trei decenii. [28] După vizionarea acestor documente, unii istorici sugerează că Adams nu merită un credit egal cu Le Verrier. Din 1966, Dennis Rawlins a pus la îndoială credibilitatea cererii de descoperire a lui Adams. Într-un articol din 1992 din ziarul său, Dio , el a exprimat opinia că afirmația britanică este „furtul”. [29] În 2003, Nicholas Kollerstrom de la University College London a spus: "Adams a făcut câteva calcule, dar nu era sigur unde a spus că se află Neptun". [30] [31] [32]

Denumirea

La scurt timp după descoperire, Neptun a fost denumit pur și simplu „planeta ultraperiferică a lui Uranus”. Galle a fost primul care a sugerat un nume și a propus să-l numească în cinstea zeului Janus . În Anglia Challis a avansat numele Ocean . [33]

Revendicând dreptul de a numi noua planetă pe care a descoperit-o, Le Verrier a propus numele de Neptun , susținând în mod fals, printre altele, că numele a fost deja aprobat oficial de Biroul francez de lungimi . [34] În octombrie a încercat să numească planeta Le Verrier , din propriul său nume, și a fost susținut patriotic de directorul Observatorului din Paris , François Arago . Deși această propunere a întâmpinat o opoziție dură în afara Franței, [35] almanahurile franceze au reintrodus rapid numele Herschel pentru Uranus , numit după descoperitorul său William Herschel , și Leverrier pentru noua planetă. [36]

La 29 decembrie 1846, Friedrich von Struve s- a exprimat public în favoarea numelui Neptun la Academia de Științe din Sankt Petersburg [37] și în câțiva ani Neptun a devenit numele universal acceptat. În mitologia romană , Neptun este zeul mării, identificat cu grecul Poseidon . Solicitarea unui nume mitologic părea în concordanță cu nomenclatura celorlalte planete care își iau numele de la zei romani, cu excepția doar a Pământului și a lui Uranus, care în schimb o derivă dintr-o zeitate a mitologiei grecești. [38]

Din 1850 până astăzi

William Lassell

Deja la 10 octombrie 1846 , la șaptesprezece zile după descoperirea lui Neptun, astronomul englez William Lassell și-a descoperit principalul satelit Triton .[39]

La sfârșitul secolului al XIX-lea s- a emis ipoteza că presupusele nereguli observate în mișcarea lui Uranus și Neptun provin din prezența unei alte planete exterioare. [40] După ample campanii de cercetare, Pluto a fost descoperit pe 18 februarie 1930 la coordonatele prezise de calculele lui William Henry Pickering și Percival Lowell pentru noua planetă. Cu toate acestea, noua planetă a fost prea departe pentru ca ea să genereze neregulile găsite în mișcarea lui Uranus, în timp ce cele găsite în mișcarea lui Neptun derivă dintr-o eroare în estimarea masei planetei (care a fost identificată cu misiunea Voyager 2 ) [41] și că a fost la originea, printre altele, a neregulilor lui Uranus. Descoperirea lui Pluto a fost, așadar, destul de fortuită. [42]

Datorită distanței sale mari, cunoștințele despre Neptun au rămas fragmentare cel puțin până la mijlocul secolului al XX-lea, când Gerard Kuiper a descoperit a doua sa lună, Nereid . În anii 1970 și 1980 , s-au acumulat indicii privind prezența probabilă a inelelor sau a arcurilor inelare . În 1981, Harold Reitsema și-a descoperit al treilea satelit Larissa . [43]

În august 1989 , cunoștințele au primit un impuls uriaș din zborul primei sonde automate trimise pentru a explora împrejurimile planetei, Voyager II . Sonda a identificat detalii importante ale atmosferei planetei, a confirmat existența a cinci inele și a identificat noi sateliți pe lângă cei deja descoperiți de Pământ . [44]

Misiuni spațiale

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Explorarea lui Neptun și Voyager 2 .
Sonda spațială Voyager 2 care zboară peste Neptun (reprezentare artistică)

Singura sondă spațială care a vizitat Neptun a fost Voyager 2 , în 1989 ; cu un zbor îndeaproape al planetei, Voyager a făcut posibilă identificarea principalelor formațiuni atmosferice , a unor inele și a numeroșilor sateliți. La 25 august 1989 , sonda a survolat polul nord al Neptunului la o altitudine de 4 950 km și apoi se îndreaptă spre Tritone , cel mai mare satelit, ajungând la o distanță minimă de aprox 40 000 km .

După ultimele măsurători științifice efectuate în timpul fazei de îndepărtare de gigantul gazos, pe 2 octombrie 1989 , toate instrumentele sondei au fost oprite, lăsând în funcțiune doar spectrometrul ultraviolet. Voyager 2 a început astfel un marș lung spre spațiul interstelar , cu viteza de 470 de milioane de kilometri pe an; înclinația traiectoriei sale față de ecliptică este de aproximativ 48 °. În ritmul său actual, se crede că Voyager 2 trece la 4,3 ani-lumină de sistemul Sirius în 296.000 de ani. [45]

Două misiuni posibile sunt studiate de NASA : un orbitator , a cărui lansare nu este așteptată înainte de 2040 [46] și o sondă care ar zbura pe planetă pentru a continua spre două sau trei obiecte din centura Kuiper , a căror lansare ar putea avea loc în 2019 . [47] [48]

Parametrii orbitali și de rotație

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: parametrii orbitali ai lui Neptun .
Ultima imagine a întregului disc Neptun realizată de Voyager 2 înainte de cea mai apropiată abordare

Planeta finalizează o revoluție în jurul Soarelui în aproximativ 164,79 de ani. [3] Cu o masă de aproximativ 17 ori mai mare decât a Pământului și o densitate medie de 1,64 ori mai mare decât cea a apei , Neptun este cea mai mică și cea mai densă dintre planetele gigantice din sistemul solar . Raza sa ecuatorială, plasând zero altimetric la altitudinea în care este valabilă presiunea atmosferică 1 000 hPa , este 24 764 km .

Orbita lui Neptun este caracterizată printr-o înclinație de 1,77 ° față de planul eclipticii și printr-o excentricitate de 0,011. În consecință, distanța dintre Neptun și Soare variază cu 101 milioane de kilometri între periheliu și afeliu , punctele orbitei în care planeta este respectiv cea mai apropiată și cea mai îndepărtată de Soare. [2]

Neptun finalizează o rotație completă în jurul axei sale în aproximativ 16,11 ore. Axa este înclinată cu 28,32 ° față de planul orbital , [49] o valoare similară cu unghiul de înclinare al axei Pământului (23 °) și Marte (25 °). Ca urmare, cele trei planete experimentează schimbări sezoniere similare. Cu toate acestea, lunga perioadă orbitală presupune că fiecare anotimp pe Neptun are o durată de aproximativ patruzeci de ani de pe Pământ. [50]

Deoarece Neptun nu este un corp solid, atmosfera sa prezintă o rotație diferențială : centurile ecuatoriale largi se rotesc cu o perioadă de aproximativ 18 ore, mai mare decât perioada de rotație a câmpului magnetic al planetei care este egală cu 16,1 ore; regiunile polare, pe de altă parte, completează o rotație în 12 ore. Neptun are cea mai marcată rotație diferențială din sistemul solar [51], care provoacă vânturi longitudinale puternice. [52]

Obiecte transneptuniene

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: centura Kuiper .
Diagrama prezintă rezonanțele orbitale din Centura Kuiper cauzate de Neptun: în regiunile evidențiate obiecte cu o rezonanță 2: 3 cu Neptun ( plutinos ), obiectele clasice ale Centurii Kuiper ( Cubewans ) și obiecte cu o orbită de rezonanță 1 : 2 cu Neptun (cei doi ).

Noile descoperiri ale multor corpuri cerești din sistemul solar exterior i- au determinat pe astronomi să inventeze un nou termen, obiect trans-neptunian , care desemnează orice obiect care orbitează dincolo de orbita lui Neptun (sau cel puțin format în acea regiune).

Neptun are un impact profund asupra regiunii chiar dincolo de orbita sa, de la 30 au până la 55 au de la Soare și cunoscut sub numele de Centura Kuiper , un inel de mici lumi înghețate asemănătoare cu centura principală de asteroizi, dar mult mai mare. [53] La fel cum gravitația lui Jupiter domină centura principală, definindu-i forma, tot așa gravitația lui Neptun domină complet centura Kuiper. De-a lungul istoriei Sistemului Solar, gravitația lui Neptun a destabilizat anumite regiuni ale Centurii, creând lacune în ele. Suprafața cuprinsă între 40 și 42 UA este un exemplu. [54]

Cu toate acestea, în aceste regiuni goale, există orbite în urma cărora unele obiecte au reușit să supraviețuiască în miliarde de ani care au condus la structura actuală a sistemului solar . Aceste orbite prezintă fenomene de rezonanță cu Neptun, adică obiectele care călătoresc prin ele completează o orbită în jurul Soarelui într-o fracțiune precisă a perioadei orbitale a Neptunului. Dacă un corp își completează propria orbită pentru fiecare două orbite ale lui Neptun, acesta va fi finalizat jumătate din orbita sa de fiecare dată când planeta revine la poziția sa inițială. Cea mai mare populație de obiecte rezonante, cu peste 200 de obiecte cunoscute, are o rezonanță 2: 3 cu planeta. [55] Astfel de obiecte, care completează o orbită pentru fiecare orbită și jumătate din Neptun, au fost numite plutinos după cel mai mare dintre ele, Pluto . [56] Deși Pluto traversează orbita lui Neptun în mod regulat, rezonanța garantează că nu se vor ciocni niciodată. [57] Un alt grup important al centurii Kuiper este cel al twotini , care se caracterizează printr-o rezonanță 2: 1; apoi există obiecte care au și alte rapoarte de rezonanță, dar nu sunt foarte numeroase. Alte rapoarte observate includ: 3: 4, 3: 5, 4: 7 și 2: 5. [58]

Este curios să observăm că, datorită excentricității ridicate a orbitei lui Pluto , Neptun se găsește periodic mai departe de Soare decât cel din urmă, așa cum sa întâmplat între 1979 și 1999 .

Neptun are, de asemenea, o serie de asteroizi troieni , care ocupă regiunile stabile gravitațional care preced și urmează planeta pe orbita sa și identificate ca L4 și L5 . De asemenea, asteroizii troieni sunt adesea descriși ca obiecte în rezonanță 1: 1 cu Neptun. Sunt remarcabil de stabile pe orbita lor și este puțin probabil să fi fost capturate de planetă, dar se crede că s-au format cu ea. [59]

Instruire și migrație

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Formarea și evoluția sistemului solar .
O serie de imagini care prezintă relațiile reciproce dintre planetele exterioare și centura Kuiper conform modelului Nice: a) Înaintea rezonanței Jupiter / Saturn 2: 1 b) Mișcarea obiectelor centurii Kuiper din sistemul solar după alunecarea orbita lui Neptun c) După expulzarea corpurilor centurii Kuiper de către Jupiter.

Formarea uriașilor înghețați, Neptun și Uranus, este dificil de explicat exact. Modelele actuale sugerează că densitatea materiei din regiunile ultraperiferice ale sistemului solar a fost prea mică pentru a forma corpuri atât de mari prin metoda tradițională acceptată de acumulare și au fost avansate diverse ipoteze pentru a explica evoluția lor. Unul este că uriașii de gheață nu s-au format prin acumularea nucleului, ci prin instabilitățile discului protoplanetar original și, mai târziu, atmosfera lor a fost suflată de radiația unei stele masive de clasă foarte spectrală OB. [60] Un concept alternativ este acela că s-au format mai aproape de Soare, unde densitatea materiei era mai mare și apoi au migrat către orbitele lor actuale. [61]

Ipoteza migrației este favorizată de caracteristica sa de a putea explica rezonanțele orbitale actuale din Centura Kuiper , în special rezonanța 2: 5. Pe măsură ce Neptun a migrat spre exterior, s-a ciocnit cu obiectele din centura Kuiper, creând noi rezonanțe și trimitând alte orbite în haos. Se crede că obiectele din discul difuz au fost împinse în pozițiile lor actuale prin interacțiuni cu rezonanțe create de migrația lui Neptun. [62] Modelul Nice , un model computerizat formulat în 2004 de Alessandro Morbidelli de la Observatorul Côte d'Azur din Nisa , sugerează că migrarea lui Neptun în Centura Kuiper ar fi putut fi cauzată de formarea unei rezonanțe 1: 2 pe orbite a lui Jupiter și Saturn , care a creat o atracție gravitațională care i-a trimis atât pe Uranus, cât și pe Neptun pe orbite superioare, determinându-i astfel să se deplaseze. Ejectarea rezultată a obiectelor din centura proto-Kuiper ar putea explica, de asemenea, intensul bombardament târziu care a avut loc la aproximativ 600 de milioane de ani după formarea sistemului solar și apariția asteroizilor troieni ai lui Jupiter . [63] [64]

Masă și dimensiuni

Mărimea Pământului și a lui Neptun în comparație

Cu o masă de 1,0243 × 10 26 kg [4] Neptun este un corp intermediar între Pământ și marii uriași gazoși : masa sa este de șaptesprezece ori mai mare decât Pământul, dar este doar un al nouăsprezecelea din cel al lui Jupiter . [8] Raza ecuatorială a planetei este 24 764 km , [5] de aproximativ patru ori mai mare decât Pământul. Neptun și Uranus sunt adesea considerați a fi o subclasă de giganți, numiți "giganți de gheață", datorită dimensiunii lor mai mici și a concentrației mai mari de volatili decât Jupiter și Saturn. [65] În căutarea exoplanetelor, Neptun a fost folosit ca termen de comparație: planetele descoperite cu o masă similară sunt de fapt numite „planete Neptuniene”, [66] la fel cum astronomii se referă la diferiții „Jupiteri”.

Structura interna

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: structura internă a lui Neptun .

Structura internă a lui Neptun seamănă cu cea a lui Uranus ; atmosfera sa formează aproximativ 5-10% din masa planetei, extinzându-se de la 10 la 20% din raza sa, unde atinge presiuni de aproximativ 10 giga pascale . În regiunile mai adânci, s-au găsit concentrații în creștere de metan , amoniac și apă . [67]

Structura internă a lui Neptun:
1. Atmosferă superioară, vârful norilor.
2. Atmosfera inferioară, formată din hidrogen, heliu și gaz metan.
3. Manta înghețată de apă, amoniac și metan.
4. Miezul de rocă și gheață.

Treptat, această regiune mai caldă și mai întunecată se condensează într-o manta lichidă supraîncălzită, unde temperaturile ating valori între 2 000 K și i 5 000 K. Mantaua are o masă de 10-15 mase terestre și este bogată în apă , amoniac , metan și alte substanțe. [1] Așa cum este obișnuit în științele planetare, acest amestec este numit „înghețat”, deși este de fapt un fluid fierbinte și foarte dens. Acest fluid, care are o conductivitate electrică ridicată , este uneori numit „oceanul apei și amoniacului”. [68] La adâncimea de 7 000 km , scenariul ar putea fi unul în care metanul se descompune în cristale de diamant și precipită spre centru. [69] Nucleul planetar al lui Neptun este compus din fier , nichel și silicați ; modelele asigură o masă de aproximativ 1,2 mase terestre. [70] Presiunea centrală este 7 Mbar , de milioane de ori mai mare decât cea a suprafeței pământului, iar temperatura ar putea fi de aproximativ 5 400 K. [67] [71]

Căldură internă

Si ritiene che le maggiori variazioni climatiche di Nettuno, comparate con quelle di Urano , siano dovute in parte al suo calore interno più elevato. [72] Sebbene Nettuno sia distante dal Sole una volta e mezzo più di Urano e riceva quindi solo il 40% della quantità di luce, [9] la superficie dei due pianeti è grosso modo uguale. [72] Le regioni più superficiali della troposfera di Nettuno raggiungono la bassa temperatura di −221,4 °C . Alla profondità in cui la pressione atmosferica è pari a 1 bar la temperatura è di −201,15 °C . [73] In profondità nello strato di gas, tuttavia, la temperatura sale costantemente; così come Urano, la sorgente di questo riscaldamento è sconosciuta, ma la discrepanza è maggiore: Urano irradia solo 1,1 volte la quantità di energia che riceve dal Sole, [74] mentre Nettuno ne irradia 2,61 volte tanto, indicando che la sua sorgente interna di calore genera il 161% in più dell'energia ricevuta dal Sole. [75] Nettuno è il pianeta del Sistema solare più lontano dal Sole, ma la sua sorgente interna di energia è sufficiente a causare i venti planetari più veloci visti in tutto il Sistema solare . Sono state suggerite alcune possibili spiegazioni fra le quali il calore radiogenico proveniente dal nucleo del pianeta, [76] la dissociazione del metano in catene di idrocarburi sotto elevate pressioni atmosferiche, [76] [77] ei moti convettivi della bassa atmosfera che causano onde di gravità che si dissolvono sopra la tropopausa . [78] [79]

Atmosfera

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Atmosfera di Nettuno .

Ad alta quota, l'atmosfera di Nettuno è formata all'80% da idrogeno ed al 19% da elio , [67] e tracce di metano . Notevoli bande di assorbimento del metano si trovano vicino alla lunghezza d'onda dei 600 nm nella parte rossa ed infrarossa dello spettro . Così come per Urano , quest'assorbimento della luce rossa da parte del metano atmosferico contribuisce a conferire a Nettuno il suo caratteristico colore azzurro intenso, [80] sebbene il colore azzurro differisca dal più tenue acquamarina tipico di Urano. Dato che la quantità di metano contenuta nell'atmosfera di Nettuno è simile a quella di Urano, ci dev'essere qualche altra sostanza non conosciuta che contribuisca in modo determinante a conferire questa tonalità così intensa al pianeta. [11]

L' atmosfera di Nettuno è suddivisa in due regioni principali: la bassa troposfera , dove la temperatura decresce con l'altitudine, e la stratosfera , dove la temperatura aumenta con l'altitudine; il confine fra le due, la tropopausa si trova a circa 0,1 bar . [9] La stratosfera dunque è seguita dalla termosfera alla pressione inferiore a 10 −4 −10 −5 µbar. [9] L'atmosfera sfuma gradualmente verso l' esosfera .

Una scia di nubi d'alta quota su Nettuno crea un'ombra sulla superficie di nubi sottostante
Composizione Atmosferica
Idrogeno (H 2 ) 80 ± 3,2%
Elio (He) 19 ± 3,2%
Metano (CH 4 ) 1,5 ± 0,5%
Deuteruro di idrogeno (HD) ~0,019%
Etano (C 2 H 6 ) ~0,00015%
Ghiacci
Ammoniaca (NH 3 )
Acqua (H 2 O)
Idrosolfuro di ammonio (NH 4 SH)
Metano (CH 4 )

I modelli suggeriscono che la troposfera di Nettuno sia attraversata da nubi di varia composizione a seconda dell'altitudine. Il livello superiore di nubi si trova a pressioni inferiori a 1 bar dove la temperatura è adatta alla condensazione del metano . Con pressioni fra 1 × 10 5 bar si crede si formino nubi di ammoniaca e acido solfidrico ; oltre i 5 bar di pressione, le nubi potrebbero essere costituite da ammoniaca, solfato d'ammonio ed acqua . Le nubi più profonde di ghiaccio d'acqua potrebbero formarsi a pressioni attorno ai 50 bar , dove la temperatura raggiunge gli 0 °C . Sotto ancora si potrebbero trovare delle nubi di ammoniaca e acido solfidrico. [16]

Sono state osservate nubi d'alta quota su Nettuno che formano delle ombre sopra l'opaco manto nuvoloso sottostante. Ci sono anche delle bande di nubi d'alta quota che circondano il pianeta a latitudini costanti; queste bande disposte a circonferenza hanno degli spessori di 50–150 km e si trovano a circa 50–110 km sopra il manto nuvoloso sottostante. [52]

Lo spettro di Nettuno suggerisce che i suoi strati atmosferici inferiori siano nebbiosi a causa della concentrazione di prodotti della fotolisi ultravioletta del metano , come etano e acetilene ; [9] [67] l'atmosfera contiene anche tracce di monossido di carbonio e acido cianidrico . [9] [81] La stratosfera del pianeta è più tiepida di quella di Urano a causa dell'elevata concentrazione di idrocarburi. [9]

Per ragioni ancora non conosciute la termosfera planetaria possiede una temperatura insolitamente alta, pari a circa 750 K . [82] [83] Il pianeta è troppo lontano dal Sole perché il calore sia generato dalla radiazione ultravioletta ; una possibilità per spiegare il meccanismo di riscaldamento è l'interazione atmosferica fra ioni nel campo magnetico del pianeta. Un'altra possibile causa è data dalle onde di gravità dall'interno che si disperdono nell'atmosfera. La termosfera contiene tracce di diossido di carbonio ed acqua, che potrebbero provenire da sorgenti esterne, come meteoriti e polveri. [16] [81]

Fenomeni meteorologici

Una differenza fra Nettuno e Urano che mostrò la sonda spaziale Voyager 2 fu il livello tipico di attività meteorologica . Quando la sonda sorvolò Urano, nel 1986 , questo pianeta era visivamente privo di attività atmosferica, in contrasto, Nettuno mostrava notevoli fenomeni climatici durante il sorvolo della sonda, avvenuto nel 1989 . [84] Tuttavia, le osservazioni compiute su Urano nel corso del XXI secolo , quando questi entrò nella fase equinoziale , mostrarono un'attività atmosferica mai vista prima, rendendolo di fatto molto più simile a Nettuno rispetto a quanto si pensava in precedenza. [85] [86]

La Grande Macchia Scura (al centro), Scooter (la nube bianca in mezzo), [87] e la Piccola Macchia Scura (in basso).

Il tempo meteorologico di Nettuno è caratterizzato da sistemi tempestosi estremamente dinamici, con venti che raggiungono la velocità supersonica di 600 m/s . [88] Più tipicamente, tracciando il movimento delle nubi persistenti, la velocità del vento sembra variare dai 20 m/s in direzione est fino ai 235 m/s in direzione ovest. [89] Sulla cima delle nubi, i venti predominanti variano in velocità dai 400 m/s lungo l'equatore ai 250 m/s sui poli. [16] Molti dei venti di Nettuno si muovono in direzione opposta rispetto alla rotazione del pianeta. [90] Il livello generale dei venti mostra una rotazione prograda alle alte latitudini e retrograda alle basse latitudini; si ritiene che la differenza della direzione dei flussi ventosi sia un effetto superficiale e non dovuto ad alcun processo atmosferico più profondo. [9] A 70° S di latitudine, un getto ad alta velocità viaggia a 300 m s −1 . [9] L'abbondanza di metano, etano e acetilene all'equatore di Nettuno è 10–100 volte superiore di quella dei poli; ciò è interpretato come un'evidenza della presenza di fenomeni di risalita all'equatore e di subsidenza verso i poli. [9] Nel 2007 fu scoperto che gli strati superiori della troposfera del polo sud di Nettuno erano di circa 10 °C più tiepidi che nel resto del pianeta, con una media di circa −200 °C . [91] Il differenziale di calore è sufficiente per consentire al gas metano, che in altri punti si gela nell'alta atmosfera del pianeta, di essere espulso verso lo spazio. Il relativo "hot spot" è dovuto all'inclinazione dell'asse di Nettuno, che ha esposto il polo sud al Sole per l'ultimo quarto di anno nettuniano, pari a circa 40 anni terrestri; similmente a quanto avviene nella Terra, l'alternanza delle stagioni farà in modo che il polo esposto al Sole sarà in seguito il polo nord, causando così il riscaldamento e la successiva emissione di metano dall'atmosfera in quest'ultimo polo. [92] A causa del cambiamento stagionale, le bande di nubi dell'emisfero sud di Nettuno sono aumentate in dimensioni e albedo ; questo processo fu osservato inizialmente nel 1980 e ci si aspetta che finirà attorno al 2020 . Il lungo periodo orbitale di Nettuno causa un alternarsi stagionale in quarant'anni. [50]

Tempeste

La Grande Macchia Scura vista dalla Voyager 2

Nel 1989 fu scoperta dalla sonda Voyager 2 la Grande Macchia Scura , un sistema di tempeste anticiclonico delle dimensioni di 13000 × 6600 km, [84] La tempesta ricordava la Grande Macchia Rossa di Giove; tuttavia, il 2 novembre 1994 , il Telescopio spaziale Hubble non riuscì ad osservare questa macchia scura sul pianeta. Al suo posto apparve una nuova tempesta simile alla Grande Macchia Scura nell'emisfero nord. [93]

Lo " Scooter " è un'altra tempesta, una nube bianca posta più a sud della Grande Macchia Scura; il suo nome deriva dalla sua prima osservazione nel mese precedente al sorvolo della sonda Voyager 2, si muoveva più velocemente della Grande Macchia Scura. [90] Immagini successive rivelarono nubi ancora più rapide. La Piccola Macchia Scura è invece una tempesta ciclonica meridionale, la seconda tempesta più potente osservata durante il transito del 1989; inizialmente era completamente scura, ma come la sonda si avvicinò, iniziò a mostrarsi una macchia più chiara, visibile in tutte le immagini ad alta risoluzione. [94]

Si ritiene che le macchie scure di Nettuno siano posizionate nella troposfera ad altezze inferiori rispetto alle nubi più bianche e luminose del pianeta, [95] così appaiono come buchi nello strato di nubi sovrastante; dal momento che sono strutture stabili che possono persistere per diversi mesi, si crede che possano essere strutture a vortice. [52] Spesso nei pressi di queste strutture si trovano nubi di metano più brillanti e persistenti, che si formano presumibilmente all'altezza della tropopausa . [96]

La persistenza di nubi compagne mostra che alcune macchie oscure continuano ad esistere come cicloni, sebbene non siano più visibili come punti scuri; le macchie scure potrebbero anche dissiparsi quando migrano troppo vicino all'equatore, o con altri meccanismi sconosciuti. [97]

Magnetosfera

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Magnetosfera di Nettuno .

Un'altra somiglianza fra Nettuno e Urano risiede nella magnetosfera , con un campo magnetico fortemente inclinato verso l' asse di rotazione di 47° e decentrato di almeno 0,55 raggi (circa 13 500 km) rispetto al nucleo fisico del pianeta. Prima dell'arrivo della sonda Voyager 2 su Nettuno, era stato ipotizzato che la magnetosfera inclinata di Urano fosse il risultato della sua rotazione obliqua; tuttavia, comparando i campi magnetici dei due pianeti, gli scienziati pensano che questa orientazione estrema potrebbe essere caratteristica dei flussi presenti all'interno dei pianeti. Questo campo potrebbe essere generato da convezioni del fluido interno in un involucro sferico sottile di liquido conduttore elettrico (probabilmente composto da ammoniaca, metano e acqua) [16] che causano un'azione dinamo . [98]

Il campo magnetico alla superficie equatoriale di Nettuno è stimato sui 1,42 μT , per un momento magnetico di 2,16 × 10 17 T m³ . Il campo magnetico di Nettuno possiede una geometria complessa che include componenti non- dipolari , incluso un forte momento di quadrupolo che potrebbe superare in forza pure quello di dipolo . D'altra parte la Terra , Giove e Saturno hanno solo dei momenti di quadrupolo relativamente piccoli ei loro campi sono meno inclinati rispetto all'asse polare. Il grande momento di quadrupolo di Nettuno potrebbe essere il risultato del disallineamento dal centro del pianeta e dai vincoli geometrici del generatore della dinamo del campo. [99] [100]

Il bow shock di Nettuno, ossia il punto in cui la magnetosfera inizia a rallentare il vento solare , avviene alla distanza di 34,9 volte il raggio del pianeta; la magnetopausa , ossia il punto in cui la pressione della magnetosfera controbilancia il vento solare, si estende alla distanza di 23–26,5 volte il raggio di Nettuno. La coda della magnetosfera si estende all'esterno fino ad almeno 72 volte il raggio del pianeta e probabilmente molto oltre. [99]

Anelli planetari

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Anelli di Nettuno .
Gli anelli di Nettuno, visti dalla sonda Voyager 2 nel 1989

Nettuno ha un sistema di anelli planetari , uno dei più sottili del Sistema solare . Gli anelli potrebbero consistere di particelle legate con silicati o materiali composti da carbonio , che conferisce loro un colore tendente al rossastro. [101] In aggiunta al sottile Anello Adams, a 63 000 km dal centro del pianeta, si trova l'Anello Leverrier, a 53 000 km , ed il suo più vasto e più debole Anello Galle, a 42 000 km . Un'estensione più lontana di quest'ultimo anello è stata chiamata Lassell; è legata al suo bordo più esterno dall'Anello Arago, a 57 000 km . [102]

Il primo di questi anelli planetari fu scoperto nel 1968 da un gruppo di ricerca guidato da Edward Guinan , [13] [103] ma si era in seguito pensato che quest'anello potesse essere incompleto. [104] Evidenze che l'anello avrebbe avuto delle interruzioni giunsero durante un' occultazione stellare nel 1984 quando gli anelli oscurarono una stella in immersione ma non in emersione. [105] Immagini della sonda Voyager 2 , prese nel 1989 , mostrarono invece che gli anelli di Nettuno erano molteplici. Questi anelli hanno una struttura a gruppi, [106] la cui causa non è ben compresa ma che potrebbe essere dovuta all'interazione gravitazionale con le piccole lune in orbita nei pressi. [107]

L'anello più interno, Adams, contiene cinque archi maggiori chiamati Courage , Liberté , Egalité 1 , Egalité 2 e Fraternité . [108] L'esistenza degli archi è stata difficile da spiegare poiché le leggi del moto predirrebbero che gli archi verrebbero dispersi in un anello uniforme in una scala temporale molto breve. Gli astronomi ritengono che gli archi siano rinchiusi entro le loro forme attuali a causa degli effetti gravitazionali di Galatea , una luna posta all'interno dell'anello. [109] [110]

Osservazioni condotte dalla Terra annunciate nel 2005 sembravano mostrare che gli anelli di Nettuno siano molto più instabili di quanto in precedenza creduto. Immagini prese con i Telescopi Keck nel 2002 e 2003 mostrano un decadimento considerevole negli anelli quando vengono comparati con le immagini prese dalla Voyager 2. In particolare sembra che l'arco Liberté possa dissolversi entro la fine del XXI secolo . [111]

Satelliti naturali

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Satelliti naturali di Nettuno .
Le falci di Nettuno e Tritone, fotografate dalla Voyager 2 durante il suo allontanamento dal sistema nettuniano

Nettuno possiede quattordici satelliti naturali conosciuti, il maggiore dei quali è Tritone ; gli altri satelliti principali sono Nereide , Proteo e Larissa . [112]

Tritone è l'unico satellite di Nettuno che possiede una forma ellissoidale ; fu individuato per la prima volta dall' astronomo William Lassell appena 17 giorni dopo la scoperta del pianeta madre. Orbita in direzione retrograda rispetto a Nettuno, a differenza di tutti gli altri satelliti principali del sistema solare ; è in rotazione sincrona con Nettuno e la sua orbita è in decadimento costante. [113]

A parte Tritone il satellite più interessante è Nereide , la cui orbita è la più eccentrica dell'intero sistema solare . [114]

Fra il luglio ed il settembre 1989 la sonda statunitense Voyager 2 ha individuato sei nuovi satelliti fra i quali spicca Proteo , le cui dimensioni sarebbero quasi sufficienti a conferirgli una forma sferoidale. È il secondo satellite del sistema di Nettuno , pur con una massa pari ad appena lo 0,25% di quella di Tritone. [115]

Una nuova serie di scoperte è stata annunciata nel 2004 e si tratta di satelliti minori e fortemente irregolari. Nel luglio del 2013 Mark Showalter scopre il 14º satellite, denominato Ippocampo [116] , da immagini ottenute dal telescopio spaziale Hubble tra il 2004 e il 2009. [117]

Note

  1. ^ a b c Calvin J. Hamilton, Neptune , su solarviews.com , Views of the Solar System, 4 agosto 2001. URL consultato il 2 maggio 2011 .
  2. ^ a b c Donald K. Yeomans, HORIZONS System , su ssd.jpl.nasa.gov , NASA JPL, 13 luglio 2006. URL consultato l'8 agosto 2007 .
  3. ^ a b c Neptune: Facts & Figures , su solarsystem.nasa.gov , NASA, 13 novembre 2007. URL consultato il 14 settembre 2007 .
  4. ^ a b c d e f g h i j k l m n o p q David R. Williams, Neptune Fact Sheet , su nssdc.gsfc.nasa.gov , NASA, 1º settembre 2004. URL consultato il 14 agosto 2007 .
  5. ^ a b c Seidelmann P. Kenneth, Archinal, BA; A'hearn, MF et al, Report of the IAU/IAGWorking Group on cartographic coordinates and rotational elements , in Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy , vol. 90, Springer Netherlands, 2007, pp. 155–180, DOI : 10.1007/s10569-007-9072-y , ISSN 0923-2958 (Print). URL consultato il 7 marzo 2008 .
  6. ^ a b c d e f Riferito al livello di pressione atmosferica pari a 1 bar .
  7. ^ a b c d e f g Fred Espenak, Twelve Year Planetary Ephemeris: 1995–2006 , su eclipse.gsfc.nasa.gov , NASA, 20 luglio 2005. URL consultato il 9 gennaio 2009 .
  8. ^ a b La massa della Terra è 5,9736 × 10 24 kg , risultante un tasso di massa di:
    la massa di Urano è 8,6810 × 10 25 kg , con un tasso di massa di:
    la massa di Giove è 1,8986 × 10 27 kg , con un tasso di massa di:
    Vedi: David R. Williams, Planetary Fact Sheet - Metric , su nssdc.gsfc.nasa.gov , NASA, 29 novembre 2007. URL consultato il 13 marzo 2008 .
  9. ^ a b c d e f g h i j Jonathan I. Lunine, The Atmospheres of Uranus and Neptune ( PDF ), su articles.adsabs.harvard.edu , Lunar and Planetary Observatory, University of Arizona, 1993. URL consultato il 19 marzo 2008 .
  10. ^ M. Podolak, Weizman, A.; Marley, M., Comparative models of Uranus and Neptune , in Planetary and Space Science , vol. 43, n. 12, 1995, pp. 1517–1522, DOI : 10.1016/0032-0633(95)00061-5 .
  11. ^ a b Kirk Munsell, Smith, Harman; Harvey, Samantha, Neptune overview , su Solar System Exploration , NASA, 13 novembre 2007. URL consultato il 20 febbraio 2008 .
  12. ^ VE Suomi, Limaye, SS; Johnson, DR, High Winds of Neptune: A possible mechanism , in Science , vol. 251, n. 4996, AAAS (USA), 1991, pp. 929–932, DOI : 10.1126/science.251.4996.929 , PMID 17847386 .
  13. ^ a b John N. Wilford, Data Shows 2 Rings Circling Neptune , The New York Times, 10 giugno 1982. URL consultato il 29 febbraio 2008 .
  14. ^ ( EN ) HST Observations of Neptune , su solarviews.com , NASA. URL consultato l'11 gennaio 2009 .
  15. ^ C. Max, Adaptive Optics Imaging of Neptune and Titan with the WM Keck Telescope , in Bulletin of the American Astronomical Society , vol. 31, American Astronomical Society, dicembre 1999, p. 1512. URL consultato l'11 gennaio 2009 .
  16. ^ a b c d e Elkins-Tanton (2006):79–83.
  17. ^ SG Gibbard, Roe, H.; de Pater, I.; Macintosh, B.; Gavel, D.; Max, CE; Baines, KH; Ghez, A., High-Resolution Infrared Imaging of Neptune from the Keck Telescope , in Icarus , vol. 156, Elsevier, 1999, pp. 1–15, DOI : 10.1006/icar.2001.6766 . URL consultato l'11 gennaio 2009 .
  18. ^ ( EN ) Anonymous, Horizons Output for Neptune 2010–2011 ( TXT ), su home.comcast.net , 9 febbraio 2007. URL consultato l'11 gennaio 2009 (archiviato dall' url originale il 10 dicembre 2008) . — Valori generati utilizzando il Solar System Dynamics Group, Horizons On-Line Ephemeris System .
  19. ^ Alan Hirschfeld, Parallax:The Race to Measure the Cosmos , New York, New York, Henry Holt, 2001, ISBN 0-8050-7133-4 .
  20. ^ Mark Littmann, Standish, EM, Planets Beyond: Discovering the Outer Solar System , Courier Dover Publications, 2004, ISBN 0-486-43602-0 .
  21. ^ ( EN ) Robert Roy Britt, New Theory: Galileo Discovered Neptune , su space.com , Space.com , 9 luglio 2009. URL consultato il 6 luglio 2014 .
  22. ^ A. Bouvard, Tables astronomiques publiées par le Bureau des Longitudes de France , Paris, Bachelier, 1821.
  23. ^ John J. O'Connor, Robertson, Edmund F., John Couch Adams' account of the discovery of Neptune , su www-groups.dcs.st-and.ac.uk , University of St Andrews, marzo 2006. URL consultato il 13 gennaio 2009 .
  24. ^ JC Adams, Explanation of the observed irregularities in the motion of Uranus, on the hypothesis of disturbance by a more distant planet , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 7, Blackwell Publishing, 13 novembre 1846, p. 149. URL consultato il 13 gennaio 2009 .
  25. ^ a b GB Airy, Account of some circumstances historically connected with the discovery of the planet exterior to Uranus , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 7, Blackwell Publishing, 13 novembre 1846, pp. 121–144. URL consultato il 13 gennaio 2009 .
  26. ^ Rev. J. Challis, Account of observations at the Cambridge observatory for detecting the planet exterior to Uranus , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 7, Blackwell Publishing, 13 novembre 1846, pp. 145–149. URL consultato il 13 gennaio 2009 .
  27. ^ JG Galle, Account of the discovery of the planet of Le Verrier at Berlin , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 7, Blackwell Publishing, 13 novembre 1846, p. 153. URL consultato il 13 gennaio 2009 .
  28. ^ Nick Kollerstrom, Neptune's Discovery. The British Case for Co-Prediction. , su ucl.ac.uk , University College London, 2001. URL consultato il 19 marzo 2007 (archiviato dall' url originale l'11 novembre 2005) .
  29. ^ Rawlins, Dennis, The Neptune Conspiracy: British Astronomy's PostDiscovery Discovery ( PDF ), su Dio , 1992. URL consultato il 13 gennaio 2009 .
  30. ^ McGourty, Christine, Lost letters' Neptune revelations , su BBC News , 2003. URL consultato il 13 gennaio 2009 .
  31. ^ Rawlins, Dennis, Recovery of the RGO Neptune Papers: Safe and Sounded ( PDF ), su Dio , 1999. URL consultato il 13 gennaio 2009 .
  32. ^ William Sheehan, Kollerstrom, Nicholas; Waff, Craig B, The Case of the Pilfered Planet - Did the British steal Neptune? , in Scientific American , dicembre 2004. URL consultato il 13 gennaio 2009 .
  33. ^ Moore (2000):206
  34. ^ Littmann (2004):50
  35. ^ Baum & Sheehan (2003):109–110
  36. ^ Owen Gingerich, The Naming of Uranus and Neptune , in Astronomical Society of the Pacific Leaflets , vol. 8, 1958, pp. 9–15. URL consultato il 13 gennaio 2009 .
  37. ^ JR Hind, Second report of proceedings in the Cambridge Observatory relating to the new Planet (Neptune) , in Astronomische Nachrichten , vol. 25, 1847, p. 309, DOI : 10.1002/asna.18470252102 . URL consultato il 13 gennaio 2009 . Smithsonian/NASA Astrophysics Data System (ADS).
  38. ^ Jennifer Blue, Planet and Satellite Names and Discoverers , su planetarynames.wr.usgs.gov , USGS, 17 dicembre 2008. URL consultato il 13 gennaio 2009 .
  39. ^ William Lassell, Lassell's Satellite of Neptune , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 8, n. 1, 12 novembre 1847, p. 8.
  40. ^ J. Rao, Finding Pluto: Tough Task, Even 75 Years Later , su space.com . URL consultato l'8 settembre 2006 .
  41. ^ Ken Croswell, Hopes Fade in hunt for Planet X , su kencroswell.com , 1993. URL consultato il 4 novembre 2007 .
  42. ^ History I: The Lowell Observatory in 20th century Astronomy , su phys-astro.sonoma.edu , The Astronomical Society of the Pacific, 28 giugno 1994. URL consultato il 5 marzo 2006 (archiviato dall' url originale il 20 agosto 2011) .
  43. ^ HJ Reitsema et al. , Occultation by a possible third satellite of Neptune , in Science , vol. 215, 1982, pp. 289–291, DOI : 10.1126/science.215.4530.289 , PMID 17784355 .
  44. ^ ( EN ) Fraser Cain,Rings of Neptune , su universetoday.com , Universe Today , marzo 2012. URL consultato il 6 luglio 2014 .
  45. ^ Voyager-Interstellar Mission , su voyager.jpl.nasa.gov , NASA . URL consultato il 6 luglio 2014 .
  46. ^ TR Spilker, AP Ingersoll, Outstanding Science in the Neptune System From an Aerocaptured Vision Mission , in Bulletin of the American Astronomical Society , vol. 36, American Astronomical Society, 2004, p. 1094. URL consultato il 26 febbraio 2008 .
  47. ^ ( EN ) Emily Lakdawalla, A launch to Neptune in 2019? , su planetary.org , 7 novembre 2008. URL consultato il 25 novembre 2008 .
  48. ^ ( EN ) Candice Hansen, Heidi Hammel, Presentazione della Missione Argo: Argo Voyage Through the Outer Solar System al meeting di novembre 2008 dell' Outer Planet Assesment Group ( PDF ), su lpi.usra.edu , novembre 2008. URL consultato il 25 novembre 2008 .
  49. ^ David R. Williams,Planetary Fact Sheets , su nssdc.gsfc.nasa.gov , NASA, 6 gennaio 2005. URL consultato il 28 febbraio 2008 .
  50. ^ a b Ray Villard, Devitt, Terry, Brighter Neptune Suggests A Planetary Change Of Seasons , Hubble News Center, 15 maggio 2003. URL consultato il 26 febbraio 2008 .
  51. ^ WB Hubbard, Nellis, WJ; Mitchell, AC; Holmes, NC; McCandless, PC; Limaye, SS, Interior Structure of Neptune: Comparison with Uranus , in Science , vol. 253, n. 5020, 1991, pp. 648–651, DOI : 10.1126/science.253.5020.648 , PMID 17772369 . URL consultato il 28 febbraio 2008 .
  52. ^ a b c CE Max, BA Macintosh, SG Gibbard, et al , Cloud Structures on Neptune Observed with Keck Telescope Adaptive Optics , in The Astronomical Journal , vol. 125, n. 1, 2003, pp. 364–375, DOI : 10.1086/344943 . URL consultato il 27 febbraio 2008 .
  53. ^ S. Alan Stern, Collisional Erosion in the Primordial Edgeworth-Kuiper Belt and the Generation of the 30–50 AU Kuiper Gap , su iopscience.iop.org , Geophysical, Astrophysical, and Planetary Sciences, Space Science Department, Southwest Research Institute, 1997. URL consultato il 1º giugno 2007 .
  54. ^ Jean-Marc Petit, Morbidelli, Alessandro; Valsecchi, Giovanni B., Large Scattered Planetesimals and the Excitation of the Small Body Belts ( PDF ), su oca.eu , 1998. URL consultato il 23 giugno 2007 (archiviato dall' url originale il 1º dicembre 2007) .
  55. ^ List Of Transneptunian Objects , su minorplanetcenter.net , Minor Planet Center. URL consultato il 23 giugno 2007 .
  56. ^ David Jewitt, The Plutinos , su ifa.hawaii.edu , University of Hawaii, febbraio 2004. URL consultato il 28 febbraio 2008 (archiviato dall' url originale l'11 giugno 2008) .
  57. ^ F. Varadi, Periodic Orbits in the 3:2 Orbital Resonance and Their Stability , in The Astronomical Journal , vol. 118, 1999, pp. 2526–2531, DOI : 10.1086/301088 . URL consultato il 28 febbraio 2008 .
  58. ^ John Davies, Beyond Pluto: Exploring the outer limits of the solar system , Cambridge University Press, 2001, p. 104.
  59. ^ EI Chiang, Jordan, AB; Millis, RL; MW Buie; Wasserman, LH; Elliot, JL; Kern, SD; Trilling, DE; KMeech, . J.; Wagner, RM, Resonance Occupation in the Kuiper Belt: Case Examples of the 5 : 2 and Trojan Resonances ( PDF ), su iopscience.iop.org , 2003. URL consultato il 17 agosto 2007 .
  60. ^ ( EN ) Alan P. Boss, Formation of gas and ice giant planets , su Earth and Planetary Science Letters , ELSEVIER, 30 settembre 2002. URL consultato il dicembre 2020 .
  61. ^ Edward W. Thommes, Duncan, Martin J.; Levison, Harold F., The formation of Uranus and Neptune among Jupiter and Saturn , su arxiv.org , 2001. URL consultato il 5 marzo 2008 .
  62. ^ Joseph M. Hahn, Neptune's Migration into a Stirred–Up Kuiper Belt: A Detailed Comparison of Simulations to Observations , su arxiv.org , Saint Mary's University, 2005. URL consultato il 5 marzo 2008 .
  63. ^ Kathryn Hansen, Orbital shuffle for early solar system , su geotimes.org , Geotimes, 7 giugno 2005. URL consultato il 26 agosto 2007 .
  64. ^ Harold F. Levison et al. , Origin of the Structure of the Kuiper Belt during a Dynamical Instability in the Orbits of Uranus and Neptune ( PDF ), in Icarus , vol. 196, n. 1, 2007, pp. 258–273. URL consultato il 7 gennaio 2019 .
  65. ^ Vedi ad esempio: Alan P. Boss, Formation of gas and ice giant planets , in Earth and Planetary Science Letters , vol. 202, 3–4, 2002, pp. 513–523, DOI : 10.1016/S0012-821X(02)00808-7 .
  66. ^ C. Lovis, Mayor, M.; Alibert Y.; Benz W., Trio of Neptunes and their Belt , ESO , 18 maggio 2006. URL consultato il 25 febbraio 2008 .
  67. ^ a b c d WB Hubbard, Neptune's Deep Chemistry , in Science , vol. 275, n. 5304, 1997, pp. 1279–1280, DOI : 10.1126/science.275.5304.1279 , PMID 9064785 . URL consultato il 19 febbraio 2008 .
  68. ^ S. Atreya, Egeler, P.; Baines, K., Water-ammonia ionic ocean on Uranus and Neptune? ( PDF ), in Geophysical Research Abstracts , vol. 8, 2006, p. 05179.
  69. ^ Richard A. Kerr, Neptune May Crush Methane Into Diamonds , in Science , vol. 286, n. 5437, 1999, p. 25, DOI : 10.1126/science.286.5437.25a . URL consultato il 26 febbraio 2007 .
  70. ^ M. Podolak, Weizman, A.; Marley, M., Comparative models of Uranus and Neptune , in Planetary and Space Science , vol. 43, n. 12, 1995, pp. 1517–1522, DOI : 10.1016/0032-0633(95)00061-5 .
  71. ^ N. Nettelmann, French, M.; Holst, B.; Redmer, R., Interior Models of Jupiter, Saturn and Neptune ( PDF ), su www-new.gsi.de , University of Rostock. URL consultato il 25 febbraio 2008 (archiviato dall' url originale il 27 febbraio 2008) .
  72. ^ a b Williams, Sam, Heat Sources within the Giant Planets ( DOC ), su University of California, Berkeley , 2004. URL consultato il 10 marzo 2008 (archiviato dall' url originale il 30 aprile 2005) .
  73. ^ Gunnar F. Lindal, The atmosphere of Neptune - an analysis of radio occultation data acquired with Voyager 2 , in Astronomical Journal , vol. 103, 1992, pp. 967–982, DOI : 10.1086/116119 . URL consultato il 25 febbraio 2008 .
  74. ^ Class 12 - Giant Planets - Heat and Formation , su 3750 - Planets, Moons & Rings , Colorado University, Boulder, 2004. URL consultato il 13 marzo 2008 .
  75. ^ JC Pearl, Conrath, BJ, The albedo, effective temperature, and energy balance of Neptune, as determined from Voyager data , in Journal of Geophysical Research Supplement , vol. 96, 1991, pp. 18,921–18,930. URL consultato il 20 febbraio 2008 .
  76. ^ a b Sam Williams, Heat Sources Within the Giant Planets ( DOC ), su cs.berkeley.edu , UC Berkeley, 24 novembre 2004. URL consultato il 20 febbraio 2008 (archiviato dall' url originale il 30 aprile 2005) .
  77. ^ Sandro Scandolo, Jeanloz, Raymond, The Centers of Planets , in American Scientist , vol. 91, n. 6, 2003, p. 516, DOI : 10.1511/2003.6.516 .
  78. ^ JP McHugh, Computation of Gravity Waves near the Tropopause , in American Astronomical Society, DPS meeting #31, #53.07 , settembre 1999. URL consultato il 19 febbraio 2008 .
  79. ^ JP McHugh, Friedson, AJ, Neptune's Energy Crisis: Gravity Wave Heating of the Stratosphere of Neptune , in Bulletin of the American Astronomical Society , settembre 1996, p. 1078. URL consultato il 19 febbraio 2008 .
  80. ^ D. Crisp, Hammel, HB, Hubble Space Telescope Observations of Neptune , su hubblesite.org , Hubble News Center, 14 giugno 1995. URL consultato il 22 aprile 2007 .
  81. ^ a b Therese Encrenaz, ISO observations of the giant planets and Titan: what have we learnt? , in Planet. Space Sci. , vol. 51, 2003, pp. 89–103, DOI : 10.1016/S0032-0633(02)00145-9 .
  82. ^ AL Broadfoot, Atreya, SK; Bertaux, JL et.al., Ultraviolet Spectrometer Observations of Neptune and Triton ( PDF ), in Science , vol. 246, 1999, pp. 1459–1456, DOI : 10.1126/science.246.4936.1459 , PMID 17756000 .
  83. ^ Floyd Herbert, Sandel, Bill R., Ultraviolet Observations of Uranus and Neptune , in Planet.Space Sci. , vol. 47, 1999, pp. 1119–1139, DOI : 10.1016/S0032-0633(98)00142-1 .
  84. ^ a b Sue Lavoie, PIA02245: Neptune's blue-green atmosphere , su photojournal.jpl.nasa.gov , NASA JPL, 16 febbraio 2000. URL consultato il 28 febbraio 2008 .
  85. ^ HB Hammel, GW Lockwood, Long-term atmospheric variability on Uranus and Neptune , in Icarus , vol. 186, 2007, pp. 291–301, DOI : 10.1016/j.icarus.2006.08.027 .
  86. ^ ( EN ) Uranus Has a Dark Spot , su space.com , Space.com , 26 ottobre 2006. URL consultato il 5 agosto 2014 .
  87. ^ Sue Lavoie, PIA01142: Neptune Scooter , su photojournal.jpl.nasa.gov , NASA, 8 gennaio 1998. URL consultato il 26 marzo 2006 .
  88. ^ VE Suomi, Limaye, SS; Johnson, DR, High Winds of Neptune: A Possible Mechanism , in Science , vol. 251, n. 4996, 1991, pp. 929–932, DOI : 10.1126/science.251.4996.929 , PMID 17847386 . URL consultato il 25 febbraio 2008 .
  89. ^ HB Hammel, Beebe, RF; De Jong, EM; Hansen, CJ; Howell, CD; Ingersoll, AP; Johnson, TV; Limaye, SS; Magalhaes, JA; Pollack, JB; Sromovsky, LA; Suomi, VE; Swift, CE, Neptune's wind speeds obtained by tracking clouds in Voyager 2 images , in Science , vol. 245, 1989, pp. 1367–1369, DOI : 10.1126/science.245.4924.1367 , PMID 17798743 . URL consultato il 27 febbraio 2008 .
  90. ^ a b Burgess (1991):64–70.
  91. ^ Orton, GS, Encrenaz T., Leyrat C., Puetter, R. and Friedson, AJ, Evidence for methane escape and strong seasonal and dynamical perturbations of Neptune's atmospheric temperatures , su Astronomy and Astrophysics , 2007. URL consultato il 10 marzo 2008 .
  92. ^ Glenn Orton e Thérèse Encrenaz, A Warm South Pole? Yes, On Neptune! , ESO, 18 settembre 2007. URL consultato il 20 settembre 2007 (archiviato dall' url originale il 2 ottobre 2007) .
  93. ^ HB Hammel, Lockwood, GW; Mills, JR; Barnet, CD, Hubble Space Telescope Imaging of Neptune's Cloud Structure in 1994 , in Science , vol. 268, n. 5218, 1995, pp. 1740–1742, DOI : 10.1126/science.268.5218.1740 , PMID 17834994 . URL consultato il 25 febbraio 2008 .
  94. ^ Sue Lavoie, PIA00064: Neptune's Dark Spot (D2) at High Resolution , su photojournal.jpl.nasa.gov , NASA JPL, 29 gennaio 1996. URL consultato il 28 febbraio 2008 .
  95. ^ Gibbard SG, de Pater, I.; Roe, HG; Martin, S.; Macintosh, BA; Max, CE, The altitude of Neptune cloud features from high-spatial-resolution near-infrared spectra ( PDF ), in Icarus , vol. 166, n. 2, 2003, pp. 359–374, DOI : 10.1016/j.icarus.2003.07.006 . URL consultato il 26 febbraio 2008 (archiviato dall' url originale il 20 febbraio 2012) .
  96. ^ PW Stratman, Showman, AP; Dowling, TE; Sromovsky, LA, EPIC Simulations of Bright Companions to Neptune's Great Dark Spots ( PDF ), in Icarus , vol. 151, n. 2, 2001, pp. 275–285, DOI : 10.1006/icar.1998.5918 . URL consultato il 26 febbraio 2008 .
  97. ^ LA Sromovsky, Fry, PM; Dowling, TE; Baines, KH, The unusual dynamics of new dark spots on Neptune , in Bulletin of the American Astronomical Society , vol. 32, 2000, p. 1005. URL consultato il 29 febbraio 2008 .
  98. ^ Sabine Stanley, Bloxham, Jeremy, Convective-region geometry as the cause of Uranus' and Neptune's unusual magnetic fields , in Nature , vol. 428, 11 marzo 2004, pp. 151–153, DOI : 10.1038/nature02376 .
  99. ^ a b NF Ness, MAcuña, MH; Burlaga, LF; Connerney, JEP; Lepping, RP; Neubauer, FM, Magnetic Fields at Neptune , in Science , vol. 246, n. 4936, 1989, pp. 1473–1478, DOI : 10.1126/science.246.4936.1473 , PMID 17756002 . URL consultato il 25 febbraio 2008 .
  100. ^ CT Russell, Luhmann, JG, Neptune: Magnetic Field and Magnetosphere , su www-ssc.igpp.ucla.edu , University of California, Los Angeles, 1997. URL consultato il 10 agosto 2006 .
  101. ^ Cruikshank (1996):703–804
  102. ^ Jennifer Blue, Nomenclature Ring and Ring Gap Nomenclature , su Gazetteer of Planetary , USGS, 8 dicembre 2004. URL consultato il 28 febbraio 2008 .
  103. ^ EF Guinan, Harris, CC; Maloney, FP, Evidence for a Ring System of Neptune , in Bulletin of the American Astronomical Society , vol. 14, 1982, p. 658. URL consultato il 28 febbraio 2008 .
  104. ^ P. Goldreich, Tremaine, S.; Borderies, NEF, Towards a theory for Neptune's arc rings , in Astronomical Journal , vol. 92, 1986, pp. 490–494, DOI : 10.1086/114178 . URL consultato il 28 febbraio 2008 .
  105. ^ Nicholson, PD et al, Five Stellar Occultations by Neptune: Further Observations of Ring Arcs , in Icarus , vol. 87, 1990, p. 1, DOI : 10.1016/0019-1035(90)90020-A . URL consultato il 16 dicembre 2007 .
  106. ^ Missions to Neptune , su planetary.org , The Planetary Society, 2007. URL consultato l'11 ottobre 2007 .
  107. ^ John Noble Wilford, Scientists Puzzled by Unusual Neptune Rings , Hubble News Desk, 15 dicembre 1989. URL consultato il 29 febbraio 2008 .
  108. ^ Arthur N. Cox, Allen's Astrophysical Quantities , Springer, 2001, ISBN 0-387-98746-0 .
  109. ^ Kirk Munsell, Smith, Harman; Harvey, Samantha, Planets: Neptune: Rings , su Solar System Exploration , NASA, 13 novembre 2007. URL consultato il 29 febbraio 2008 .
  110. ^ Heikki Salo, Hänninen, Jyrki, Neptune's Partial Rings: Action of Galatea on Self-Gravitating Arc Particles , in Science , vol. 282, n. 5391, 1998, pp. 1102–1104, DOI : 10.1126/science.282.5391.1102 , PMID 9804544 . URL consultato il 29 febbraio 2008 .
  111. ^ Staff, Neptune's rings are fading away , su newscientist.com , New Scientist, 26 marzo 2005. URL consultato il 6 agosto 2007 .
  112. ^ Neptune: Moons , su solarsystem.nasa.gov , NASA . URL consultato il 1º settembre 2014 (archiviato dall' url originale il 9 giugno 2007) .
  113. ^ Triton: Overview , su solarsystem.nasa.gov , NASA . URL consultato il 1º settembre 2014 (archiviato dall' url originale il 10 gennaio 2008) .
  114. ^ Nereide , in Treccani.it – Enciclopedie on line , Istituto dell'Enciclopedia Italiana.
  115. ^ Proteus: Overview , su solarsystem.nasa.gov , NASA . URL consultato il 1º settembre 2014 (archiviato dall' url originale il 1º agosto 2007) .
  116. ^ Ecco Ippocampo, la nuova luna di Nettuno , su media.inaf.it , 20 febbraio 2019.
  117. ^ Stefano Parisini, Hubble scopre una nuova luna di Nettuno , su media.inaf.it , Istituto nazionale di astrofisica , 16 luglio 2013. URL consultato il 16 luglio 2013 .

Bibliografia

  • ( EN ) Patrick Moore. The Planet Neptune . Chichester, Wiley, 1988.
  • ( EN ) Dale P. Cruikshank. Neptune and Triton . 1995.
  • ( EN ) Ellis D. Miner, Randii R. Wessen. Neptune: The Planet, Rings, and Satellites . 2002
  • P. Farinella, A. Morbidelli . Al di là di Nettuno . - L'astronomia .
  • M. Fulchignoni. Nettuno svelato, grazie Voyager! . - L'astronomia .
  • ( EN ) RS Harrington, TC Van Frandern. The Satellites of Neptune and the Origin of Pluto . - Icarus .

Voci correlate

Generali

Sui satelliti

Sull'esplorazione

Altri progetti

Collegamenti esterni

Il sistema solare
SoleMercurioVenereLunaTerraFobos e DeimosMarteCerereFascia principaleGioveSatelliti naturali di GioveSaturnoSatelliti naturali di SaturnoUranoSatelliti naturali di UranoSatelliti naturali di NettunoNettunoSatelliti naturali di PlutonePlutoneSatelliti naturali di HaumeaHaumeaSatelliti naturali di MakemakeMakemakeFascia di KuiperDisnomiaErisSednaDisco diffusoNube di OortSolar System XXX.png
Stella : Sole ( Eliosfera · Corrente eliosferica diffusa · Campo magnetico interplanetario )
Pianeti :
(☾ = luna/e ∅ = anelli )		 Mercurio • Venere • Terra ( ☾ ) • Marte ( ☾ ) • Giove ( ☾ ∅ ) • Saturno ( ☾ ∅ ) • Urano ( ☾ ∅ ) • Nettuno ( ☾ ∅ )
Pianeti nani e plutoidi : Cerere • Plutone ( ☾ ) • Haumea ( ☾ ) • Makemake ( ☾ ) • Eris ( ☾ )
Corpi minori : Asteroidi ( Vulcanoidi · NEA · Fascia principale · Troiani · Centauri ) • TNO ( Fascia di Kuiper · Disco diffuso ) • Comete ( Radenti · Periodiche · Non periodiche · Damocloidi · Nube di Oort )
Argomenti correlati: Sistema planetario • Pianeta extrasolare • Definizione di pianeta • Pianeti ipotetici
Crystal Project konquest.png Questo box: vedi · disc. · mod.
Controllo di autorità VIAF ( EN ) 237238941 · LCCN ( EN ) sh85090874 · GND ( DE ) 4041620-3 · BNF ( FR ) cb12115383c (data) · NDL ( EN , JA ) 00564610
Sistema solare Portale Sistema solare : accedi alle voci di Wikipedia sugli oggetti del Sistema solare
Wikimedaglia
Questa è una voce in vetrina , identificata come una delle migliori voci prodotte dalla comunità .
È stata riconosciuta come tale il giorno 4 maggio 2006 — vai alla segnalazione .
Naturalmente sono ben accetti suggerimenti e modifiche che migliorino ulteriormente il lavoro svolto.

Segnalazioni · Criteri di ammissione · Voci in vetrina in altre lingue · Voci in vetrina in altre lingue senza equivalente su it.wiki

Estratto da " https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Nettuno_(astronomia)&oldid=120576322 "