Нептун (планета)

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до: навігація, пошук
Нептун  Neptune symbol.svg
Neptune.jpg
Нептун зазнимкований Вояджером-2 з Великою темною плямою зліва і Малою темною плямою справа внизу. Білі хмари складаються з метанового льоду.
Відкриття[1]
Відкривач Адамс Джон-Кауч,
Урбен Левер'є,
Йоганн Готфрид Ґалле
Місце відкриття Кембридж, Париж, Берлін
Дата відкриття 24 вересня 1846
Метод відкриття Математичний розрахунок
Велика піввісь 4 503 443 661 км
Перигелій 4 452 940 833
Афелій 4 553 946 490
Ексцентриситет 0,011214269
Орбітальний період 164,78 роки
Синодичний період 367,49 днів
Середня орбітальна швидкість 5,43 км/сек
Середня аномалія 267,767281°
Нахил орбіти 1,767975°
6,43° відносно сонячного екватора
Супутники 14[2]
Фізичні характеристики
Екваторіальний радіус 24 764 ± 15 км
3,883 Землі
Полярний радіус 24 341 ± 30 км
3,829 Землі
Сплюснутість 0,0171 ± 0,0013
Площа поверхні 7,6408×109 км²
14,98 Землі
Об'єм 6,254×1013 км³
57,74 Землі
Маса 1,0243×1026 кг
17,147 Землі
Середня густина 1,638 г/см³
Прискорення вільного падіння
на поверхні
11,15 м/с²
1,14 g
Друга космічна швидкість 23,5 км/c
Період обертання 16 год 6 хв 36 с
Екваторіальна швидкість обертання 2,68 км/с
Нахил осі 28,32°
Альбедо 0,41
Атмосфера[3]
Склад
80±3,2% водень (H2)
19±3,2% гелій
1,5±0,5% метан
~0,019% Дейтерид водню (HD)
~0,00015% етан

Непту́н — восьма за віддаленістю від Сонця, четверта за розміром і третя за масою планета Сонячної системи, що належить до планет-гігантів. Її орбіта перетинається з орбітою Плутона в деяких місцях. Також орбіту Нептуна перетинає комета Галлея. Маса Нептуна у 17,2 рази, а діаметр екватора у 3,9 рази більший за земний. Планета названа на честь римського бога морів. Його астрономічний символ Neptune symbol.svg — стилізована версія тризубця Нептуна.

Нептун було відкрито 23 вересня 1846 року, і він став першою планетою, яка була відкрита завдяки математичним розрахункам, а не шляхом регулярних спостережень. Припущення про наявність планети були пов'язані з непередбаченими змінами в орбіті Урана, гравітаційні сили якої могли призвести до появи цих відхилень. Згодом Нептун було знайдено неподалік розрахованого розташування. Незабаром було відкрито й його супутник Тритон, проте інші 12 супутників, які відомі зараз, були відкриті лише у XX столітті. Повз Нептун пролітав тільки один космічний апарат — «Вояджер-2», 25 серпня 1989 року.

Нептун за своїм складом близький до Урана, а обидві ці планети відрізняються за складом від інших планет-гігантів — Юпітера та Сатурна. Інколи Уран та Нептун відносять до окремої категорії «крижаних гігантів». Атмосфера Нептуна, подібно до атмосфери Юпітера та Сатурна, складається в основному з водню та гелію. Також в його атмосфері наявні сліди вуглеводнів і, можливо, азоту. В атмосфері Нептуна міститься у більшій пропорції лід: водний, аміачний, метановий. Ядро Нептуна, як і Урана, складається здебільшого з льоду й гірських порід. Сліди метану в зовнішніх шарах атмосфери, зокрема, є причиною синього кольору планети.

В атмосфері Нептуна бушують найсильніші вітри серед усіх планет Сонячної системи. За деякими оцінками, їх швидкість може досягати 2100 км/год[4]. Під час прольоту «Вояджера-2» 1989 року в південній півкулі Нептуна було виявлено так звану Велику темну пляму, аналогічну Великій червоній плямі на Юпітері. Температура у верхніх шарах атмосфери Нептуна — близько −220 °C. У центрі планети температура за різними оцінками становить від 5400 K до 7000—7100 °C, що відповідає температурі на поверхні Сонця та внутрішній температурі більшості відомих планет. У Нептуна є слабка та фрагментована кільцева система, можливо, виявлена ще в 1960-і роки, але достеменно підтверджена лише «Вояджером-2» 1989 року.

1948 року на честь відкриття планети названо новий хімічний елемент під номером 93 — нептуній. 12 липня 2011 року минув рівно один нептуніанський рік (або 164,79 земних років) від часу відкриття Нептуна 23 вересня 1846 року.

Параметри планети[ред.ред. код]

Нептун рухається навколо Сонця еліптичною, близькою до кругової, орбітою (ексцентриситет 0,009); його середня відстань від Сонця у 30 разів більша, ніж у Землі, і становить приблизно 4497 млн км. Це значить, що світло від Сонця до Нептуна іде трохи більше 4 годин. Тривалість «нептуніанського року», тобто час одного повного оберту навколо Сонця — 164,8 земних років. Екваторіальний діаметр планети 49 500 км, що майже вчетверо перевищує діаметр Землі, до того ж власне обертання настільки швидке, що доба на Нептуні триває всього 16 годин. Хоча середня густина Нептуна (1,66 г/см³) майже втроє менша земної, його маса (через великі розміри планети) в 17,23 рази більша, ніж у Землі. Нептун виглядає на небі як зірка 7,8 зоряної величини; при сильному збільшенні він має вигляд зеленуватого диска, позбавленого будь-яких деталей.

Нептун має магнітне поле, напруженість якого на полюсах приблизно вдвічі більша, ніж на Землі.

Ефективна температура поверхні планети становить близько 38 К. У центрі ядра Нептуна температура досягає 7000 К за тиску 7-8 мегабар.

Хімічний склад, фізичні умови і будова[ред.ред. код]

Будова Нептуна:
1. Верхня атмосфера і шар хмар.
2. Атмосфера (водень, гелій, метан)
3. Мантія (водяний, аміачний, метановий лід)
4. Кам'яне ядро

Нептун має хімічний склад, мабуть, подібний до Урана: різноманітні «льоди» або затверділі гази, які містять близько 15% водню і невелику кількість гелію. Як і Уран, та на відміну від Юпітера з Сатурном, Нептун, можливо, не має чіткого внутрішнього розшарування. Але найбільш вірогідно, що у нього є невелике тверде ядро (рівне 1,2 маси Землі)[5]. Атмосфера Нептуна — це, здебільшого, водень і гелій з невеликою домішкою метану: синій колір Нептуна є результатом поглинання цим газом червоного світла в атмосфері, як на Урані. В атмосфері Нептуна було виявлено явища, схожі з земними полярними сяйвами.

Подібно до типових газових планет, Нептун відомий сильними бурями й вихорами, швидкими вітрами, що дмуть на обмежених смугах, поряд з екватором. Вітри дмуть на Нептуні в західному напрямку, проти обертання планети. У низьких широтах вітер дме паралельно екватору у зворотному напрямку, його швидкість становить близько 100 м/сек. Слід зауважити, що в планет-гігантів швидкість потоків і плинів у їхніх атмосферах збільшується з відстанню від Сонця. Ця закономірність поки що не має пояснення. На знімках можна побачити хмари в атмосфері Нептуна. Подібно до Юпітера й Сатурна, Нептун має внутрішнє джерело тепла — він випромінює більш ніж удвічі енергії, ніж одержує від Сонця. Таке інтенсивне інфрачервоне випромінювання свідчить про нагрівання, імовірно, спричинене гравітаційним стисненням планети.

Атмосфера[ред.ред. код]

Хмари на Нептуні

Атмосфера Нептуна складається з водню (приблизно 67%), гелію (31%) і метану (2%). Крім цих основних компонентів, вона містить також незначні домішки речовин, що є результатом фотолізу метану: ацетилен C2H2, діацетилен C4H2, етилен C2H4 і етан C2H6, а також чадний газ CO і молекулярний азот N2.

Основний шар хмар розташовано на рівні тиску близько 3 атмосфер, він складається з замерзлого сірководню H2S, можливо, із невеликою домішкою аміаку NH3. Температура в цій області становить близько 100 К (-173 °C). Вище основного шару, у холодній прозорій атмосфері конденсуються рідкісні білі хмари замерзлого метану CH4. Ці хмари підіймаються на висоту 50-150 км і відкидають тіні на основний хмарний покрив, як це видно на знімках Вояджера-2.

Нижче першого шару хмар, на рівні тиску близько 20 атмосфер і температури близько 200 К (-70 °C), розташовано другий шар хмар із гідросульфіду амонію NH4SH. Ще глибше розташовано хмари з водяного льоду.

Температурний мінімум (тропопауза) в атмосфері Нептуна становить 50 К (-223 °C) і досягається за тиску 0,1 атмосфери. За такої низької температури конденсуються пари продуктів фотолізу метану (ацетилен, діацетілен та ін.), утворюючи тонкий надхмарний серпанок. Вище тропопаузи лежить стратосфера — область атмосфери, де температура зростає з висотою. На рівні тиску 10−8—10−7 атмосфер за температури 160 К (-110 °C) розташована мезопауза — область постійної температури, вище якої простягається термосфера. Температура термосфери досягає 750 К.

Магнітосфера[ред.ред. код]

Магнітне поле Нептуна, як і поле Урана, орієнтоване незвичайно і, мабуть, створюється течією провідної речовини (можливо, води), розташованої в середніх шарах планети, вище ядра. Магнітна вісь нахилена на 47 градусів до осі обертання, до того ж, вісь симетрії магнітного поля Нептуна не проходить через центр планети, а відхилена від нього більш ніж на піврадіуса, що нагадує властивості магнітного поля навколо Урана. Відповідно, і напруженість поля на поверхні в різних її місцях змінюється від третини до потроєного значення земної. Навіть в якійсь одній точці поверхні поле також мінливе, як і положення та інтенсивність джерела в надрах планети.

Завдяки випадку, при підльоті до Нептуну, «Вояджер» рухався майже точно в напрямку південного магнітного полюса планети, що дало можливість ученим здійснити низку унікальних досліджень, багато результатів яких досі не позбавлено таємничості і незрозумілості. В атмосфері було виявлено явища, подібні до земних полярних сяйв та зроблено припущення про будову Нептуна. Досліджуючи магнітні явища, «Вояджеру» вдалося точно встановити період обертання Нептуна навколо своєї осі — 16 годин 7 хвилин.

Історія відкриття[ред.ред. код]

Докладніше у статті Історія відкриття Нептуна

Після того, як 1781 Вільям Гершель відкрив Уран і розрахував параметри його орбіти, незабаром виявилися аномалії в русі цієї планети: він то «відставав» від розрахованого, то «випереджав» його. Орбіта Урана не відповідала закону Ньютона. Це навело на думку про існування за Ураном ще однієї планети, що могла б своїм гравітаційним тяжінням викривлювати траєкторію 7-ї планети.

1832 року у звіті Британської Асоціації розвитку науки Джордж Ері, який згодом став королівським астрономом, відзначав, що за 11 років помилка в положенні Урана досягла майже півхвилини дуги. Незабаром після опублікування звіту Ері одержав від Британського астронома-аматора, преподобного доктора Хасея, лист, в якому висувалося припущення, що ці аномалії обумовлені впливом поки ще невідкритої «зауранової» планети. Очевидно, це було першою пропозицією шукати планету. Ері не схвалив ідею Хасея, і пошуки не було розпочато.

А ще за рік до цього талановитий молодий студент Дж. К.Адамс відзначив у своїх записах: «На початку цього тижня з'явилася думка відразу ж після одержання ступеня взятися за дослідження аномалій руху Урану, що дотепер не пояснені. Треба знайти, чи можуть вони бути обумовлені впливом невідкритої планети і, якщо можливо, визначити хоча б приблизно елементи її орбіти, що може призвести до її відкриття».

Адамс отримав можливість взятися до розв'язання цієї задачі лише за два роки, і до жовтня 1843 попередні обчислення було закінчено. Адамс вирішив показати їх Ері, проте зустрітися з королівським астрономом йому не вдалося. Адамс повернувся до Кембриджу, залишивши для Ері результати проведених розрахунків. З незрозумілих причин Ері відреагував на роботу Адамса негативно, ціною чого виявилася втрата Англією пріоритету у відкритті нової планети.

Незалежно від Адамса над проблемою зауранової планети працював у Франції інший вчений, У. Ж. Левер'є. 10 листопада 1845 він надав Французькій Академії Наук результати свого теоретичного аналізу руху Урану, звернувши увагу на розбіжності між даними спостережень та розрахунків: «Це можна пояснити впливом зовнішнього чинника, що я оціню в другому тракті». Такі оцінки були здійснені в першій половині 1846 і Левер'є надав вказівки, де варто шукати нову планету.

Отримавши другий тракт Левер'є, Ері звернув увагу на збіг результатів досліджень Адамса і Левер'є, що стосуються руху гіпотетичної планети, яка «збурює» траєкторію Урану, і навіть підкреслив це на спеціальному засіданні Ради інспекторів Гринвіча. Але як і раніше він, не поспішав починати пошуки і став клопотатися про них лише в липні 1846 р., зрозумівши, яке обурення може викликати згодом його пасивність.

Тим часом 31 серпня 1846 Левер'є закінчив ще одне дослідження, у якому було отримано остаточну систему елементів орбіти невідомої планети та зазначене її місце на небі. Обчислення його базувалися на результатах спостережень Юпітера, Сатурна і власне Урана. Але у Франції, як і в Англії, астрономи все ще не ставали до пошуків, і 18 вересня Левер'є звернувся до Йоганна Галле, асистента Берлінської обсерваторії, який 23 вересня разом із студентом д'Арестом розпочав пошуки. У перший же вечір планету було виявлено, вона перебувала зовсім близько від вказаного місця. Звістка про відкриття планети «на кінчику пера» стала яскравим тріумфом небесної механіки і незабаром облетіла весь науковий світ. За сталою традицією планета одержала назву Нептун на честь античного бога.

Близько року між Францією та Англією йшла боротьба за пріоритет відкриття, до якої, як це часто буває, самі герої безпосереднього відношення не мали. Зокрема, між Адамсом і Левер'є встановилося повне порозуміння, і вони залишалися друзями до кінця життя.

Формування та міграція[ред.ред. код]

Симуляція зовнішніх планет і пояса Койпера: а) До того як Юпітер і Сатурн вступили в резонанс 2:1; б) Розсіювання об'єктів пояса Койпера в Сонячній системі після зміни орбіти Нептуна; c) Після викидання тіл поясу Койпера Юпітером.

Для формування крижаних гігантів — Нептуна й Урана — виявилося важко створити точну модель. Сучасні моделі вважають, що щільність речовини в зовнішніх ділянках Сонячної системи була надто низькою для формування таких великих тіл традиційним методом акреції речовини на ядро. Щоб пояснити еволюцію Урана й Нептуна, було висунуто багато гіпотез.

Одна з них вважає, що обидва крижаних гіганта сформувалися не методом акреції, а утворилися всередині початкового протопланетного диска через його нестабільність, і пізніше їх атмосфери «здмухнуло» випромінюванням масивної зорі класу O або B[6] .

Інша концепція полягає в тому, що Уран і Нептун сформувалися близько до Сонця, де щільність матерії була вищою, і згодом пересунулися на поточні орбіти[7] . Гіпотеза пересування Нептуна користується популярністю[Джерело?] тому, що дозволяє пояснити поточні резонанси в поясі Койпера, особливо, резонанс 2:5. Коли Нептун рухався назовні, він взаємодіяв з об'єктами прото-пояса Койпера, створюючи нові резонанси й хаотично змінюючи існуючі орбіти. Вважається, що об'єкти розсіяного диска опинилися в поточному становищі через резонансну взаємодію, створену міграцією Нептуна[8] .

Запропонована 2004 року комп'ютерна модель Алессандро Морбіделлі з обсерваторії Лазурного берега в Ніцці припускає, що пересування Нептуна до поясу Койпера могло бути зумовлено формуванням резонансу 1:2 на орбітах Юпітера й Сатурна, який послужив своєрідним гравітаційним рушієм, який штовхнув Уран і Нептун на вищі орбіти й змусив їх змінити місце розташування. Виштовхування об'єктів із поясу Койпера в результаті цієї міграції може також пояснити пізнє важке бомбардування, що сталося через 600 мільйонів років після утворення Сонячної системи, і появу в Юпітера троянських астероїдів[9] .

Кільця Нептуна[ред.ред. код]

Кільця Нептуна
Докладніше у статті Кільця Нептуна

Нептун також має кільця — два широких і два вузьких. Їх було відкрито під час затемнення Нептуном однієї з зірок 1981 року. Спостереження з Землі дозволили побачити тільки слабкі дуги замість повних кілець, але фотографії «Вояджера-2» в серпні 1989-го року показали їх повністю. Одне з кілець має складну викривлену структуру. Подібно Урановим і Юпітеровим, кільця Нептуна дуже темні і будова їх невідома. Але це не перешкоджало дати їм назви: зовнішнє — Адамс (яке містить три дуги, що виділяються, які охрестили Свободою, Рівністю і Братерством), потім — безіменне кільце, що збігається з орбітою супутника Нептуна Галатеї, слідом — Левер'є (чиї зовнішні розширення названі Ласель і Араго), і, нарешті, слабке, але широке кільце Галле. Як видно, назви кілець увіковічнили тих, хто брав участь у відкритті Нептуна.

Клімат[ред.ред. код]

Одна з відмінностей між Нептуном та Ураном — рівень метеорологічної активності. «Вояджер-2», що пролітав поблизу Урана в 1986 році, зафіксував вкрай слабку активність атмосфери. На противагу Урану, Нептун демонстрував помітні погодні зміни під час зйомки з «Вояджер-2» в 1989 році[10].

Велика темна пляма (вгорі), Скутер (біла трикутна хмарка посередині)[11], і Мала темна пляма?! (внизу).

Погода на Нептуні характеризується надзвичайно динамічною системою штормів, з вітрами, що досягають майже надзвукових швидкостей[12]. Максимальна зареєстрована швидкість вітру на Нептуні досягала 600 м/с, що є рекордом для Сонячної системи[13]. У ході відстеження руху постійних хмар було зафіксовано зміну швидкості вітру від 20 м/с у східному напрямку до 325 м/с на західному[14]. У верхньому хмарному шарі швидкості вітрів різняться від 400 м/с вздовж екватора до 250 м/с на полюсах[13]. Більшість вітрів на Нептуні дмуть у напрямку, зворотному обертанню планети навколо своєї осі[15]. Загальна схема вітрів показує, що на високих широтах напрям вітрів збігається з напрямком обертання планети, а на низьких широтах протилежно йому. Відмінності в напрямку повітряних потоків, як вважають, наслідок «скін-ефекту», а не будь-яких глибинних атмосферних процесів[16]. Вміст в атмосфері метану, етану та ацетилену в області екватора перевищує в десятки та сотні разів вміст цих сполук в області полюсів. Це спостереження може вважатися свідченням на користь існування апвелінга на екваторі Нептуна і його зниження ближче до полюсів[16]. В 2007 році було відмічено, що верхня тропосфера південного полюса Нептуна була на 10 °C тепліше, ніж інша частина Нептуна, де температура в середньому становить −200 °C[17]. Така різниця в температурі достатня, щоб метан, який в інших областях верхній частині атмосфери Нептуна розташований в замороженому вигляді, просочувався в космос на південному полюсі. Ця «гаряча точка» — наслідок осьового нахилу Нептуна, південний полюс якого вже чверть нептуніанского року, тобто приблизно 40 земних років, звернений до Сонця. У міру того, як Нептун буде повільно просуватися по орбіті до протилежної сторони Сонця, південний полюс поступово піде в тінь, і Нептун підставить Сонцю північний полюс. Таким чином, вивільнення метану в космос переміститься з південного полюса на північний[18].

Через сезонні зміни хмарні смуги в південній півкулі Нептуна, як спостерігалося, збільшилися в розмірі та альбедо. Ця тенденція була помічена ще 1980 року, і, як очікується, триватиме до 2020 з наступом на Нептуні нового сезону. Сезони змінюються кожні 40 років[19].

Шторми[ред.ред. код]

Велика темна пляма, фото з ​​"Вояджера-2".

В 1989 році Велика темна пляма, стійкий шторм-антициклон розмірами 13 000 × 6600 км[10], був відкритий апаратом НАСА «Вояджер-2». Цей атмосферний шторм нагадував Велику червону пляму Юпітера, однак 2 листопада 1994 року космічний телескоп «Габбл» не виявив його на колишньому місці. Замість нього нове схоже утворення було виявлено в північній півкулі планети[20].

Скутер — це інший шторм, виявлений південніше Великої темної плями. Його назва — наслідок того, що ще за кілька місяців до зближення «Вояджера-2» з Нептуном було ясно, що ця групка хмар переміщалася набагато швидше Великої темної плями[15]. Зображення, зняті під час зближення, дозволили виявити ще більш швидкі, ніж «скутер», групи хмар. Мала темна пляма, другий за інтенсивністю шторм, що спостерігався під час зближення «Вояджера-2» з планетою 1989 року, розташована ще південніше. Спочатку вона здавалася повністю темною, але при зближенні яскравий центр Малої темної плями став видніше, що можна помітити на більшості чітких фотографій з високою роздільністю[21].

«Темні плями» Нептуна, як вважають, народжуються в тропосфері на більш низьких висотах, ніж більш яскраві й помітні хмари[22]. Таким чином, вони здаються своєрідними дірами у верхньому хмарному шарі. Оскільки ці шторми носять стійкий характер та можуть існувати протягом декількох місяців, вони, як вважається, мають вихорну структуру[23]. Часто зв'язуються з темними плямами більш яскраві, постійні хмари метану, які формуються в тропопаузі[24]. Сталість супутніх хмар показує, що деякі колишні «темні плями» можуть продовжити своє існування як циклон, навіть при тому, що вони втрачають темне забарвлення. Темні плями можуть розсіятися, якщо вони рухаються занадто близько до екватора або через якийсь інший невідомий поки що механізм[25].

Супутники Нептуна[ред.ред. код]

Докладніше у статті Супутники Нептуна

Нептун має 14 супутників: 1 великий, 3 середніх і 10 маленьких. Інформацію про деякі з них наведено у таблиці.

Супутники Нептуна (дані про відкриття)
Назва (укр.) Назва (лат.) Попереднє позначення Дата відкриття Місце відкриття Відкривачі
I Тритон Triton 10.10.1846 Велика Британія Ліверпул В.Ласселл
II Нереїда Nereid 1.05.1949 США Форт-Дейвіс Дж. П.Койпер
III Наяда Naiad S/1989 N 6 18.09.1989 КА «Вояджер-2» Р.Терріл
IV Таласса Thalassa S/1989 N 5 18.09.1989 КА «Вояджер-2» Р.Терріл
V Деспіна Despina S/1989 N 3 28.07.1989 КА «Вояджер-2» С.Сіннотт
VI Галатея Galathea S/1989 N 4 28.07.1989 КА «Вояджер-2» С.Сіннотт
VII Ларисса Larissa S/1981 N 1
S/1989 N 2
24.05.1981
28.07.1989
США Тусон
КА «Вояджер-2»
Г.Рейтсема, В.Габбард, Л.Лебофскі, Д.Дж.Толен
С.Сіннотт
VIII Протей Protheus S/1989 N 1 16.06.1989 КА «Вояджер-2» С.Сіннотт
IX Галімеда Halimede S/2002 N 1 14.08.2002 Чилі Ла-Серена М.Голмен, Дж. Кавеларс, Т.Грав, В.Фрезер, Д.Мілісавлєвич
X Псамафа Psamathe S/2003 N 1 29.08.2003 США о.Мауна-Кеа С.Шеппард, Дж. Клейна, Д.Джуїтт
XI Сао Sao S/2002 N 2 14.08.2002 Чилі Ла-Серена М.Голмен, Дж. Кавеларс, Т.Грав, В.Фрезер, Д.Мілісавлєвич
XII Лаомедея Laomedeia S/2002 N 3 13.08.2002 Чилі Ла-Серена М.Голмен, Дж. Кавеларс, Т.Грав, В.Фрезер, Д.Мілісавлєвич
XIII Несо Neso S/2002 N 4 14.08.2002 Чилі Ла-Серена М.Голмен, Дж. Кавеларс, Т.Грав, В.Фрезер, Д.Мілісавлєвич
XIV S/2004 N 1 S/2004 N 1 2013 Марк Шоуолтер

Тритон[ред.ред. код]

Докладніше у статті Тритон (супутник)

Тритон відкрито Вільямом Ласселем (о. Мальта, 1846). Він має 14 зоряну величину і є найбільшим серед супутників Нептуна. Відстань від Нептуна 394700 км, сидеричний період обертання 5 діб 21 год. 3 хв., діаметр близько 2707 км, що на 769 км менше діаметра Місяця, хоча маса його у 3,5 рази менша. Це єдиний супутник Сонячної системи, який обертається навколо своєї планети в протилежний бік від обертання самої планети навколо своєї осі. Є версії, що Тритон — захоплена колись Нептуном самостійна планета. Має велике альбедо — 60-90% (альбедо Місяця — 12%), бо здебільшого складається з водяного льоду. У Тритона було виявлено незначну газову оболонку, тиск якої на поверхні в 70 000 разів менше земного атмосферного тиску. Походження цієї атмосфери, що мала б давно розсіятися, пояснюють частими виверженнями на супутнику, що поповнюють її газами. Коли було отримано знімки Тритона, на його крижаній поверхні справді помітили гейзероподібні виверження азоту і темних часток пилу різного розміру. Все це розсіюється в навколишньому просторі. Є припущення, що після захоплення Нептуном супутник було розігріто припливними силами, і він був навіть рідким перший мільярд років після захоплення. Можливо, у надрах своїх він як і раніше зберіг цей агрегатний стан. Поверхня Тритона нагадує полярні шапки галілеєвих супутників Юпітера: Європи, Ганімеда, Іо, а також Аріеля (супутника Урана).

Нереїда[ред.ред. код]

Третій за розмірами супутник Нептуна. Середня відстань від Нептуна 6,2 млн км, діаметр — близько 340 км. Нереїда — найвіддаленіший супутник Нептуна (серед відомих). Вона робить один оберт навколо планети за 360 днів. Орбіта Нереїди дуже витягнута, її ексцентриситет становить 0,75. Найбільша відстань від супутника до планети перевищує найменшу в сім разів. Нереїду було відкрито 1949 року Джерардом Койпером (США).

Місії до Нептуна[ред.ред. код]

1977 року Лабораторією Реактивного Руху(JPL[26]) році було запущено місію Вояджер-2, що пролетіла повз Нептун 1989 року. Наразі цей апарат є єдиним, що наближався до планети.

НАСА вивчала можливість досліджень Нептуна за допомогою космічного апарата на орбіті планети, але місію Neptune/Triton Orbiter ухвалено не було.

Див. також[ред.ред. код]

Примітки[ред.ред. код]

  1. Алексей Левин Охота на планету: Нептун // Популярная механика, (№5 2009). (рос.)
  2. Астрономи NASA завдяки телескопу «Хаббл» виявили новий супутник Нептуна
  3. Вика Воробьёва. «Нептун». Планетные системи. Архів оригіналу за 2013-06-22. Процитовано 2010-09-19.  (рос.)
  4. Suomi, V. E.; Limaye, S. S.; Johnson, D. R. (1991). «High Winds of Neptune: A possible mechanism». Science 251 (4996) (AAAS (USA)). с. 929—932. doi:10.1126/science.251.4996.929. PMID 17847386. 
  5. Podolak, M.; Weizman, A.; Marley, M. (1995). «Comparative models of Uranus and Neptune». Planetary and Space Science 43 (12). с. 1517—1522. doi:10.1016/0032-0633(95)00061-5. 
  6. Boss, Alan P. (2002). «Formation of gas and ice giant planets». Earth and Planetary Science Letters 202 (3–4). с. 513–523. Bibcode:2002E&PSL.202..513B. doi:10.1016/S0012-821X(02)00808-7. 
  7. Thommes, Edward W.; Duncan, Martin J.; Levison, Harold F. (2001). «The formation of Uranus and Neptune among Jupiter and Saturn». The Astronomical Journal 123 (5). с. 2862–2883. arXiv:astro-ph/0111290. Bibcode:2002AJ....123.2862T. doi:10.1086/339975. 
  8. Hahn, Joseph M. (2005). «Neptune’s Migration into a Stirred-Up Kuiper Belt: A Detailed Comparison of Simulations to Observations». Saint Mary’s University. Процитовано 2008-03-05. 
  9. Hansen, Kathryn (June 7, 2005). «Orbital shuffle for early solar system». Geotimes. Архів оригіналу за 2011-08-17. Процитовано 2007-08-26. 
  10. а б Lavoie, Sue. (2000-02-16). «PIA02245: Neptune’s blue-green atmosphere». NASA JPL. Архів оригіналу за 2013-08-13. Процитовано 2013-08-09.  (англ.)
  11. Lavoie, Sue. (1998-01-08). «PIA01142: Neptune Scooter». NASA. Архів оригіналу за 2013-08-13. Процитовано 2013-08-09.  (англ.)
  12. Suomi, V. E.; Limaye, S. S.; Johnson, D. R. (1991). «High Winds of Neptune: A Possible Mechanism». Science 251 (4996). с. 929–932. doi:10.1126/science.251.4996.929. PMID 17847386. Процитовано 9 серпня 2013.  (англ.)
  13. а б Elkins-Tanton L. T. {{{Заголовок}}}. — P. 83. — ISBN 0-8160-5197-6.
  14. Hammel, H. B.; Beebe, R. F.; De Jong, E. M.; Hansen, C. J.; Howell, C. D.; Ingersoll, A. P.; Johnson, T. V.; Limaye, S. S.; Magalhaes, J. A.; Pollack, J. B.; Sromovsky, L. A.; Suomi, V. E.; Swift, C. E. (Вересень 1989). «Neptune’s wind speeds obtained by tracking clouds in Voyager 2 images». Science 245. с. 1367–1369. doi:10.1126/science.245.4924.1367. PMID 17798743. Процитовано 9 серпня 2013.  (англ.)
  15. а б Burgess, 1991, p. 64–70
  16. а б doi:10.1146/annurev.aa.31.090193.001245
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  17. 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. Архів оригіналу за 2013-08-13. Процитовано 2013-09-09.  (англ.)
  18. Orton, Glenn; Encrenaz, Thérèse. (18 вересня 2007). «A Warm South Pole? Yes, On Neptune!». ESO. Процитовано 9 серпня 2013.  (англ.)
  19. Villard, Ray; Devitt, Terry. (15 травня 2003). «Brighter Neptune Suggests A Planetary Change Of Seasons». Hubble News Center. Процитовано 9 серпня 2013.  (англ.)
  20. Hammel, H. B.; Lockwood, G. W.; Mills, J. R.; Barnet, C. D. (23 червня 1995). «Hubble Space Telescope Imaging of Neptune’s Cloud Structure in 1994». Science 268 (5218). с. 1740 —1742. doi:10.1126/science.268.5218.1740. PMID 17834994. Процитовано 9 серпня 2013.  (англ.)
  21. Lavoie, Sue. (1996-01-29). «PIA00064: Neptune’s Dark Spot (D2) at High Resolution». NASA JPL. Архів оригіналу за 2013-08-13. Процитовано 2013-08-09.  (англ.)
  22. S. G., Gibbard; de Pater, I.; Roe, H. G.; Martin, S.; Macintosh, B. A.; Max, C. E. (2003). «The altitude of Neptune cloud features from high-spatial-resolution near-infrared spectra» (PDF). Icarus 166 (2). с. 359 — 374. doi:10.1016/j.icarus.2003.07.006. Процитовано 9 серпня 2013.  (англ.)
  23. Max, C. E.; Macintosh, B. A.; Gibbard, S. G.; Gavel, D. T.; Roe, H. G.; de Pater, I.; Ghez, A. M.; Acton, D. S.; Lai, O.; Stomski, P.; Wizinowich, P. L. (2003). «Cloud Structures on Neptune Observed with Keck Telescope Adaptive Optics». The Astronomical Journal, 125 (1). с. 364–375. Bibcode:2003AJ....125..364M. doi:10.1086/344943. 
  24. Stratman, P. W.; Showman, A. P.; Dowling, T. E.; Sromovsky, L. A. (2001). «EPIC Simulations of Bright Companions to Neptune’s Great Dark Spots» (PDF). Icarus 151 (2). с. 275 — 285. doi:10.1006/icar.1998.5918. Процитовано 9 серпня 2013.  (англ.)
  25. Sromovsky, L. A.; Fry, P. M.; Dowling, T. E.; Baines, K. H. (Жовтень 2000). «The unusual dynamics of new dark spots on Neptune». Bulletin of the American Astronomical Society uken 32. с. 1005. Процитовано 9 серпня 2013.  (англ.)
  26. http://jpl.nasa.gov

Джерела[ред.ред. код]

Посилання[ред.ред. код]