Neptün

Neptün 
Voyager 2'nin çektiği Neptün fotoğrafı.
Yörüngesel özellikleri (Epoch J2000)
Güneş'ten ort. uzaklığı 4,503,443,661 km
30.10366151 AU
Yörünge dış merkezliği 0.011214269
Günberi 4,452,940,833 km
29.76607095 AU
Günöte 4,553,946,482 km
30.44125206 AU
Yörünge periyodu 60,190 gün (164.79 yıl)
89,666 Neptün günü
Kavuşum süresi 367.49 gün
Ort. yörünge hızı 5.43 km/sn
Max. yörünge hızı 5.50 km/sn
Min. yörünge hızı 5.37 km/sn
Eğiklik 1.767975°
(Güneş ekvatoruna göre 6.43°)
Çıkış düğümü boylamı 131.794310°
Günberi açısı 265.646853°
Uydularının sayısı 14
Fiziksel özellikleri
Ekvatoral çap 49,528 km
(3.883 Dünya çapı)
Kutup çapı 48,682 km
(3.829 Dünya çapı)
Basıklık 0.0171 ± 0.0013
Yüzey alanı 7.6408×109 km2
(14.98 Dünya yüzeyi)
Hacim 6.254×1013 km3
(57.74 Dünya hacmi)
Kütle 1.0243×1026 kg
(17.147 Dünya kütlesi)
Ort. özkütle 1.638 g/cm3
Ekvatoral yerçekimi 11.15 m/s2
(1.14 g)
Kaçış hızı 23.5 km/sn
Dönme periyodu 0.6713 gün
Dönme hızı 2.68 km/sn (9,660 km/saat)
(ekvatorda)
Eksen eğikliği 28.32°
Kuzey kutbunun
bahar açısı		 299.3°
(19s 57d 20sn)
Yükselim 42.950°
Albedo 0.290 (bond)
Yüzey sıcaklığı(1 bar seviyesinde)
min ort. max
−201 °C
(72 K)
Atmosfer özellikleri
Atmosfer basıncı 1000 bar
Hidrojen %80±3.2
Helyum %19±3.2
Metan %1.5±0.5
Etan ~%0.00015

Neptün, Güneş Sistemi'nin sekizinci ve Güneş'e en uzak gezegenidir. Adını Roma deniz tanrısı Neptunus'ten alan gezegen, çapına göre en büyük dördüncü, kütlesine göre ise en büyük üçüncü gezegendir. Dünya'nın 17 katı kütlesiyle ikizi sayılabilecek Uranüs'ten çok az büyük ve daha yoğundur.[1] Güneş'e olan uzaklığı ortalama 30 Astronomik birimdir (AU).

23 Eylül 1846'da keşfedilen Neptün,[2] deneysel gözlemlerden önce matematiksel tahminlerle bulunan ilk ve tek gezegendir. Alexis Bouvard, Uranüs'ün yörüngesindeki beklenmeyen değişikliklere, bilinmeyen bir gezegenin kütleçekimsel etkisinin sebep olduğunu öngördü. Daha sonra Neptün, Johann Gottfried Galle tarafından Urbain Le Verrier'in tahmin ettiği pozisyonun çok yakınında bir bölgede gözlemlendi. Kısa bir süre sonra da en büyük uydusu Triton keşfedildi. Kalan 12 uydusu ise ancak 20.yy'da keşfedilebildi. Neptün şimdiye kadar sadece Voyager 2 tarafından ziyaret edildi.

Neptün'ün yapısı Uranüs'e çok benzemektedir, bununla beraber bu ikisi, daha büyük gaz devleri olan Jüpiter ve Satürn'ün yapısından biraz farklıdırlar. Neptün'ün atmosferi, Jüpiter ve Satürn'ün atmosferi gibi ağırlıklı olarak hidrojen ve helyum, ve az miktarlarlarda hidrokarbonlar ve azottan oluşmakla beraber, görece yüksek miktarlardaki su, amonyak ve metan buzları ile onlardan ayrılmaktadır. Gök bilimcilerin Uranüs ve Neptün'e bazen buz devleri demesinin nedeni de işte bu farklılığı vurgulamaktır.[3] Neptün'ün iç katmanları, Uranüs'e benzer şekilde ağırlıklı olarak buz ve kayaç malzemelerden oluşmaktadır.[4] Atmosferinin üst katmanlarında bulunan metan, gezegene mavi görüntüsünü vermektedir.[5]

Uranüs'ün durağan atmosferinin aksine Neptün'ün atmosferi hareketli ve göze çarpan hava olayları ile dikkat çekmektedir. Örneğin, 1989'daki Voyager 2 yakın geçişi sırasında gezegenin güney yarım küresinde Jüpiter'deki Büyük Kırmızı Leke'ye benzer bir Büyük koyu leke vardı. Bu atmosfer olayları, 2100km/s'e varan hızlara sahip Güneş Sistemi'ndeki en güçlü rüzgarlar tarafından gerçekleştirilmektedir.[6] Güneş'e olan uzaklığı nedeniyle, Neptün'ün üst atmosfer katmanları, -218°C'ye kadar düşen sıcaklığıyla Güneş Sistemi'ndeki en soğuk yerlerdendir. Bununla birlikte, gezegenin merkezi yaklaşık 5000 °C kadar sıcaktır.[7][8] Neptün, 1960'larda farkedilen ve 1989'da Voyager 2 tarafından kesin olarak onaylanan çok ince ve parçalı bir halka sistemine de sahiptir.[9]

Mitoloji

Neptün, Roma mitolojisi'sinde denizler, depremler ve atlar Tanrısıdır. Dünya paylaşımında: Jüpiter'e Gökler, Neptün'e Denizler, Plüton'a Yeraltı düşmüştür. Yunan mitolojisinde Poseidon olarak bilinir. Poseidon Yunanlar tarafından saygı görmektedir (çünkü Yunanlar denizciydi) fakat Neptün Romalılar tarafından hiç saygı görmemektedir (çünkü Romalılar denizden korkuyordu ve denizcilikte başarılı değillerdi).

Tarihi

Bulunuşu

Galileo'nun çizimlerine göre o, Neptün'ü 28 Aralık 1612 ve 27 Ocak 1613'te gözlemlemiş. Ama Galileo iki seferde de, Neptün'ü hareketsiz görüntüsünden dolayı bir yıldız olarak değerlendirmiştir. Bu sebeple bu gözlemler Neptün'ün keşfi olarak sayılmamaktadır. Tam Galileo'nun ilk gözlemini yaptığı tarihlerde Dünya ve Neptün'ün yörüngedeki hareket yönleri tersine dönmekteydi. Bu kısa zaman aralığı boyunca gezegenler gökyüzünde sabitmiş gibi görünür. Bu da Galileo'nun o zamanki teleskobuyla gezegenin hareketini farketmesini iyice güçleştirmişti.[10] Bununla birlikte, Temmuz 2009'da Melbourne Üniversitesi'nden bir fizikçinin açıklamalarına göre Galileo gözlemlediği bu gök cisminin hareketli olduğunu farketmiş olabilir.[11]

1821'de Alexis Bouvard, Uranüs yörüngesinin astronomik çizelgelerini yayınladı.[12] Takip eden gözlemler, hazırlanan çizelgelerde kayda değer hataların olduğunu ortaya koydu. Bu da Bouvard'ı, Uranüs ile henüz bilinmeyen bir gök cismi arasında olan kütleçekimsel etkileşimin buna sebep olduğunu düşünmeye itti.[13] John Couch Adams, 1843 yılında elindeki verilerden yararlanarak Uranüs'ün yörüngesi üzerine çalışmaya başladı. Daha sonra George Airy'den yeni veriler edindi ve çalışmalarını 1846 senesine kadar sürdürdü. Yeni bir gezegenin varlığıyla ilgili bazı varsayımlar üretti fakat Airy'nin Uranüs'ün yörüngesiyle ilgili talebine karşılık vermedi.[14][15]

Urbain Le Verrier

Aynı tarihlerde Urbain Le Verrier de Adams'tan bağımsız olarak kendi hesaplamalarını geliştirdi. 1846 Haziran'ında Le Verrier'in yayınladığı bulguları gören Airy, bunların Adams'ınkilerle örtüştüğünü farketti ve Cambridge Gözlemevi müdürü James Challis'i bu öngörülen yeni gezegeni aramaya ikna etti. Challis Ağustos ve Eylül ayları boyunca gökyüzünü taradı fakat bir sonuç çıkmadı.[13][16]

Bir taraftan Le Verrier de Berlin Gözlemevi astronomu Johann Gottfried Galle'den gezegeni araştırmasını istedi. Gözlemevindeki öğrencilerden Heinrich d'Arrest, Galle'ye Le Verrier'in tahmin ettiği bölgenin güncel çizelgelerdeki durumuyla o anki gökyüzünün durumunu bir gezegenin sabit bir yıldıza göre yer değiştirmesini de göz önüne alarak karşılaştırmasını önerdi. Le Verrier'in mektubunu aldıkları 23 Eylül 1846 gecesi Neptün, Le Verrier'in tahmin ettiği yerin sadece 1°(Adams'ın tahmininin ise 12° yakınında) uzağında keşfedildi. Challis ise sonradan söz konusu gök cismini Ağustos ayında iki kere gözlemlediğini fakat peşindeki gezegen olduğunu farkedemediğini anladı.[13][17]

İsimlendirme

Keşfi ertesinde, Neptün, basitçe "Uranüs'ün ötesindeki gezegen" veya "Le Verrier'in gezegeni" biçiminde anılıyordu. İsim konusunda ilk öneri "Janus" olarak Galle'den geldi. Daha sonra Challis de Oceanus ismini önerdi.[18] Keşfini isimlendirme hakkının kendisinde olduğunu söyleyen Le Verrier Neptün ismini önerdi.[19] Daha sonra Ekim ayında, bu sefer kendi adı Le Verrier'i isim olarak önerdi ve bu öneri kendi ülkesinde destek de buldu. Fakat Fransa dışında kabul görmedi.[20] Fransız almanaklarında Uranüs'ün adı Herschel(gezegenin kaşifi William Herschel'in adından) olarak değiştirildi ve yeni gezegen için de Leverrier ismi kullanıldı.[21]

29 Aralık 1846'da Struve gezegen için Saint Petersburg Bilimler Akademisi'ne Neptün ismini önerdi.[22] Daha sonra da Neptün ismi gezegenin uluslararası kabul görmüş ismi oldu. Roma mitolojisi'nde Neptün, deniz tanrısıdır. Dünya haricindeki tüm gezegenlerin ismi Roma mitolojisindeki tanrılardan geliyordu. Neptün için de bu ismin önerilmesiyle bu isimlendirme geleneği korunmuştur.[23]

Greko-Romen kültürle doğrudan bir ilişkisi olmayan ülkelerde bile bu ismin değiştirilmiş şekilleri kullanılmaktadır. Örneğin, Çince, Japonca ve Korece'de gezegen için "Deniz Tanrısı'nın Yıldızı" anlamındaki yerel sözcükler kullanılmaktadır.[24]

Yapısı

Neptün ve Dünya boyutlarının kıyaslaması

1.0243×1026 kg'lık kütlesi,[25] Dünya'nın 17 katı fakat Jupiter'in 1/19'udur.[1] Gezegenin yüzey kütleçekimini sadece Jupiter aşar. Güneş Sistemi'nde yüzey kütleçekimi Dünya'dan fazla olanlar, sadece bu iki gaz devidir.[26] 24764 km'lik yarıçapı[27] ile de Dünya'nın 4 katı kadardır.

İç yapısı

Neptün'ün iç yapısı Uranüs'e benzemektedir. Atmosferi toplam kütlesinin %5-%10 kadarını ve dıştan merkeze doğru olan mesafesinin de yaklaşık %10-%20'lik kısmını oluşturur. Atmosfer basıncı 10GPa'yı bulmaktadır. Metan, amonyak ve su oranları atmosferin alt katmanlarında daha yüksektir.[7]

Neptün'ün iç yapısı:
1. Üst atmosfer ve bulutlar
2. Hidrojeni helyum ve metandan oluşan Atmosfer katmanı
3. Su, amonyak ve metan buzlarından oluşan manto
4. Kayaç çekirdek (silikatlar, demir ve nikel)

Bu daha koyu ve sıcak bölge, derinlere gittikçe yavaş yavaş sıcaklığın 5000 °C'yi bulduğu, sıvı bir mantoya dönüşür. Manto, 10-15 Dünya kütlesine denk; su, amonyak ve metanca zengindir.[2] 7000 km derinlikten itibaren çekirdeğe kadar ortam koşulları öyle bir hal alır ki metan, elmas kristallerine ayrışır.[28]

Neptün'ün çekirdeği ağırlıklı olarak demir, nikel ve silikatlardan oluşmaktadır, kütlesi 1.2 Dünya kütlesi kadardır.[29] Basınç, merkezde 7Mbar(700GPa), sıcaklık ise 5400K civarındadır.[7][8]

Atmosfer

Yüksek kısımlarında, Neptün atmosferi %80 hidrojen, ve %19 helyumdan oluşur.[7] Eser miktarda metan da vardır. Metan, ağırlıklı olarak elektormanyetik tayfın kızıl ve kızılötesi bölgesine denk gelen 600 nm ve daha uzun dalga boylu ışınları soğurur. Bu sebeple, tıpkı Uranüs gibi Neptün de mavi görüntüsüne kavuşur.[30] Bununla birlikte, Neptün'ün azur mavisi görünüşüne karşılık Uranüs, hafif turkuvaza çalan bir görünüme sahiptir. Uranüs ve Neptün atmosferindeki metan miktarları çok benzer olduğu için bu farkın nedeninin atmosferlerdeki henüz bilmediğimiz bazı farklı bileşenler olduğu düşünülüyor.[5]

Neptün atmosferi iki ana katmandan oluşur; içteki troposferde sıcaklık yükseldikçe azalır ve dıştaki stratosferde ise sıcaklık yükseldikçe artar. Bu iki katmanı ayıran tropopoz 0.1bar(10kPa) basınc seviyesindedir.[3] Stratosferden sonra ise, 0.0001microbar ve daha düşük basınçtaki termosfer başlar.[3] Ve son olarak termosferden sonra ekzosfer bulunur.

Atmosferin üst katmanlarındaki bulutlar

Yapılan çalışmalar Neptün troposferinin, yüksekliğe bağlı olarak değişen bileşimlere sahip bulutlar barındırdığını göstermiştir. Yüksek seviylerdeki bulutlar, sıcaklığın metanın yoğunlaşmasına izin verdiği 1 barın altındaki basınçlarda oluşur. 1 - 5 bar arasındaki basınçlarda amonyak ve hidrojen sülfür bulutlarının oluştuğuna inanılıyor. 5 barın üzerindeki basınçlarda ise bulutlar amonyak, amonyum sülfit( (NH4)2S ) ve sudan oluşuyor olabilir. Daha derinlerdeki su buzu bulutları, sıcaklığın 0 °C'ya kadar yükseldiği 50 bar civarındaki basınçlarda meydana geliyor olmalı. Daha da alt kısımlarda amonyak ve hidrojen sülfit bulutları bulunabilir.[31]

Sebebi henüz bilinmeyen nedenlerden dolayı gezegenin termosferi 1000 °C gibi anormal derecede yüksek bir sıcaklığa sahiptir.[32][33] Neptün, Güneş'ten morötesi ışınların bu sıcaklığı üretemeyeceği kadar uzaktadır. Atmosferle gezegenin manyetik alanındaki iyonların etkileşimi de olası sebeplerden biridir. Termosfer ayrıca eser miktarlarda karbondioksit ve su da içermektedir, bunun kaynağının da göktaşları ve tozlar olduğu sanılıyor.[31][34]

Manyetosfer

Neptün manyetosferi de Uranüs'ünkine çok benzemektedir. Manyetik ekseni, dönme eksenine göre 47° eğiktir. Voyager 2, Neptün'e varmadan önce Uranüs manyetosferinin eğikliğinin gezegenin aşırı eğik dönme ekseninin bir sonucu olduğu tahmin ediliyordu. Ama iki gezegenin manyetik alanlarını karşılaştırdıktan sonra, bilim adamları artık bu aşırı eğikliklere, gezegenlerin iç kısımlarındaki akıntıların neden olduğunu düşünüyor.

Neptün'ün dipol manyetik momenti 2.2 × 1017 T·m3'tür. Gezegen yarıçapının yaklaşık 35 katı kadar ötesinde, manyetik alanı Güneş rüzgarlarını yavaşlatarak bir şok dalgası oluşturmaktadır. Güneş rüzgarları basıncının dengelendiği manyetopoz ise Neptün'den, kendi yarıçapının yaklaşık 25 katı kadar ileridedir. Manyetik alanın kuyruğu ise gezegen yarıçapının 72 katı kadar geriye uzanmaktadır.[35]

İklim

Neptün, hızları 600m/sn'ye kadar çıkabilen rüzgarlarla, oldukça hareketli fırtına sistemlerine sahiptir.[6] Bulut seviyelerinde ortalama rüzgar hızı, ekvator bölgesinde 400m/sn'den kutuplar civarında 250m/sn'ye kadar düşmektedir.[31] Rüzgarların çoğu Neptün'ün dönüş yönünün tersine esmektedir.[36]

Atmosferdeki metan, etan ve asetilen yoğunluğu ekvatorda kutuplardan 10-100 kez daha fazladır. Bu da, ekvatorda yükselme, kutuplarda ise alçalma hareketlerine kanıt olarak yorumlanmaktadır.[3]

Büyük Koyu Leke'nin Voyager 2 tarafından çekilmiş fotoğrafı

2007'de ortalama −200 °C (70 K) sıcaklığıyla Neptün'ün güney yarıküresinde, troposferin üst katmanlarının Neptün'ün geri kalanından 10 °C daha sıcak olduğu keşfedildi.[37] Bu sıcaklık farkı da atmosferin geri kalanında katı halde bulunan metanın gaz haline geçmesine yetmektedir. Bu "sıcak" bölgenin sebebi ise bu aralar Güneş ışınlarının güney yarıküreye vurması nedeniyle bu yarıkürenin "yaz" mevsimini yaşamasıdır. İleride mevsimlerin değişmesiyle, güney yarıküre kararacak ve kuzey yarıküre ışık almaya başlayacaktır ve böylece metan salınımı da, güneyden kuzey yarıküreye geçecek.[38]

Mevsimsel değişiklikler yüzünden 1980'lerden bu yana, bulutların gezegenin güney yarımküresinde yoğunlaştığı gözlenmiştir.Bu eğilimin 2020'lere kadar sürmesi bekleniyor. Uzun yörünge periyodu nedeniyle Neptün'de mevsimler 40 yıl sürer.[39]

Fırtınalar

1989 yılında, yaklaşık 86milyon km2 alana sahip antisiklonik bir kasırga olan Büyük koyu leke[40] Voyager 2 tarafından keşfedildi. Kasırga, Jupiter'deki Büyük kırmızı lekeyi andırıyordu. Bununla birlikte 5 yıl sonra Hubble Uzay Teleskobuyla yapılan gözlemlerde bu leke gözlenemedi. Bunun yerine büyük koyu lekeye çok benzeyen bir kasırga gezegenin kuzey yarımküresinde görüldü.[41]

Gene Voyager 2'nin 1989'daki geçişi sırasında büyük koyu lekeye göre daha güneyde kalan ve siklonik bir kasırga olan Küçük koyu leke de gözlemlendi.

İç ısısı

Neptün'ün Uranüs'e göre daha değişken hava koşulları, iç ısısının görece yüksekliğine bağlanıyor.[42] Neptün Güneş'e, Uranüs'e oranla 1.5 kat uzak olsa da ve Uranüs'ün aldığı günışığının %40'ını alsa da[3] yüzey sıcaklıklığı aşağı yukarı Uranüs'le aynıdır.[42] Neptün troposferinin üst kısımları −221.4 °C sıcaklığa kadar düşer. Atmosfer basıncının 1 bar olduğu seviyede ise sıcaklık −201.15 °C'dir.[43] Uranüs'te olduğu gibi bu ısının kaynağı bilinmemektedir ama tutarsızlıklar daha fazladır: Uranüs'ün yaydığı enerji, Güneş'ten aldığı enerjiye göre sadece 1.1 kat fazladır[44] bununla birlikte bu oran Neptün'de 2.61'dir.[45] Neptün Güneş'ten en uzak gezegendir ama barındırdığı enerji, Güneş Sistemi'nin en hızlı rüzgarlarını besleyebilmektedir. Olası nedenler arasında gezegen çekirdeğinden gelen radyoaktif bozunum kökenli ısı,[46] yüksek basınç altında metanın hidrojen, karbon(elmas) ve uzun zincirli hidrokarbonlara bozunumu sonucu ortaya çıkabilecek enerji[46][47] ve alt atmosfer katmanlarındaki konveksiyon sonucu stratosferde oluşan hava dalgalarıdır.[48][49]

Yörünge ve dönme

Neptün, Güneş'ten ortalama 4.5 milyar km uzaktadır ve Güneş çevresinde bir turunu 164.79 yılda tamamlamaktadır. 12 Temmuz 2011 tarihinde Neptün, 1846'daki keşfinden sonra henüz ilk turunu tamamladı[50][51] bununla birlikte, gökyüzünde tam olarak keşfedildiği noktada görünmeyecektir çünkü, dünya kendi yörüngesinde o güne göre farklı bir yerde bulunacaktır.

Neptün'ün yörünge düzlemi Dünya'nınkiyle 1.77°'lik açı yapmaktadır. 0.011'lik dışmerkezliği dolayısıyla Neptün'ün Güneş'e en yakın olduğu uzaklıkla en uzak olduğu uzaklık arasında 101 milyon km fark vardır.[52]

Neptün'ün eksen eğikliği 28.32°'dir,[53] bu açı Dünya(23°) ve Mars'ınkine(25°) çok benzerdir. Bunun sonucu olarak bu gezegen de benzer mevsimsel değişiklikler geçirir. Ama çok uzun yörünge periyodu dolayısıyla bir mevsimi 40 Dünya senesi sürer.[39] Kendi ekseni etrafında bir turu ise kabaca 16.11 saat sürer.[50] Neptün katı bir yapıya sahip olmadığı için, atmosferi enleme göre farklı hızlarda döner. Ekvatoral bölgenin bir tam tur dönüşü, 18 saate kadar çıkmaktadır. Kutup bölgelerinde ise bu süre 12 saate kadar düşmektedir. Güneş Sistemi'ndeki gaz devleri arasında, bölgeler arası dönüş farkı en fazla olan gezegendir.[54] Bu büyük farklar da enlem bölgeleri sınırlarında çok güçlü rüzgarlar yaratır.[55]

Yörüngesel rezonans

Neptün, hemen ardından gelen Kuiper kuşağı üzerinde güçlü bir etkiye sahiptir. Kuiper kuşağı Mars'la Jupiter arasındaki ateroid kuşağına benzer olarak ufak, buzlu gök cisimlerinden oluşan bir halkadır. Güneş'e 30AU uzaktaki Neptün yörüngesinin hemen ardınan başlayıp yaklaşık 55AU uzaklığa kadar devam eder.[56] Nasıl ki, Jupiter'in kütleçekimi asteroit kuşağını şekillendiriyorsa, Neptün kütleçekimi de Kuiper kuşağını şekillendirmektedir. Güneş Sistemi varolduğundan beri, Kuiper kuşağının belli bölgeleri Neptün kütleçekimi tarafından dengesizleştirilmekte, belli bölgelerde boşluklar oluşturulmaktadır. 40. ve 42. AU'lar bunun örnekleridir.[57] Bununla beraber Güneş Sistemi'nin oluşumundan bugüne, bu bölgelerde varlığını sürdüren gök cisimleri de vardır. Varlıklarını ise 1:2 veya 3:4 gibi yörüngesel rezonanslara borçlular. Bu şu anlama gelmektedir: Eğer iki gök cisminden biri, Güneş'etrafında bir turunu tamamladığında diğer gök cismi yörüngesinin tam yarısını katetmişse bu iki gök cismi arasında 1:2'lik rezonans söz konusudur. Neptün'ün her 3 turuna karşılık 2 tur anlamına gelen 2:3'lük rezonans, Kuiper kuşağındaki 200 gök cisminde görülür.[58] Bu, Kuiper kuşağı cisimleriyle Neptün arasındaki en yaygın yörüngesel rezonanstır, Plüton da bu gök cisimlerinden biridir. Eliptik yörüngesi nedeniyle bazen Neptün yörüngesine çok yakın geçmesine rağmen bu rezonans sayesinde Neptün'e hiçbir zaman çarpmayacaktır.[59]

Oluşumu

Neptün ve Uranüs'ün oluşum süreçlerini doğru şekilde açıklamak şu anki bilgilerimizle çok zordur. Günümüzdeki modellere göre ilk zamanlarında Güneş Sistemi'nin dış bölgelerinde bu büyüklükteki yapıların oluşumu için yeterli madde miktarı yoktu. Bu nedenle sürekli etrafındaki kütleyi çekerek büyümeye dayalı geleneksel varsayımların yerine farklı modeller geliştirildi.

Bu varsayımlardan birine göre bu gezegenler maddenin daha yoğun olduğu Güneş'e yakın bölgelerde oluştular ve yavaş yavaş günümüzde bulundukları yörüngelere kaydılar.[60] Şu anda Kuiper kuşağındaki küçük cisimlerin çokluğunu da açıklayabilen bu varsayım gök bilimciler arasında en çok kabul gören varsayımdır.[61] Göç eden Neptün'ün ve diğer gaz devlerinin Kuiper kuşağı üzerindeki etkilerini araştıran bu hipotez, Nice modeli olarak bilinir.[62][63][64]

Uyduları

Üstte Neptün ve altta uydusu Triton

Neptün'ün bilinen 14 uydusu vardır.[65] Bunların içinde açık farkla en büyüğü; William Lassell tarafından, Neptün'ün keşfinden sadece 17 gün sonra gözlenen, Neptün etrafında dönen toplam kütlenin %99.5'ini oluşturan,[66] ve ayrıca küresel şekle sahip olabilecek kadar kütleye sahip tek gök cismi olan, Triton'dur. İstisnai olarak, Güneş Sistemi'ndeki diğer tüm uydulara göre ters yönde bir yörüngeye sahiptir. Bu özelliği onun olduğu yerde oluşmadığını, Neptün tarafından yakalandığını gösteriyor. Eski bir Kuiper kuşağı cüce gezegeni olabilir.[67] Triton yörüngesinde eş zamanlı olarak döner, yani Neptün'e hep aynı yüzü dönüktür. Gelgit ivmelenmesi nedeniyle de gezegenine git gide yaklaşmakadır, 3.6 milyar yıl sonra Roche limitine ulaştığında da parçalanarak yok olacaktır.[68] 1989'da yaklaşık −235 °C (38 K) sıcaklığıyla Triton,.[69] Güneş Sistemi'ndeki en soğuk gök cismiydi.[70]

Neptün'ün ikinci keşfedilen uydusu, Güneş Sistemi'ndeki en eliptik uydu yörüngesiyle Nereid'tir. 0.7512'lik dışmerkezliğiyle; enöte uzaklığı, enberi uzaklığının 7 katıdır.[71]

Neptün'ün uydusu Proteus

1989'da, Temmuz'dan Eylül'e kadar Voyager 2 altı yeni uydu daha keşfetti.[35] Bunlar gezegenin ikinci büyük uydusu Proteus, en içteki dört uydusu Naiad, Thalassa, Despina ve Galatea ve en uzak uydusu Larissa'dır. Beş yeni, küçük ve düzensiz uydu 2004 yılında duyuruldu.[72][73] Neptün, adını Roma deniz tanrısından aldığı için uydularına da daha küçük deniz tanrıları ve perilerinin isimleri verilmiştir.[23] Neptün'ün 14. uydusu S/2004 N 1'in keşfi 15 Temmuz 2013'te duyuruldu.[65]

Gözlem

Neptün'ü, Jüpiter'in Galileo uyduları ve cüce gezegen Ceres'den bile düşük olan +7.7 ila +8.0 kadirden arasında değişen parlaklığı[74] sebebiyle çıplak gözle göremeyiz.[25][75] Bir teleskop veya güçlü bir dürbünle ufak mavi bir disk olarak gözlemlenebilir.[76]

Dünya'mıza olan uzaklığı sebebiyle görünür boyutları da oldukça küçüktür.[25][75] Bu da gezegen üzerinde görsel verilere dayalı çalışmaları iyice güçleştirmişti. Hubble Uzay Teleskobu'ndan önce teleskoplardan elde edilen veriler oldukça sınırlıydı..[77][78]

Keşif ve araştırmalar

Voyager 2'nin Neptün yakın geçişi, 25 Ağustos 1989 tarihinde gerçekleşti. Daha sonra aynı gün içinde Triton'a da bir yakın geçiş yapıldı.[79] Gezegenin manyetik alanının özellikleri, kendi ekseni etrafında dönüş süresi, hareketli atmosferi, uyduları ve halkaları hakkında birçok bilgi, Voyager 2'nin bu ziyareti sırasında edinildi.[35][79]

2003 yılında NASA'nın Neptün'e yollanacak bir uzay aracı önerisi yayınlanmıştı. Uzay aracının 2016 yılında fırlatılması öngörülüyordu ama şu anda projenin geleceği belirsizdir.

Ayrıca bakınız

Dış bağlantılar

Ek Bilgi

Kaynakça

  1. 1 2 Dünya'nın kütlesi: 5.9736×1024 kg, ve kütlesel oranı:
    Uranüs'ün kütlesi: 8.6810×1025 kg, ve kütle oranı:
    Jüpiter'in kütlesi: 1.8986×1027 kg, ve kütle oranı:
    Bakınız: Williams, David R. (29 Kasım 2007). "Planetary Fact Sheet – Metric". NASA. 24 Mart 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/20160324033129/http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/. Erişim tarihi: 2008-03-13.
  2. 1 2 Hamilton, Calvin J. (August 4, 2001). "Neptune". Views of the Solar System. 3 Mart 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/20160303184007/http://solarviews.com/eng/neptune.htm. Erişim tarihi: 2007-08-13.
  3. 1 2 3 4 5 Lunine, Jonathan I. (1993). The Atmospheres of Uranus and Neptune. Lunar and Planetary Observatory, University of Arizona.
  4. ↑ Podolak, M.; Weizman, A.; Marley, M. (1995). "Comparative models of Uranus and Neptune". Planetary and Space Science 43 (12): 1517–1522. DOI:10.1016/0032-0633(95)00061-5.
  5. 1 2 Munsell, Kirk (November 13, 2007). "Neptune overview". Solar System Exploration. NASA. 8 Aralık 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/20151208070121/http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Neptune&Display=OverviewLong. Erişim tarihi: 2008-02-20.
  6. 1 2 Suomi, V. E.; Limaye, S. S.; Johnson, D. R. (1991). "High Winds of Neptune: A possible mechanism". Science 251 (4996): 929–932. DOI:10.1126/science.251.4996.929. PMID 17847386.
  7. 1 2 3 4 Hubbard, W. B. (1997). "Neptune's Deep Chemistry". Science 275 (5304): 1279–1280. DOI:10.1126/science.275.5304.1279. PMID 9064785.
  8. 1 2 Nettelmann, N.. "Interior Models of Jupiter, Saturn and Neptune" (PDF). University of Rostock. 3 Mart 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/20120303012948/https://www.gsi.de/informationen/wti/library/plasma2006/PAPERS/TT-11.pdf. Erişim tarihi: 2008-02-25.
  9. ↑ Wilford, John N. (10 Temmuz 1982). "Data Shows 2 Rings Circling Neptune". The New York Times. http://query.nytimes.com/gst/fullpage.html?sec=technology&res=950DE3D71F38F933A25755C0A964948260&n=Top/News/Science/Topics/Space. Erişim tarihi: 2008-02-29.
  10. ↑ Littmann, Mark; Standish, E. M. (2004). Planets Beyond: Discovering the Outer Solar System. Courier Dover Publications. ISBN 0-486-43602-0.
  11. ↑ Britt, Robert Roy (2009). "Galileo discovered Neptune, new theory claims". MSNBC News. 19 Ekim 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/20121019183946/http://www.msnbc.msn.com/id/31835303. Erişim tarihi: 2009-07-10.
  12. ↑ Bouvard, A. (1821). Tables astronomiques publiées par le Bureau des Longitudes de France. Paris: Bachelier.
  13. 1 2 3 Airy, G. B. (November 13, 1846). "Account of some circumstances historically connected with the discovery of the planet exterior to Uranus". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 7: 121–144.
  14. ↑ O'Connor, John J. (2006). "John Couch Adams' account of the discovery of Neptune". University of St Andrews. 3 Mart 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/20160303172319/http://www-groups.dcs.st-and.ac.uk/~history/Extras/Adams_Neptune.html. Erişim tarihi: 2008-02-18.
  15. ↑ Adams, J. C. (November 13, 1846). "Explanation of the observed irregularities in the motion of Uranus, on the hypothesis of disturbance by a more distant planet". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 7: 149.
  16. ↑ Challis, Rev. J. (November 13, 1846). "Account of observations at the Cambridge observatory for detecting the planet exterior to Uranus". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 7: 145–149.
  17. ↑ Galle, J. G. (November 13, 1846). "Account of the discovery of the planet of Le Verrier at Berlin". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 7: 153.
  18. ↑ Moore (2000):206
  19. ↑ Littmann (2004):50
  20. ↑ Baum & Sheehan (2003):109–110
  21. ↑ Gingerich, Owen (1958). "The Naming of Uranus and Neptune". Astronomical Society of the Pacific Leaflets 8: 9–15.
  22. ↑ Hind, J. R. (1847). "Second report of proceedings in the Cambridge Observatory relating to the new Planet (Neptune)". Astronomische Nachrichten 25 (21): 309. DOI:10.1002/asna.18470252102.
  23. 1 2 Blue, Jennifer (December 17, 2008). "Planet and Satellite Names and Discoverers". USGS. 10 Ekim 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/20091010085334/http://planetarynames.wr.usgs.gov/append7.html. Erişim tarihi: 2008-02-18.
  24. ↑ "Planetary linguistics". nineplanets.org. 3 Mart 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/20160303231321/http://nineplanets.org/days.html. Erişim tarihi: 2010-04-08.
  25. 1 2 3 Williams, David R. (1 Eylül 2004). "Neptune Fact Sheet". NASA. 3 Mart 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/20160303174254/http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/neptunefact.html. Erişim tarihi: 2007-08-14.
  26. ↑ Unsöld (2001). The New Cosmos: An Introduction to Astronomy and Astrophysics (5. bas.). Springer. s. 47. ISBN 3-540-67877-8.
  27. ↑ P. Kenneth, Seidelmann; Archinal, B. A.; A’hearn, M. F. et al. (2007). "Report of the IAU/IAGWorking Group on cartographic coordinates and rotational elements". Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy 90 (3): 155–180. DOI:10.1007/s10569-007-9072-y.
  28. ↑ Kerr, Richard A. (1999). "Neptune May Crush Methane Into Diamonds". Science 286 (5437): 25. DOI:10.1126/science.286.5437.25a. PMID 10532884.
  29. ↑ Podolak, M.; Weizman, A.; Marley, M. (1995). "Comparative models of Uranus and Neptune". Planetary and Space Science 43 (12): 1517–1522. DOI:10.1016/0032-0633(95)00061-5.
  30. ↑ Crisp, D. (June 14, 1995). "Hubble Space Telescope Observations of Neptune". Hubble News Center. 29 Mart 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/20160329202257/http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1995/09/image/a/. Erişim tarihi: 2007-04-22.
  31. 1 2 3 Elkins-Tanton (2006):79–83.
  32. ↑ Broadfoot, A.L.; Atreya, S.K.; Bertaux, J.L. et al. (1999). "Ultraviolet Spectrometer Observations of Neptune and Triton" (pdf). Science 246 (4936): 1459–1456. DOI:10.1126/science.246.4936.1459. PMID 17756000. http://www-personal.umich.edu/~atreya/Articles/1989_Voyager_UV_Spectrometer.pdf.
  33. ↑ Herbert, Floyd; Sandel, Bill R. (1999). "Ultraviolet Observations of Uranus and Neptune". Planet.Space Sci. 47 (8-9): 1119–1139. DOI:10.1016/S0032-0633(98)00142-1.
  34. ↑ Encrenaz, Therese (2003). "ISO observations of the giant planets and Titan: what have we learnt?". Planet. Space Sci. 51 (2): 89–103. DOI:10.1016/S0032-0633(02)00145-9.
  35. 1 2 3 Ness, N. F.; Acuña, M. H.; Burlaga, L. F.; Connerney, J. E. P.; Lepping, R. P.; Neubauer, F. M. (1989). "Magnetic Fields at Neptune". Science 246 (4936): 1473–1478. DOI:10.1126/science.246.4936.1473. PMID 17756002.
  36. ↑ Burgess (1991):64–70.
  37. ↑ 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. DOI:10.1051/0004-6361:20078277.
  38. ↑ Orton, Glenn; Encrenaz, Thérèse (September 18, 2007). "A Warm South Pole? Yes, On Neptune!". ESO. http://www.eso.org/public/outreach/press-rel/pr-2007/pr-41-07.html. Erişim tarihi: 2007-09-20.
  39. 1 2 Villard, Ray; Devitt, Terry (May 15, 2003). "Brighter Neptune Suggests A Planetary Change Of Seasons". Hubble News Center. http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2003/17/text/. Erişim tarihi: 2008-02-26.
  40. ↑ Lavoie, Sue (February 16, 2000). "PIA02245: Neptune's blue-green atmosphere". NASA JPL. 4 Mart 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/20160304062956/http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA02245. Erişim tarihi: 2008-02-28.
  41. ↑ Hammel, H. B.; Lockwood, G. W.; Mills, J. R.; Barnet, C. D. (1995). "Hubble Space Telescope Imaging of Neptune's Cloud Structure in 1994". Science 268 (5218): 1740–1742. DOI:10.1126/science.268.5218.1740. PMID 17834994.
  42. 1 2 Williams, Sam (2004). "Heat Sources within the Giant Planets". University of California, Berkeley. http://webcache.googleusercontent.com/scholar?hl=en&lr=&q=cache:jc66Q17QyAwJ:www.cs.berkeley.edu/~samw/projects/ay249/z_heat_sources/Paper.doc+neptune+uranus+weather+heat. Erişim tarihi: 2008-03-10.
  43. ↑ Lindal, Gunnar F. (1992). "The atmosphere of Neptune – an analysis of radio occultation data acquired with Voyager 2". Astronomical Journal 103: 967–982. DOI:10.1086/116119.
  44. ↑ "Class 12 – Giant Planets – Heat and Formation". 3750 – Planets, Moons & Rings. Colorado University, Boulder. 2004. 3 Mart 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/20160303182813/http://lasp.colorado.edu/~bagenal/3750/ClassNotes/Class12/Class12.html. Erişim tarihi: 2008-03-13.
  45. ↑ Pearl, J. C.; Conrath, B. J. (1991). "The albedo, effective temperature, and energy balance of Neptune, as determined from Voyager data". Journal of Geophysical Research Supplement 96: 18,921–18,930.
  46. 1 2 Williams, Sam (November 24, 2004) (DOC). Heat Sources Within the Giant Planets. UC Berkeley. http://webcache.googleusercontent.com/scholar?hl=en&lr=&q=cache:jc66Q17QyAwJ:www.cs.berkeley.edu/~samw/projects/ay249/z_heat_sources/Paper.doc+%22Heat+Sources+Within+the+Giant+Planets%22. Erişim tarihi: 2008-02-20.
  47. ↑ Scandolo, Sandro; Jeanloz, Raymond (2003). "The Centers of Planets". American Scientist 91 (6): 516. DOI:10.1511/2003.6.516.
  48. ↑ McHugh, J. P. (1999). "Computation of Gravity Waves near the Tropopause". American Astronomical Society, DPS meeting #31, #53.07 31.
  49. ↑ McHugh, J. P.; Friedson, A. J. (1996). "Neptune's Energy Crisis: Gravity Wave Heating of the Stratosphere of Neptune". Bulletin of the American Astronomical Society: 1078.
  50. 1 2 Munsell, K. (November 13, 2007). "Neptune: Facts & Figures". NASA. 7 Kasım 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/20151107085301/http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Neptune&Display=Facts. Erişim tarihi: 2007-08-14.
  51. ↑ Anonymous (February 9, 2007). "Horizons Output for Neptune 2010–2011". 5 Ocak 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/20120105231158/http://home.comcast.net/~kpheider/nept2011.txt. Erişim tarihi: 2008-02-25.—Numbers generated using the Solar System Dynamics Group, Horizons On-Line Ephemeris System.
  52. ↑ Yeomans, Donald K. (13 Temmuz 2006). "HORIZONS System". NASA JPL. 20 Mart 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/20160320144849/http://ssd.jpl.nasa.gov/?horizons. Erişim tarihi: 2007-08-08.—Sitede, "web interface"'e gidin ve sonra "Ephemeris Type: Elements", "Target Body: Neptune Barycenter" ve "Center: Sun"'i seçin.
  53. ↑ Williams, David R. (January 6, 2005). "Planetary Fact Sheets". NASA. 4 Mart 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/20160304052405/http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/planetfact.html. Erişim tarihi: 2008-02-28.
  54. ↑ Hubbard, W. B.; Nellis, W. J.; Mitchell, A. C.; Holmes, N. C.; McCandless, P. C.; Limaye, S. S. (1991). "Interior Structure of Neptune: Comparison with Uranus". Science 253 (5020): 648–651. DOI:10.1126/science.253.5020.648. PMID 17772369.
  55. ↑ 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): 364–375. DOI:10.1086/344943.
  56. ↑ Stern, S. Alan (1997). Collisional Erosion in the Primordial Edgeworth-Kuiper Belt and the Generation of the 30–50 AU Kuiper Gap. Geophysical, Astrophysical, and Planetary Sciences, Space Science Department, Southwest Research Institute. DOI:10.1086/304912.
  57. ↑ Petit, Jean-Marc (1998). "Large Scattered Planetesimals and the Excitation of the Small Body Belts" (PDF). 27 Şubat 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/20120227013058/http://www.oca.eu/morby/papers/6166a.pdf. Erişim tarihi: 2007-06-23.
  58. ↑ "List Of Transneptunian Objects". Minor Planet Center. 3 Mart 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/20160303204047/http://www.minorplanetcenter.org/iau/lists/TNOs.html. Erişim tarihi: 2010-10-25.
  59. ↑ Varadi, F. (1999). "Periodic Orbits in the 3:2 Orbital Resonance and Their Stability". The Astronomical Journal 118 (5): 2526–2531. DOI:10.1086/301088.
  60. ↑ Thommes, Edward W. (2001). "The formation of Uranus and Neptune among Jupiter and Saturn". http://arxiv.org/abs/astro-ph/0111290. Erişim tarihi: 2011-03-27.
  61. ↑ Hansen, Kathryn (June 7, 2005). "Orbital shuffle for early solar system". Geotimes. 4 Mart 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/20160304092212/http://www.geotimes.org/june05/WebExtra060705.html. Erişim tarihi: 2007-08-26.
  62. ↑ Crida, A. (2009). "Solar System formation". Reviews in Modern Astronomy 21.
  63. ↑ Desch, S. J. (2007). "Mass Distribution and Planet Formation in the Solar Nebula". The Astrophysical Journal 671 (1): 878–893. DOI:10.1086/522825.
  64. ↑ Smith, R.; L. J. Churcher; M. C. Wyatt; M. M. Moerchen; C. M. Telesco (2009). "Resolved debris disc emission around η Telescopii: a young solar system or ongoing planet formation?". Astronomy and Astrophysics 493 (1): 299–308. DOI:10.1051/0004-6361:200810706.
  65. 1 2 Space Telescope Science Institute (2013-07-15). "Hubble Finds New Neptune Moon". 1 Nisan 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/20160401121914/http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2013/30/full/. Erişim tarihi: 2013-07-15.
  66. ↑ Mass of Triton: 2.14×1022 kg. Combined mass of 12 other known moons of Neptune: 7.53×1019 kg, or 0.35 percent. The mass of the rings is negligible.
  67. ↑ Agnor, Craig B.; Hamilton, Douglas P. (2006). "Neptune's capture of its moon Triton in a binary–planet gravitational encounter". Nature (Nature Publishing Group) 441 (7090): 192–194. DOI:10.1038/nature04792. PMID 16688170.
  68. ↑ Chyba, Christopher F.; Jankowski, D. G.; Nicholson, P. D. (1989). "Tidal evolution in the Neptune-Triton system". Astronomy and Astrophysics (EDP Sciences) 219 (1–2): L23–L26.
  69. ↑ R. M., Nelson; Smythe, W. D.; Wallis, B. D.; Horn, L. J.; Lane, A. L.; Mayo, M. J. (1990). "Temperature and Thermal Emissivity of the Surface of Neptune's Satellite Triton". Science 250 (4979): 429–431. DOI:10.1126/science.250.4979.429. PMID 17793020.
  70. ↑ Wilford, John N. (August 29, 1989). "Triton May Be Coldest Spot in Solar System". The New York Times. http://query.nytimes.com/gst/fullpage.html?res=950DE4DC1138F93AA1575BC0A96F948260. Erişim tarihi: 2008-02-29.
  71. ↑
  72. ↑ Holman, Matthew J. et al. (August 19, 2004). "Discovery of five irregular moons of Neptune". Nature 430 (7002): 865–867. DOI:10.1038/nature02832. PMID 15318214.
  73. ↑ Staff (August 18, 2004). "Five new moons for planet Neptune". BBC News. http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/3578210.stm. Erişim tarihi: 2007-08-06.
  74. ↑ See the respective articles for magnitude data.
  75. 1 2 Espenak, Fred (July 20, 2005). "Twelve Year Planetary Ephemeris: 1995–2006". NASA. 26 Şubat 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/20080226055418/http://sunearth.gsfc.nasa.gov:80/eclipse/TYPE/TYPE.html. Erişim tarihi: 2008-03-01.
  76. ↑ Moore (2000):207.
  77. ↑ In 1977, for example, even the rotation period of Neptune remained uncertain. See: Cruikshank, D. P. (March 1, 1978). "On the rotation period of Neptune". Astrophysical Journal, Part 2 – Letters to the Editor (University of Chicago Press) 220: L57–L59. DOI:10.1086/182636.
  78. ↑ Max, C. (1999). "Adaptive Optics Imaging of Neptune and Titan with the W.M. Keck Telescope". Bulletin of the American Astronomical Society 31: 1512.
  79. 1 2 Burgess (1991):46–55.
This article is issued from Vikipedi - version of the 12/25/2016. The text is available under the Creative Commons Attribution/Share Alike but additional terms may apply for the media files.