Neptuun: erinevus redaktsioonide vahel

Muuda linke
Allikas: Vikipeedia
Sirvi ajalugu interaktiivselt
← Vanem muudatusUuem muudatus →
Eemaldatud sisu Lisatud sisu
VisuaalneVikitekst
P Tühistati kasutaja 80.235.13.179 (arutelu) tehtud muudatused ja pöörduti tagasi viimasele muudatusele, mille tegi Iifar.
Märgis: Tühistamine
WolfmanSF (arutelu | kaastöö)
3 muudatust
Lülitage foto versioonile lähemale tõelistele värvidele
74. rida: 74. rida:


==Koostis ja ehitus ==
==Koostis ja ehitus ==
[[Pilt:Neptune, Earth size comparison 2.jpg|pisi|Neptuuni ja Maa suuruste võrdlus]]
[[Pilt:Neptune, Earth size comparison 2b.jpg|pisi|Neptuuni ja Maa suuruste võrdlus]]
Neptuuni mass 1,0243×10<sup>26</sup> kg<ref name="fact" /> jääb [[Maa (planeet)|Maa]] ja suurte [[hiidplaneedid|hiidplaneetide]] masside väärtuste vahele. Neptuun on Maast 17 korda massiivsem, aga [[Jupiter]]ist 19 korda väiksema massiga. Neptuuni pinna gravitatsioonist on suurem ainult Jupiteri pinna gravitatsioon.<ref name="Unsöld & Baschek 2001" /> Neptuuni [[raadius]] [[ekvaator]]il on 24 764&nbsp;km<ref name="Seidelmann Archinal A'hearn et al. 2007" />, mis on ligi neli korda suurem kui Maa ekvaatori raadius. [[Eksoplaneet]]ide otsimisel on Neptuuni nime kasutatud [[metonüümia|metonüümina]], mis tähendab, et sarnase massiga planeete on tihtipeale kutsutud Neptuunideks<ref name="NHomf" />, mis sarnaneb eri taevakehade Jupiteriks kutsumisega.
Neptuuni mass 1,0243×10<sup>26</sup> kg<ref name="fact" /> jääb [[Maa (planeet)|Maa]] ja suurte [[hiidplaneedid|hiidplaneetide]] masside väärtuste vahele. Neptuun on Maast 17 korda massiivsem, aga [[Jupiter]]ist 19 korda väiksema massiga. Neptuuni pinna gravitatsioonist on suurem ainult Jupiteri pinna gravitatsioon.<ref name="Unsöld & Baschek 2001" /> Neptuuni [[raadius]] [[ekvaator]]il on 24 764&nbsp;km<ref name="Seidelmann Archinal A'hearn et al. 2007" />, mis on ligi neli korda suurem kui Maa ekvaatori raadius. [[Eksoplaneet]]ide otsimisel on Neptuuni nime kasutatud [[metonüümia|metonüümina]], mis tähendab, et sarnase massiga planeete on tihtipeale kutsutud Neptuunideks<ref name="NHomf" />, mis sarnaneb eri taevakehade Jupiteriks kutsumisega.


Redaktsioon: 29. september 2019, kell 02:11

 See artikkel räägib planeedist; astroloogia kohta vaata artiklit Neptuun (astroloogia).
Neptuun
Orbiidi omadused
Afeel 30,33 aü
Periheel 29,81 aü
Pikema pooltelje pikkus 4 498 252 900 km
30,06896348 aü
Orbiidi ekstsentrilisus 0,009456
Tiirlemisperiood 164,8 Maa aastat
Sünoodiline periood 67,49 ööpäeva[1]
Orbitaalkiirus 5,43 km/s
Orbiidi kalle ekliptika tasandi suhtes 1.767975°
Füüsikalised omadused
Diameeter 49 532 km (ekvatoriaalne)
Pindala 7,6183×109 km2
14,98 Maad
Ruumala 6,254×1013 km3
57,74 Maad
Mass 1,0243x1026 kilogrammi
17,147 Maad
Tihedus 1,638 g/cm3
Raskuskiirendus ekvaatoril 11,15 m/s2
Paokiirus 23,5 km/s
Pöörlemisperiood 16 tundi ja 7 minutit
Pöörlemiskiirus ekvaatoril 2,68 km/s
Kaaslasi 14
Ajalugu
Avastaja Urbain Le Verrier
Johann Gottfried Galle
Avastamise aeg 23. september 1846[2]

Neptuun on Päikesest kõige kaugemal asetsev teadaolev planeet Päikesesüsteemis. Läbimõõdu poolest on see neljas planeet ja massi poolest kolmas. Päikesesüsteemi hiidplaneetidest on Neptuun kõige tihedam. Selle mass on Maa omast 17 korda suurem. Neptuun tiirleb Päikesest keskmiselt 30,1 aü kaugusel. Neptuun nimetati vanarooma mütoloogia vetejumala Neptunuse järgi.

Palja silmaga ei ole Neptuun nähtav ja siiamaani on see ainus planeet, mis on avastatud matemaatilise ennustuse, mitte empiirilise vaatluse põhjal. Prantsuse astronoom Alexis Bouvard järeldas Uraani orbiidi ootamatute muutuste põhjal, et selle orbiit on häiritud tundmatu planeedi tõttu.

23. septembril 1846[2] vaatles Johann Galle Neptuuni teleskoobiga vaid ühe kraadi kaugusel asukohast, kus see Urbain Le Verrier' ennustuse järgi pidi paiknema. Peagi avastati ka Neptuuni suurim kaaslane Triton; ülejäänud 13 kaaslast leiti alles 20. ja 21. sajandil. Neptuuni kauguse tõttu Maast on selle näiv suurus väike, mis teeb ka selle uurimise maapealsete teleskoopidega keeruliseks. Neptuuni on külastanud ainult üks kosmosesond: Voyager 2 25. augustil 1989. aastal.[3] Hubble'i kosmoseteleskoobi ja suurte adaptiivse optikaga maapealsete teleskoopide ehitamine on võimaldanud teha täpsemaid vaatlusi.

Koostiselt sarnaneb Neptuun Uraaniga, mõlemad aga erinevad ülejäänud kahest hiidplaneedist Jupiterist ja Saturnist. Sarnaselt Jupiteri ja Saturni atmosfääriga koosneb ka Neptuuni atmosfäär peamiselt vesinikust ja heeliumist ning sisaldab veel väikeses koguses süsivesinikke ja võib-olla ka lämmastikku. Madala keemistemperatuuriga ainete, nagu näiteks vee, ammoniaagi ja metaani osakaal on aga Neptuuni atmosfääris suurem. Neptuuni sisemus koosneb peamiselt eelmainitud madala keemistemperatuuriga ainetest ning rauast, niklist ja silikaatidest.[4] Planeedi välispinnal leiduv metaan on osaliselt planeedi sinise värvuse põhjustajaks.[5]

Erinevalt Uraani hägusest ja suhteliselt ilmetust atmosfäärist on Neptuuni atmosfääris nähtavad aktiivsed ilmastikumustrid. Kosmosesondi Voyager 2 möödalennu ajal 1989. aastal asus planeedi lõunapoolkeral Suur Tume Laik, mida võiks võrrelda Jupiteri Suure Punase Laiguga. Ilmastikumustreid põhjustavad Neptuunil puhuvad tugevad tuuled, mille kiirus võib ulatuda 2100 kilomeetrini tunnis; need on kõige võimsamad tuuled kogu Päikesesüsteemis.[6] Suure kauguse tõttu Päikesest on Neptuuni välisatmosfäär Päikesesüsteemis üks külmemaid kohti: seal võib temperatuur pilvede ülemisel piiril olla lausa 55 K (−218 °C). Planeedi tuuma temperatuur on umbes 5400 K (5100 °C).[7][8] Neptuunil on nõrga heledusega killustunud rõngaste süsteem, mis avastati 1968. aastal tehtud fotode järgi 1982. aastal[9] ja mille olemasolu tõestati alles Voyager 2 möödalennuga 1989. aastal.

Ajalugu

Avastamine

28. detsembril 1612 ja 27. jaanuaril 1613 tehtud ühtede esimeste ajaloo teleskoopvaatluste põhjal koostas Galileo Galilei joonised, millel on näha kahte punkti, mis kattuvad nüüdseks avastatud Neptuuni asukohaga. Mõlemal puhul pidas Galilei Neptuuni ekslikult kinnistäheks, kui see paistis öises taevas Jupiteri lähedal,[10] mistõttu ei peeta Galileid ka Neptuuni avastajaks. Esimese vaatluse ajal 1612. aasta detsembris paistis Neptuun taevas peaaegu liikumatu, kuna sel ajal muutus Neptuuni Maalt nähtav liikumissuund vastupidiseks. Sellist nähtust põhjustab asjaolu, et Maal kulub Päikese ümber ühe tiiru tegemiseks vähem aega kui Neptuunil.[11] 2009. aasta juulis avaldas Melbourne'i Ülikooli füüsik David Jamieson uusi tõendeid selle kohta, et Galilei siiski vähemalt teadis, et tema vaadeldud täht liikus kinnistähtede suhtes.[12]

1821. aastal avaldas Alexis Bouvard Neptuuni naabri Uraani orbiidi astronoomilised tabelid.[13] Hilisemad vaatlused ei langenud suures osas tabelitega kokku, mistõttu püstitas Bouvard hüpoteesi, et tundmatu taevakeha gravitatsiooniline mõju häirib Uraani orbiiti.[14] 1843. aastal asus Uraani orbiidi kallal olemasolevaid andmeid kasutades tööle John Couch Adams. Cambridge'i Observatooriumi juhataja James Challise kaudu palus ta lisaandmeid Kuningliku Astronoomiaseltsi liikmelt George Biddell Airylt, kes need 1844. aasta veebruaris üle andis. Adams jätkas aastatel 1845–1846 tööd ja pakkus välja mitu hinnangut uue planeedi kohta.[15][16]

Urbain Le Verrier

Aastatel 1845–1846 tegi Urbain Le Verrier Adamsist sõltumatult oma arvutused, kuid ei pälvinud nendega eriti tähelepanu. Kui Airy oli tutvunud Le Verrier avaldatud arvutustega Neptuuni geograafilise pikkuse kohta ja märganud nende sarnasust Adamsi arvutusega, veenis ta Challist planeeti otsima. Challis otsis Neptuuni asjatult terve augusti ja septembri.[14][17]

Samal ajal õhutas aga Le Verrier kirja teel Berliini Observatooriumi astronoomi Johann Gottfried Gallet uut planeeti observatooriumi refraktoriga otsima. Observatooriumis tegutsev tudeng Heinrich Louis d'Arres soovitas Gallel planeedi asukoha erisuste leidmiseks võrrelda omavahel hiljuti joonistatud taevakaarti Le Verrier' ennustatud asukohast sel ajal nähtava pildiga taevas, mitte aga kinnistähe asukohaga. 23. september 1846 ehk sama päeva õhtul, mil Galle oli Le Verrier' kirja kätte saanud, avastas ta Neptuuni ühe kraadi kaugusel asukohast, kus Le Verrier oli selle ennustanud olevat, ja 12 kraadi kaugusel Adamsi ennustatud asukohast. Challis mõistis hiljem, et oli planeeti vaadelnud kaks korda 4. ja 12. augustil, kuid ei tundnud selles ära planeeti, kuna tal puudus ajakohane tähekaart ja ta keskendus rohkem oma samaaegsele tööülesandele, milleks oli komeetide vaatlemine.[14][18]

Avastuse järel tekkis Prantsuse ja Briti avastajate vahel tugev vastasseis, mis lahenes lõpuks rahvusvahelise ühise arvamusega, et Le Verrier ja Adams mõlemad avastasid Neptuuni. Ameerika astronoom ja ajaloolane Dennis Rawlins seadis alates 1966. aastast Adamsi kaasavastaja nõude tõsiseltvõetavuse kahtluse alla ja küsimust arutati uuesti 1998. aastal, kui Greenwich Kuninglikus Observatooriumis avastati ajaloolised dokumendid "Neptune papers".[19] Pärast dokumentide läbivaatamist otsustati, et "Adams ei vääri Le Verrier'ga sama suurt avastamisau. Au kuulub ainult isikule, kellel õnnestus ennustada planeedi asukoht ja ka veenda astronoome seda otsima".[20]

Nime andmine

Vahetult pärast avastamist nimetati Neptuuni lihtsalt kui Uraanist kaugemal asuv planeet või Le Verrier’ planeet. Esimesena pakkus planeedile nime Galle, kes soovitas vanarooma mütoloogia jumala järgi Janust. Challis pakkus välja nime Okeanos.[21]

Le Verrier pakkus kiiresti välja nime Neptuun, põhjendades seda õigusega oma avastus nimetada, väites lisaks vääralt, et Prantsuse teadusasutus Bureau des Longitudes on selle heaks kiitnud.[22] Oktoobris soovis ta hoopis planeedi nimetada enda järgi Le Verrier’ks, mida toetas kindlalt observatooriumi juhataja François Arago. Väljaspool Prantsusmaad oli sellele ettepanekule aga tugev vastasseis.[23] Prantsuse almanahhid hakkasid seejärel peagi taaskasutama Uraani kohta planeedi avastaja William Herscheli järgi nime Herschel ja uue planeedi kohta nime Leverrier.[24]

Friedrich Georg Wilhelm von Struve pooldas 29. detsembril 1846. aastal Peterburi Teaduste Akadeemias avalikult nime Neptuun.[25] Peagi sai Neptuunist rahvusvaheliselt tunnustatud nimi. Vanarooma mütoloogias oli Neptunus mere- ja jõgede jumal, keda samastati vanakreeka Poseidoniga. Neptuuni nimetamine mütoloogilise tegelaskuju järgi oli kooskõlas teiste planeetide (välja arvatud Maa) nimedega, mis on tuletatud vanarooma või vanakreeka tegelaskujudest.[26]

Enamik keeli, isegi need, millel pole Kreeka-Rooma kultuuriga otsest seost, kasutavad mingit versiooni Neptunuse nimest.[27] Hiina, jaapani ja korea keeles tõlgiti planeet merekuninga täheks (海王星), kuna Neptunus oli merejumal. Uuskreeka keeles kutsutakse Neptuuni aga Poseidoniks (Ποσειδώνας: Poseidonas).[28]

Staatus

Alates avastamisest 1846. aastal kuni Pluuto avastamiseni 1930. aastal oli Neptuun kõige kaugem teadaolev planeet. Pluuto avastamise järel sai Neptuunist kauguselt eelviimane planeet, välja arvatud aastatel 1979–1997, mil Pluuto oli oma elliptilise orbiidi tõttu Päikesele lähemal kui Neptuun.[29] Kuiperi vöö avastamine 1992. aastal tekitas teadlaste seas arutelu, kas Pluutot peaks pidama planeediks või lihtsalt üheks suuremaks taevakehaks Kuiperi vöös.[30][31] 2006. aastal seadis Rahvusvaheline Astronoomiaunioon esmakordselt paika ametliku planeedi definitsiooni ja nimetas Pluuto ümber kääbusplaneediks, mistõttu Neptuunist sai taas Päikesesüsteemi viimane planeet.[32]

Koostis ja ehitus

Neptuuni ja Maa suuruste võrdlus

Neptuuni mass 1,0243×1026 kg[1] jääb Maa ja suurte hiidplaneetide masside väärtuste vahele. Neptuun on Maast 17 korda massiivsem, aga Jupiterist 19 korda väiksema massiga. Neptuuni pinna gravitatsioonist on suurem ainult Jupiteri pinna gravitatsioon.[33] Neptuuni raadius ekvaatoril on 24 764 km[34], mis on ligi neli korda suurem kui Maa ekvaatori raadius. Eksoplaneetide otsimisel on Neptuuni nime kasutatud metonüümina, mis tähendab, et sarnase massiga planeete on tihtipeale kutsutud Neptuunideks[35], mis sarnaneb eri taevakehade Jupiteriks kutsumisega.

Siseehitus

Siseehituselt meenutab Neptuun Uraani. Neptuuni atmosfäär moodustab selle massist umber 5–10% ja kogu planeedi läbimõõdust umbes 10–20%. Atmosfääri alaosas on rõhk kuni 10 GPa, mis tähendab, et Neptuuni atmosfääri rõhk on Maa omast umbes 100 000 korda suurem. Atmosfääri alaosas kasvab metaani, ammoniaagi ja vee osakaal.[7]

Neptuuni siseehitus:
1.Atmosfääri ülemine kiht, ülemised pilved
2. Vesinikust, heeliumist ja metaanist koosnev atmosfäär
3. Veest, ammoniaagist ja metaanist koosnev vahevöö
4. Silikaatidest, niklist ja rauast koosnev tuum

Neptuuni vahevöö on Maa omast 10–15 korda massiivsem ja sisaldab suures hulgas vett, ammoniaaki ja metaani.[2] Planeedi vahevöö on kuum ja vedel ning see on väga hea elektrijuhtivusega. Mõnikord kutsutakse seda ka vee-ammoniaagiookeaniks.[36] Vahevöö ülemine kiht koosneb peamiselt ioniseeritud veest, milles on veemolekulid lagunenud vesiniku ja hapniku ioonideks. Ülemisest kihist allpool asuv vahevöö koosneb superioniseeritud veest, milles on hapnik kristalliseerunud, aga vesiniku ioonid liiguvad hapniku kristallstruktuuris vabalt ringi.[37] 7000 km sügavusel võivad olla sellised tingimused, et metaan moodustab kristalle, mis sajavad allapoole nagu raheterad.[38] Väga kõrgel rõhul tehtud katsetused Lawrence'i Livermore'i Rahvuslikus Laboratooriumis viitavad sellele, et vahevöö kõige alumine kiht võib olla vedel teemandiookean, kus hõljuvad nn tahked teemandimäed.[39][40]

Neptuuni tuum koosneb rauast, niklist ja silikaatidest ning mudeli järgi arvutatuna on selle mass umbes 1,2 korda suurem kui Maa mass.[41] Rõhk tuuma keskmes on 700 GPa, mis on kaks korda kõrgem kui Maa keskmes, ja temperatuur võib olla kuni 5400 K.[7][8]

Atmosfäär

Kombineeritud värvi- ja lähiinfrapunakiirguse lainepikkusel tehtud foto Netpuunist. Näha on atmosfääris leiduvat metaani, Neptuuni nelja loodusliku kaaslast Proteust, Larissat, Galateat ja Despinat

Atmosfääri ülemised kihid koosnevad 80% ulatuses vesinikust ja 19% ulatuses heeliumist.[7] Väga väikeses koguses leidub ka metaani. Lainepikkustel üle 600 nm ehk spektri punases ja infrapunases osas on metaani neeldumisspekter kõige tugevam, mis põhjustab punase valguse neeldumise ja see omakorda on üks põhjus, miks Neptuun on nagu ka Uraangi sinise värvusega.[42] Kuna Uraani sinine värvus on võrreldes Neptuuniga heledam ja tuhmim, arvatakse, et Neptuuni värvust mõjutab veel mingi mitteteadaolev atmosfääri koostisosa.[5]

Neptuuni atmosfäär on jagatud kaheks peamiseks osaks: allpool paiknevaks troposfääriks, kus temperatuur kõrguse kasvades langeb, ja stratosfääriks, kus temperatuur kõrguse kasvades tõuseb. Piir nende vahel ehk tropopaus asub rõhul 10 kPa.[43] Stratosfäärist ülespoole jääb termosfäär, kus rõhk on vähem kui 1–10 Pa. Troposfäär läheb järk-järgult üle eksosfääriks.

Neptuuni ülemine ja alumine pilvekiht

Mudelite põhjal arvatakse, et Neptuuni troposfääri ilmestavad sõltuvalt kõrgusest eri koostisega pilvevöödid. Ülemises kihis paiknevad pilved asuvad rõhul alla 100 kPa, mis on sobilik metaani kondenseerumiseks. Rõhul 100–500 kPa arvatakse paiknevat ammoniaagi- ja vesiniksulfiidipilved. Rõhul üle 0,5 MPa võivad pilved koosneda ammoniaagist, ammooniumsulfiidist, vesiniksulfiidist ja veest. Veelgi sügavamal, kus rõhk on 5 Mpa ja temperatuur 273 K (0 °C), võib leida jäätunud veest pilvi. Nende all võib omakorda leiduda ammoniaagi- ja vesiniksulfiidipilvi.[44]

Vaatlused näitavad, et ülemises kihis paiknevad pilved jätavad allpool asetsevale läbipaistmatule pilvekihile varje. Lisaks on Neptuunil teatud laiuskraadidel pidevad pilvevöödid. Need planeeti ümbritsevad pilvevöödid on laiusega 50–150 km ja paiknevad ühtlasest pilvekihist umbes 50–110 km kõrgemal.[45] Need kõrgused jäävad vahemikku, kus esinevad ilmanähtused. Kõrgemal stratosfääris või termosfääris ilmanähtusi ei esine. Uraaniga võrreldes on Neptuunil suurem ookeanide osakaal ja paksem vahevöö.[46]

Neptuuni spektri põhjal võiks järeldada, et stratosfääri alumine kiht on hägune metaani ultravioletse fotolüüsi tulemusel saadud ainete nagu näiteks etaani ja etüüni kondenseerumise tõttu.[7][43] Stratosfääris on ka väga väikeses koguses vingugaasi ja sinihapet.[43][47] Suurema süsivesinike osakaalu tõttu on Neptuuni stratosfäär soojem kui Uraani oma.[43]

Teadmata põhjusel on Neptuuni termosfäär ootamatult kõrge temperatuuriga, milleks on 750 K.[48][49] Planeet asub Päikesest liiga kaugel, et soojust saaks toota ultraviolettkiirgus. Üheks soojendamismehhanismi võimalikuks põhjustaks peetakse magnetosfääri ja atmosfääri ioonide vastastikmõju. Teiseks võimaluseks peetakse planeedi sisemusest atmosfääri hajuvaid gravitatsioonilisi laineid. Termosfäär sisaldab väga väikeses koguses süsihappegaasi ja vett, mis võivad pärineda välisallikatest nagu meteoriitidelt ja tolmust.[44][47]

Magnetosfäär

Ka Neptuuni magnetosfäär sarnaneb Uraani omaga. Neptuuni magnetväli on pöörlemistelje suhtes tugevalt kaldus (47°) ja on planeedi füüsilisest keskmest vähemalt 0,55 raadiuse ehk 13 500 km võrra kõrvale kaldunud. Enne Voyager 2 möödalendu Neptuunist arvati, et Uraani kaldus magnetosfääri on põhjustanud planeedi nn külili pöörlemine. Kahe planeedi magnetväljade võrdlemise järel arvatakse nüüd, et äärmuslik asend võib olla iseloomulik planeetide sisuses toimuvale ainete voole. Magnetvälja võib põhjustada vedelike konvektsiooniline liikumine õhukeses elektrit juhtivate vedelikest (ilmselt ammoniaagi, metaani ja vee segust) koosnevas sfääris,[44] mille tulemusel tekkib alalisvoolugeneraatoriefekt.[50]

Magnetilisel ekvaatoril on magnetvälja dipoolne komponent umber 14 μT.[51] Neptuuni magnetiline dipoolmoment on umbes 2,2 × 1017 T·m3 (14 μT·RN3, kus RN Neptuuni raadius). Neptuuni magnetväljal on keeruline geomeetria ja seda mõjutavad tugevalt mittedipolaarsed osad, sealhulgas tetrapoolmoment, mille tugevus võib ületada dipoolmomendi oma. Maal, Jupiteril ja Saturnil on võrdluseks suhteliselt väikesed tetrapoolmomendid ja nende magnetväljad on vähem kaldus. Neptuuni suur tetrapoolmoment võib olla põhjustatud magnetvälja kõrvale kaldumisest planeedi keskmest ja alalisvoolugeneraatoriefektist.[52][53]

Magnetosfääri ja ümbritseva magnetiseeritud keskkonna tinglik piir, millest edasi hakkab magnetosfäär päikesetuult aeglustama, asub planeedi keskmest 34,9 raadiuse kaugusel. Magnetopaus, kus magnetosfääri rõhk on võrdne päikesetuule rõhuga, asub 23–26,5 raadiuse kaugusel. Magnetosfääri saba ulatub Neptuunist vähemalt 72 raadiuse kaugusele, tõenäoliselt aga veelgi kaugemale.[52]

Rõngad

Voyager 2 tehtud pilt Neptuuni rõngastest

Nagu teistelgi hiidplaneetidel on ka Neptuunil rõngad. Saturni ega ka Uraani omade vastu need rõngad suuruse poolest ei saa, kuid Jupiteri rõngastest on need suuremad. Neptuuni rõngad võivad koosneda jäätunud osakestest, mis on kaetud silikaatidega või süsinikust koosnevate ainetega, mis on tõenäoliselt rõngaste punaka värvuse põhjustajaks.[54] Kolm peamist rõngast on kitsas Adamsi rõngas 63 000 km kaugusel Neptuuni keskmest, Le Verrier’ rõngas 53 000 km kaugusel ning laiem ja vähemmärgatav Galle rõngas 42 000 km kaugusel. Le Verrier’ rõngast väljapoole ulatuv väiksema heledusega 57 000 km kaugusel ja Arago rõngaga piirnev pikendus on nimetatud Lasselliks.[55]

Esimese rõnga avastas 1968. aastal Edward Guinani juhitud meeskond.[9][56] 1980-ndate alguses pani nende andmete taasuurimine ja uued vaatlused aluse hüpoteesile, et see rõngas ei pruugi olla terviklik.[57] Esimesed tõendid selle kohta, et Neptuuni rõngad võivad sisaldada tühimikke, tulid 1984. aastal tähevarjutuse ajal, kui Neptuuni rõngad varjutasid tähe selle poole liikudes, kuid mitte tähest eemale liikudes.[58] Küsimuse lahendasid Voyager 2 tehtud pildid, kust oli näha mitut nõrgema heledusega rõngast. Nendel rõngastel on tüklik struktuur,[59] mille põhjus ei ole teada, kuid võib olla seotud rõngaste lähedal tiirlevate väikeste kaaslaste gravitatsioonilise mõjuga .[60]

Kõige välimine Adamsi rõngas koosneb viiest kaarest, mida kutsutakse kui Courage, Liberté, Egalité, Egalité2' ja Fraternité (pr kl sõnadest vaprus, vabadus, võrdsus ja vendlus).[61] Kaarte olemasolu oli raske seletada, kuna Newtoni seaduste järgi peaks kaared lühikese aja jooksul ühtlaseks rõngaks jagunema. Astronoomid arvavad nüüd, et kaared on oma praegustes asukohtades rõngast pisut Neptuuni poole jääva Galatea gravitatsiooni tõttu.[62][63] 2005. aastal avalikustatud Maalt tehtud vaatlused tunduvad tõestavat, et Neptuuni rõngad on varem arvatust palju ebastabiilsemad. W. M. Kecki observatooriumis 2002. ja 2003. aastal tehtud piltide ja Voyager 2 tehtud piltide võrdlemisel ilmneb, et rõngad on märkimisväärselt lagunenud. Eriti kehtib see Liberté kaare kohta, mis arvatakse sajandi jooksul kaduvat.[64]

Kliima

Suur Tume Laik (üleval), Scooter (keskmine valge pilv),[65] Väike Tume Laik (all). Pildi kontrasti on suurendatud

Neptuuni ilmale on iseloomulikud äärmiselt dünaamilised tormisüsteemid, milles võib tuulte kiirus tõusta kuni 2100 km/h ja peaaegu ületada ülehelikiiruse.[6] Püsivate pilvede liikumise jälgimisel on avastatud, et tuulte kiirus võib jääda vahemikku 20 m/s ida suunas kuni 325 m/s lääne suunas.[66] Pilvede ülapiiril puhuvad peamised tuuled liiguvad ekvaatoril kiirusega 400 m/s ja poolustel 250 m/s.[44] Suurema osa Neptuuni tuulte suund on planeedi pöörlemisega vastupidine.[67] Tuulte üldise mustri järgi puhuvad suurematel laiustel tuuled pöörlemisega samas suunas ja väiksematel laiustel vastupidises suunas.

Neptuun erineb Uraanist meteoroloogilise aktiivsuse poolest. 1989. aastal toimunud Voyager 2 möödalennu ajal oli Neptuunil näha eri ilmanähtusi,[68] kuid Uraani möödalennu ajal 1989. aastal selliseid nähtusi ei täheldatud.

2007. aastal avastati, et Neptuuni lõunapoolkera troposfääri ülemine kiht on 10 K võrra soojem kui ülejäänud planeet, mille keskmine temperatuur on 73 K (−200 °C). Temperatuuride erinevus on piisav, et mujal troposfääris jäätunud metaan eralduks pooluse lähedal stratosfääri.[69] Suhteline kuum täpp on tekkinud, kuna Neptuun on oma viimase veerandaasta (ehk umbes 40 Maa aastat) olnud lõunapoolusega Päikese poole kaldus. Teisele poole Päikest liikudes jääb lõunapoolus järk-järgult enam varju, samas kui põhjapoolus saab rohkem päikesevalgust, mistõttu hakkab metaani stratosfääri eralduma põhjapoolusel.[70]

Aastaaegade vaheldumise tõttu suureneb Neptuuni lõunapoolkera pilvevöötide suurus ja peegeldumisnäitaja. Esimest korda märgati seda 1980. aastal ja arvatakse, et see kestab kuni aastani 2020. Neptuuni pika tiirlemisperioodi tõttu kestab üks aastaaeg 40 aastat.[71]

Tormid

Voyager 2 pildistatud Suur Tume Laik

NASA kosmosesond Voyager avastas 1989. aastal 13 000 × 6600 km suuruse kõrgrõhuala.[68] Torm sarnanes Jupiteri Suure Punase Laiguga. Umbes viis aastat hiljem, 2. novembril 1994 ei näinud Hubble'i kosmoseteleskoop enam planeedi pinnal laiku. Selle asemel märgati Suure Tumeda Laiguga sarnast uut tormi planeedi põhjapoolkeral.[72]

Suurest Tumedast Laigust lõuna pool asub veel üks torm Scooter. Hüüdnimi tuli Voyager 2 möödalennule eelnenud kuude jooksul, mil arvutati, et tormi valged pilverühmad liiguvad kiiremini kui Suur Tume Laik (hilisemad pildid on näidanud, et Scooteri pilved liiguvad veelgi kiiremini kui Voyager 2 andmete alusel arvati).[67] Väike Tume Laik on lõunapoolkera madalrõhuala, mis oli 1989. aasta möödalennu ajal võimsuselt teine vaadeldud torm. Algselt oli see täielikult tume, kuid Voyager 2 lähenedes ilmnes tormi hele kese, mida võib näha pea igal suure lahutusvõimega pildil.[73]

Arvatakse, et Neptuuni tumedad laigud paiknevad madalamal troposfääris kui heledad pilvenähtused.[74]

Kuna laigud püsivad mitu kuud järjest, arvatakse, et tegu on keeristega.[45] Tumedate laikudega seostatakse tihti ka heledamaid püsivaid metaanipilvi, mis moodustuvad tropopausis.[75] Kaaslaspilvede püsivus näitab, et mõni endine tume laik võib madalrõhualaks jääda isegi siis, kui see ei ole enam vaadeldav tumeda ilmastikunähtusena. Tume laik võib laguneda ekvaatorile liiga lähedale jõudes või ka mõnel muul põhjusel.[76]

Sisemine soojus

NASA/ESA Hubble'i kosmoseteleskoobi instrumendiga Wide Field Camera 3 mõnetunniste vahedega tehtud neli pilti[77]

Uraaniga võrreldes on Neptuuni ilm osaliselt just tugevama sisemise soojendamismehhanismi tõttu vaheldusrikkam. Kuigi võrreldes Uraaniga asub Neptuun Päikesest 50% kaugemal ja saab tähelt ainult 40% päikesevalgust,[43] on kahe planeedi pinnatemperatuur peaaegu võrdne.[78] Neptuuni troposfääri ülemistes kihtides on temperatuur 51,8 K (−221,3 °C). Sügavusel, kus atmosfääri rõhk võrdub 100 kPa, on temperatuur umbes 72 K (−201,15 °C).[79] Sügavamale gaasikihtide sisse liikudes tõuseb temperatuur pidevalt. Nagu ka Uraani puhul on sisemise soojuse tootmismehhanism teadmata, kuid kahe planeedi vaheline soojusvoo erinevus on suur: Uraanist eraldub ainult 1,1 korda nii palju soojust kui see Päikeselt saab,[80] samas kui Neptuunist eraldub Päikeselt saadud energiaga võrreldes umbes 2,61 korda rohkem energiat.[81] Neptuun on Päikesest kõige kaugemal asuv planeet, kuid sellel on piisaval hulgal sisemist soojust, et planeedil puhuksid Päikesesüsteemi tugevaimad tuuled. Neptuuni jääksoojusega on võimalik planeedi praegust soojusvoogu seletada, kuid sel juhul oleks keeruline seletada Uraani suhteliselt vähest soojusvoogu ja säilitada kahe planeedi näiline omavaheline sarnasus.[82]

Orbiit ja pöörlemine

Neptuun (punase joonega) teeb ühe tiiru ümber Päikese (keskme) 164,79 Maa aastaga. Helesinisega on tähistatud Uraan

Neptuuni ja Päikese vaheline keskmine kaugus on 4,5 miljardit km (umbes 30,1 aü) ja Neptuun teeb ühe tiiru ümber Päikese 164,79 Maa aastaga (+/- 0,1 aastat). Periheelis on Neptuuni kaugus Päikesest 29,1 aü, afeelis 30,33 aü.[83]

11. juuli 2011 tegi Neptuun esimest korda peale täisringi Neptuuni-Päikese barütsentrilisele orbiidile alates planeedi avastamisest 1846. aastal,[84][85] kuigi see paistis taevas teises asukohas kui avastamise ajal, kuna Maa oli oma orbiidil teises asukohas. Päikese liikumise tõttu Päikesesüsteemi barütsentrilise keskme suhtes ei olnud Neptuun 11. juulil ka Päikese suhtes samas asukohas kui avastamise ajal. Kui kasutada tavapärasemat heliotsentrilist koordinaadisüsteemi, jõudis Neptuun avastamispikkusele 12. juulil.[86][87][88]

Neptuuni elliptilise orbiidi inklinatsioon on Maaga võrreldes 1.77°.

Neptuuni pöörlemistelje kalle on 28,32°,[89] mis sarnaneb Maa ja Marsi pöörlemistelgede kalletega (vastavalt 23° ja 25°). Seetõttu on Neptuunil sarnane aastaaegade vaheldumine. Pika tiirlemisperioodi tõttu kestab üks aastaaeg 40 Maa aastat.[71]

Neptuuni sideeriline pöörlemisperiood (ehk üks ööpäev) on umbes 16,11 tundi.[86] Maaga sarnase pöörlemistelje kalde tõttu ei erine ööpäeva pikkus aasta lõikes oluliselt.

Kuna Neptuun ei ole tahke taevakeha, pöörlevad selle atmosfääri eri laiused eri kiirusega. Laia ekvatoriaalala pöörlemisperiood on umbes 18 tundi, mis on aeglasem kui planeedi magnetvälja 16,1-tunnine pöörlemisperiood. Polaaralade pöörlemisperiood on 12 tundi. Neptuunil on laiuskraadide pöörlemisperioodide erinevused kõikidest Päikesesüsteemi planeetidest kõige suuremad.[90]

Orbitaalresonants

Neptuuni orbiit mõjutab tugevalt Neptuunist kaugemale jäävat piirkonda, mida tuntakse Kuiperi vöö nime all. Kuiperi vöö on väikestest jäistest taevakehadest koosnev sõõr, mis sarnaneb Asteroidide vööga, kuid on viimasest palju suurem, jäädes Päikesest 30–50 aü kaugusele.[91] Nii nagu Jupiteri gravitatsioon mõjutab asteroidide vööd ja kujundab selle struktuuri, mõjutab Neptuuni gravitatsioon Kuiperi vööd. Aja jooksul on Neptuuni gravitatsioon destabiliseerinud mõne piirkonna Kuiperi vöös, mistõttu on tekkinud selle struktuuri tühimikke. Selle näiteks on piirkond vahemikus 40–42 aü.[92]

Tühjades piirkondades on orbiite, millel võivad taevakehad jäädavalt püsida. Need orbitaalresonantsid tekivad, kui Neptuuni tiirlemisperiood on täpne murdarv taevakeha tiirlemisperioodist (näiteks 1:2 või 3:4). Kui taevakeha teeb Päikesele ühe tiiru peale selle ajaga, mis Neptuunil kulub kahe tiiru tegemiseks, on taevakeha selleks ajaks, kui Neptuun algsesse kohta tagasi jõuab, oma orbiidil alles poole tee peal. Kõige sagedasem resonants Kuiperi vöös on üle 200 teadaoleva taevakehaga[93] 2:3 resonants. Selle resonantsi taevakehad teevad kaks tiiru ümber Päikese ajaga, mis Neptuunil kulub kolme tiiru tegemiseks. Kääbusplaneet Pluuto kuulub samuti nende taevakehade hulka.[94] Kuigi Pluuto orbiit ristub korrapäraselt Neptuuni orbiidiga, siis orbitaalresonantsi tõttu kaks taevakeha siiski omavahel kokku ei põrka.[95] 3:4, 3:5, 4:7 ja 2:5 resonantsid on vähem levinud.[96]

Neptuunil on mitu teadolevat troojalast, mis asuvad Neptuuni-Päikese L4 ja L5 Lagrange'i punktide gravitatsiooniliselt stabiilsetes piirkondades.[97] Neptuuni troojalased on planeediga 1:1 resonantsis. Mõni neist on oma orbiidil äärmiselt stabiilne ning tekkis ilmselt koos Neptuuniga, mitte ei ole hiljem sinna jõudnud. Esimene ja siiamaani ka ainus teadaolev Neptuuni L5 Lagrange'i punktiga seostatav taevakeha on 2008 LC18.[98] Neptuunil on ka ajutine kvaasikaaslane (309239) 2007 RW10.[99] Taevakeha on Neptuuni kvaasikaaslane olnud umbes 12 500 aastat ja jääb selleks ka järgnevaks 12 500 aastaks.[99]

Teke ja praegusse asukohta liikumine

 Pikemalt artiklis Päikesesüsteemi teke ja areng
Simulatsioon asteroidide vöö taha jäävatest planeetidest ja Kuiperi vööst: a) enne kui Jupiter ja Saturn saavutasid 2:1 resonantsi; b) pärast Kuiper vöö taevakehade hajumist Neptuuni orbiidi muutumise järel; c) pärast Kuiper vöö taevakehade väljatõukamist Jupiteri poolt

Hiidplaneetide Neptuuni ja Uraani teket on olnud raske täpselt modelleerida. Tänapäevaste mudelite järgi oli aine tihedus Päikesesüsteemi kaugemates piirkondades liiga madal, et nii suured kehad oleks saanud tavapärasel moel tuuma akretsiooni teel tekkida. Planeetide tekke kohta on esitatud mitu erinevat hüpoteesi. Ühe järgi moodustusid need hiidplaneedid algse protoplanetaarsest kettast ja aja möödudes haihtus nende atmosfäär lähedal asuva massiivse OB-tähe radiatsiooni tõttu.[100]

Sellele vastanduva hüpoteesi järgi moodustusid Neptuun ja Uraan Päikesele lähemal, kus oli aine tihedus suurem, ja liikusid seejärel praegustele orbiitidele.[101] Viimast hüpoteesi pooldatakse rohkem, kuna selle abil on paremini võimalik seletada väikeste taevakehade olemasolu Neptuunist kaugemale jäävas piirkonnas.[102] Hetkel kõige laialdasemalt tunnustatud[103][104][105] hüpoteesi üksikasjade seletust tuntakse Nice'i mudelina, mis uurib Neptuuni ja teiste hiidplaneetide liikumise mõju Kuiperi vöö struktuurile.

Kaaslased

 Pikemalt artiklis Neptuuni kaaslased
Hubble'i kosmoseteleskoobi tehtud loomulikku värvi pilt Neptuunist koos Proteuse (üleval), Larissa (all paremal) ja Despinaga (vasaskul)

Neptuunil on 14 teadaolevat kaaslast.[1] Viimane neist avastati 2013. aastal[106] ja sellele pole veel nime antud. Neptuuni esimese ja ühtlasi kõige suurema kaaslase Tritoni avastas 1846. aastal kõigest 17 päeva pärast Neptuuni avastamist William Lassell. Tritoni mass moodustab Neptuuni ümber tiirlevast massist rohkem kui 99,5% ja Triton on ainus Neptuuni kaaslane, mis on piisavalt massiivne, et olla sfääriline. Triton tiirleb Neptuunile ja teistele kaaslastele vastupidises suunas, mis viitab sellele, et ilmselt oli ta alguses Kuiperi vöö kääbusplaneet, kuid haarati Neptuuni gravitatsioonijõu mõjul planeedi kaaslaseks.[107] Kaaslane asub Neptuunile nii lähedal, et pöörleb sellega sünkroonis. Lisaks liigub Triton aegamisi Neptuunile aina lähemale ja umbes 3,6 miljardi aasta pärast, kui see ületab Roche'i piiri, rebitakse see tükkideks[108] 1989. aastal hinnati Tritoni pinnatemperatuuriks 38 K (−235 °C), mis tähendas, et see oli kõige külmem mõõdetud taevakeha Päikesesüsteemis.[109][110]

Neptuuni teine kaaslane Nereid avastati alles 1949. aastal. Nereidil on üks ekstsentrilisemaid (e = 0,7512) kaaslase orbiite Päikesesüsteemis. Kaaslase apsiid on Neptuunist seitse korda kaugemal kui periapsiid.

Neptuuni kaaslane Proteus

1989. aasta juulist septembrini avastas Voyager 2 veel kuus Neptuuni kaaslast.[111] Proteus on oma tiheduse kohta võimalikult suur ebakorrapärase kujuga taevakeha.[112] Proteus on küll massi poolest teine Neptuuni kaaslane, kuid Tritoni massist moodustab see ainult 0,25%. Neptuunile kõige lähemal asuvad neli kaaslast Naiad, Thalassa, Despina ja Galatea jäävad kõik Neptuuni rõngaste sisse. Kauguselt järgmine kaaslane Larissa avastati 1981. aastal, kui see tähe varjutas. Algselt peeti nähtuse põhjustajaks rõngaid, kuid kui Voyager 1989. aastal Neptuuni vaatles, avastati Larissa. 2004. aastal teatati veel viiest 2002–2003 aastal avastatud ebakorrapärase kujuga kaaslasest.[113][114] 2013. aastal avastati Neptuuni seni teadaolev kõige väiksem kaaslane S/2004 N 1. Kuna Neptuun oli vanarooma vetejumal, on Neptuuni kaaslased nimetatud väiksemate vetejumalate järgi.[26]

Vaatlemine

Kuna Neptuuni näiv tähesuurus jääb vahemikku +7,7 ja 8,0, ei ole see palja silmaga nähtav.[1][115] Neptuunist võivad taevas heledamad paista Jupiteri Galilei kuud, kääbusplaneet Ceres ja asteroidid 4 Vesta, 2 Pallas, 7 Iris, 3 Juno ja 6 Hebe. Väikese teleskoobi või võimsa binokliga vaadates on Neptuun Uraani-sarnane väike sinine ketas.[116]

Kuna Neptuun asub Maast nii kaugel, on selle näiv nurkdiameeter ainult 2,2–2,4 s,[1][115] mis on Päikesesüsteemi planeetide hulgas kõige väiksem väärtus. Väikese näiva suuruse tõttu on Neptuuni keeruline visuaalselt uurida. Suur osa teleskoopidelt saadud andmetest oli kuni Hubble'i kosmoseteleskoobi ja adaptiivse optikaga teleskoopide ehitamiseni üsna piiratud.[117][118]

Maa pealt vaadatuna liigub Neptuun iga 367 päeva järel tagurpidi, mistõttu paistab see iga vastasseisu ajal tegevat tausttähtede suhtes ringi. 2010. aasta aprillis ja augustis oli Neptuun seetõttu taas lähedal oma kunagisele avastamisasukohale 1846. aastal.[88]

Raadiolainete sagedusel tehtud vaatlused näitavad pidevat emissiooni kui ka korrapäratuid purskeid. Arvatakse, et mõlemad on põhjustatud pöörlevast magnetväljast.[44] Spektri infrapunapiirkonnas paistavad Neptuuni tormid jahedama tausta kõrval heledamad, mistõttu on tormide suurust ja kuju võimalik ajas jälgida.[119]

Uurimine

Voyager 2 mosaiik Tritonist

Ainus kosmoseaparaat, mis on Neptuuni külastatud, on Voyager 2. Kõige lähemale jõudis see planeedile 25. augustil 1989, olles läbinud 4,5 miljardit kilomeetrit. Selleks kulus 12 aastat. Kuna Neptuun oli viimane suur planeet, mida kosmoseaparaadiga oli võimalik külastada, otsustati lennata mööda ka Tritonist nagu tehti Voyager 1 puhul, mis lendas mööda nii Saturnist kui selle kaaslasest Titanist. Maale tagasi saadetud Voyager 2 pildid oli aluseks 1989. aastal Ameerika Ühendriikide telekanalil PBS öö läbi eetris olevale telesaatele "Neptune All Night".[120]

Möödalennu ajal võttis signaali jõudmine kosmoseaparaadilt tagasi Maale 246 minutit. Seetõttu sõltus missioon suuresti eelsalvestatud käsklustest. Enne kui kosmoseaparaat jõudis 25. augustil Neptuuni atmosfäärist 4400 km kaugusele, lendas see kaugelt mööda Nereidist ja tegi seejärel samuti 25. augustil möödalennu planeedi kõige suuremast kaaslasest Tritonist.[121]

Kosmoseaparaat tõestas, et Neptuuni ümbritseb magnetväli, mis on planeedi pöörlemistelje suhtes kaldus nagu Uraani magnetväligi, ja Neptuunil on üllatavalt aktiivne kliima. Raadioemissiooni andmete põhjal leiti Neptuuni pöörlemisperiood. Lisaks avastati kuus kaaslast ja leiti, et planeedil on rohkem kui üks rõngas.[111][121]

Möödalennu ajal saadud andmete põhjal tehti esimene täpne Neptuuni massiarvutus, mille tulemusel leiti, et planeedi mass oli arvatust 0,5% väiksem. Uus väärtus lükkas ümber hüpoteesi, mille järgi mõjutas Neptuuni ja Uraani orbiite seniavastamata planeet.[122][123]

Järgmiseks Neptuuni süsteemi uurivaks teaduslikuks missiooniks kavandatakse NASA Flagshipi programmi.[124] Missioon võiks eeldatavalt olla võimalik 2020. aastate lõpus või 2030. aastate alguses.[124] Siiski on arutatud võimalust alustada Neptuuni-missiooniga varem. 2003. aastal esitati Neptune Orbiteri kosmoseaparaadi missioonikavand, mille järgi oleks kosmoseaparaadi võimekus sarnanenud Cassini-Huygensi kosmoseaparaadi omaga.[125] Veelgi hiljutisem kavand oli missiooni Argo kohta, mis oleks startinud 2019. aastal ja külastanud Jupiteri, Saturni, Neptuuni ja ühte Kuiperi vöö taevakeha. Põhitähelepanu oleks suunatud Neptuuni ja selle suurima kaaslase Tritoni uurimisele 2029. aasta paiku.[126] New Horizons 2 missioon, mis küll ära jäeti, oleks samuti võinud Neptuuni süsteemist mööda lennata.

Viited

  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 Williams, David R. (1. september 2004). "Neptune Fact Sheet". NASA. Vaadatud 14. august 2007.
  2. ↑ 2,0 2,1 2,2 Hamilton, Calvin J. (4. august 2001). "Neptune". Views of the Solar System. Vaadatud 13. august 2007.
  3. ↑ Chang, Kenneth (18. oktoober 2014). "Dark Spots in Our Knowledge of Neptune". New York Times. Vaadatud 21. oktoober 2014.
  4. ↑ Podolak, M.; Weizman, A.; Marley, M. (detsember 1995). "Comparative models of Uranus and Neptune". Planetary and Space Science. 43 (12): 1517–1522. Bibcode:1995P&SS...43.1517P. DOI:10.1016/0032-0633(95)00061-5.
  5. ↑ 5,0 5,1 Munsell, Kirk; Smith, Harman; Harvey, Samantha (13. november 2007). "Neptune overview". Solar System Exploration. NASA. Vaadatud 20. veebruar 2008.
  6. ↑ 6,0 6,1 Suomi, V. E.; Limaye, S. S.; Johnson, D. R. (1991). "High Winds of Neptune: A possible mechanism". Science. 251 (4996): 929–932. Bibcode:1991Sci...251..929S. DOI:10.1126/science.251.4996.929. PMID 17847386.
  7. ↑ 7,0 7,1 7,2 7,3 7,4 Hubbard, W. B. (1997). "Neptune's Deep Chemistry". Science. 275 (5304): 1279–1280. DOI:10.1126/science.275.5304.1279. PMID 9064785.
  8. ↑ 8,0 8,1 Nettelmann, N.; French, M.; Holst, B.; Redmer, R. url=https://www.gsi.de/informationen/wti/library/plasma2006/PAPERS/TT-11.pdf. "Interior Models of Jupiter, Saturn and Neptune" (PDF). University of Rostock. {{cite web}}: |format= nõuab parameetrit |url= (juhend); parameeter |accessdate= nõuab parameetrit |url= (juhend); puuduv püstkriips kohas: |author4= (juhend); puuduv või tühi |url= (juhend)
  9. ↑ 9,0 9,1 Wilford, John N. (10. juuni 1982). "Data Shows 2 Rings Circling Neptune". The New York Times. Vaadatud 29. veebruar 2008.
  10. ↑ Hirschfeld, Alan (2001). Parallax: The Race to Measure the Cosmos. New York, New York: Henry Holt. ISBN 978-0-8050-7133-7.
  11. ↑ Littmann, Mark; Standish, E. M. (2004). Planets Beyond: Discovering the Outer Solar System. Courier Dover Publications. ISBN 978-0-486-43602-9.
  12. ↑ Britt, Robert Roy (2009). "Galileo discovered Neptune, new theory claims". MSNBC News. Vaadatud 10. juuli 2009.
  13. ↑ Bouvard, A. (1821). Tables astronomiques publiées par le Bureau des Longitudes de France. Pariis: Bachelier.
  14. ↑ 14,0 14,1 14,2 Airy, G. B. (13. november 1846). "Account of some circumstances historically connected with the discovery of the planet exterior to Uranus". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 7: 121–144. Bibcode:1846MNRAS...7..121A. DOI:10.1002/asna.18470251002.
  15. ↑ O'Connor, John J.; Robertson, Edmund F. (2006). "John Couch Adams' account of the discovery of Neptune". University of St Andrews. Vaadatud 18. veebruar 2008.
  16. ↑ Adams, J. C. (13. november 1846). "Explanation of the observed irregularities in the motion of Uranus, on the hypothesis of disturbance by a more distant planet". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 7: 149–152. Bibcode:1846MNRAS...7..149A. DOI:10.1093/mnras/7.9.149.
  17. ↑ Challis, Rev. J. (13. november 1846). "Account of observations at the Cambridge observatory for detecting the planet exterior to Uranus". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 7: 145–149. Bibcode:1846MNRAS...7..145C. DOI:10.1093/mnras/7.9.145.
  18. ↑ Galle, J. G. (13. november 1846). "Account of the discovery of the planet of Le Verrier at Berlin". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 7: 153. Bibcode:1846MNRAS...7..153G. DOI:10.1093/mnras/7.9.153.
  19. ↑ Kollerstrom, Nick (2001). "Neptune's Discovery. The British Case for Co-Prediction". University College London. Originaali arhiivikoopia seisuga 11. november 2005. Vaadatud 19. märts 2007.
  20. ↑ William Sheehan; Nicholas Kollerstrom; Craig B. Waff (detsember 2004). "The Case of the Pilfered Planet – Did the British steal Neptune?". Scientific American. Vaadatud 20. jaanuar 2011.
  21. ↑ Moore (2000):206
  22. ↑ Littmann, Mark (2004). Planets Beyond, Exploring the Outer Solar System. Courier Dover Publications. Lk 50. ISBN 978-0-486-43602-9.
  23. ↑ Baum, Richard; Sheehan, William (2003). In Search of Planet Vulcan: The Ghost in Newton's Clockwork Universe. Basic Books. Lk 109–110. ISBN 978-0-7382-0889-3.
  24. ↑ Gingerich, Owen (1958). "The Naming of Uranus and Neptune". Astronomical Society of the Pacific Leaflets. 8: 9–15. Bibcode:1958ASPL....8....9G.
  25. ↑ Hind, J. R. (1847). "Second report of proceedings in the Cambridge Observatory relating to the new Planet (Neptune)". Astronomische Nachrichten. 25 (21): 309–314. Bibcode:1847AN.....25..309.. DOI:10.1002/asna.18470252102.
  26. ↑ 26,0 26,1 Blue, Jennifer (17. detsember 2008). "Planet and Satellite Names and Discoverers". USGS. Vaadatud 18. veebruar 2008.
  27. ↑ "Planetary linguistics". nineplanets.org. Vaadatud 8. aprill 2010.
  28. ↑ "Greek Names of the Planets". Vaadatud 14. juuli 2012.
  29. ↑ Long, Tony (21. jaanuar 2008). "Jan. 21, 1979: Neptune Moves Outside Pluto's Wacky Orbit". Wired. Vaadatud 13. märts 2008.
  30. ↑ Weissman, Paul R. (1995). "The Kuiper Belt". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 33: 327–357. Bibcode:1995ARA&A..33..327W. DOI:10.1146/annurev.aa.33.090195.001551.
  31. ↑ "The Status of Pluto:A clarification". International Astronomical Union, Press release. 1999. Originaali arhiivikoopia seisuga 15. juuni 2006. Vaadatud 25. mai 2006. {{cite web}}: eiran tundmatut parameetrit |deadurl=, kasuta parameetrit (|url-status=) (juhend)
  32. ↑ "IAU 2006 General Assembly: Resolutions 5 and 6" (PDF). IAU. 24. august 2006.
  33. ↑ Unsöld, Albrecht; Baschek, Bodo (2001). The New Cosmos: An Introduction to Astronomy and Astrophysics (5th ed.). Springer. Lk 47. ISBN 978-3-540-67877-9.
  34. ↑ Seidelmann, P. Kenneth; Archinal, Brent A.; A'Hearn, Michael F.; et al. (2007). "Report of the IAU/IAG Working Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006". Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy. 98 (3): 155–180. Bibcode:2007CeMDA..98..155S. DOI:10.1007/s10569-007-9072-y.
  35. ↑ Lovis, C.; Mayor, M.; Alibert Y.; Benz W. (18. mai 2006). "Trio of Neptunes and their Belt". ESO. Vaadatud 25. veebruar 2008.
  36. ↑ Atreya, S.; Egeler, P.; Baines, K. (2006). "Water-ammonia ionic ocean on Uranus and Neptune?" (PDF). Geophysical Research Abstracts. 8: 05179.
  37. ↑ Weird water lurking inside giant planets, New Scientist,1. september 2010, Magazine issue 2776.
  38. ↑ Kerr, Richard A. (1999). "Neptune May Crush Methane Into Diamonds". Science. 286 (5437): 25a–25. DOI:10.1126/science.286.5437.25a. PMID 10532884.
  39. ↑ Bland, Eric (15. jaanuar 2010). "Diamond Oceans Possible on Uranus, Neptune". Discovery.com. Vaadatud 17. mai 2013.
  40. ↑ Baldwin, Emily (21. jaanuar 2010). "Oceans of diamond possible on Uranus and Neptune". astronomynow.com. Vaadatud 6. veebruar 2014.
  41. ↑ Podolak, M.; Weizman, A.; Marley, M. (1995). "Comparative models of Uranus and Neptune". Planetary and Space Science. 43 (12): 1517–1522. Bibcode:1995P&SS...43.1517P. DOI:10.1016/0032-0633(95)00061-5.
  42. ↑ Crisp, D.; Hammel, H. B. (14. juuni 1995). "Hubble Space Telescope Observations of Neptune". Hubble News Center. Vaadatud 22. aprill 2007.
  43. ↑ 43,0 43,1 43,2 43,3 43,4 Lunine, Jonathan I. (september 1993). "The Atmospheres of Uranus and Neptune". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 31: 217–263. Bibcode:1993ARA&A..31..217L. DOI:10.1146/annurev.aa.31.090193.001245. {{cite journal}}: vigane väärtus: |ref=harv (juhend)
  44. ↑ 44,0 44,1 44,2 44,3 44,4 Elkins-Tanton, Linda T. (2006). Uranus, Neptune, Pluto, and the Outer Solar System. New York: Chelsea House. Lk 79–83. ISBN 978-0-8160-5197-7.
  45. ↑ 45,0 45,1 Max, C. E.; Macintosh, B. A.; Gibbard, S. G.; Gavel, D. T.; et al. (2003). "Cloud Structures on Neptune Observed with Keck Telescope Adaptive Optics". The Astronomical Journal. 125 (1): 364–375. Bibcode:2003AJ....125..364M. DOI:10.1086/344943.
  46. ↑ Frances, Peter (2008). DK Universe. DK Publishing. Lk 196–201. ISBN 978-0-7566-3670-8.
  47. ↑ 47,0 47,1 Encrenaz, Thérèse (veebruar 2003). "ISO observations of the giant planets and Titan: what have we learnt?". Planetary and Space Science. 51 (2): 89–103. Bibcode:2003P&SS...51...89E. DOI:10.1016/S0032-0633(02)00145-9. {{cite journal}}: vigane väärtus: |ref=harv (juhend)
  48. ↑ 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. Bibcode:1989Sci...246.1459B. DOI:10.1126/science.246.4936.1459. PMID 17756000.
  49. ↑ Herbert, Floyd; Sandel, Bill R. (august–september 1999). "Ultraviolet observations of Uranus and Neptune". Planetary and Space Science. 47 (8–9): 1, 119–1, 139. Bibcode:1999P&SS...47.1119H. DOI:10.1016/S0032-0633(98)00142-1. {{cite journal}}: vigane väärtus: |ref=harv (juhend)
  50. ↑ Stanley, Sabine; Bloxham, Jeremy (11. märts 2004). "Convective-region geometry as the cause of Uranus' and Neptune's unusual magnetic fields". Nature. 428 (6979): 151–153. Bibcode:2004Natur.428..151S. DOI:10.1038/nature02376. PMID 15014493.
  51. ↑ Connerney, J. E. P.; Acu?a, Mario H.; Ness, Norman F. (1991). "The magnetic field of Neptune". Journal of Geophysical Research. 96: 19, 023–42. Bibcode:1991JGR....9619023C. DOI:10.1029/91JA01165.
  52. ↑ 52,0 52,1 Ness, N. F.; Acu?a, 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. Bibcode:1989Sci...246.1473N. DOI:10.1126/science.246.4936.1473. PMID 17756002.
  53. ↑ Russell, C. T.; Luhmann, J. G. (1997). "Neptune: Magnetic Field and Magnetosphere". University of California, Los Angeles. Vaadatud 10. august 2006.
  54. ↑ Cruikshank, Dale P. (1996). Neptune and Triton. University of Arizona Press. Lk 703–804. ISBN 978-0-8165-1525-7.
  55. ↑ Blue, Jennifer (8. detsember 2004). "Nomenclature Ring and Ring Gap Nomenclature". Gazetteer of Planetary. USGS. Vaadatud 28. veebruar 2008.
  56. ↑ Guinan, E. F.; Harris, C. C.; Maloney, F. P. (1982). "Evidence for a Ring System of Neptune". Bulletin of the American Astronomical Society. 14: 658. Bibcode:1982BAAS...14..658G.
  57. ↑ Goldreich, P.; Tremaine, S.; Borderies, N. E. F. (1986). "Towards a theory for Neptune's arc rings". Astronomical Journal. 92: 490–494. Bibcode:1986AJ.....92..490G. DOI:10.1086/114178.
  58. ↑ Nicholson, P. D.; et al. (1990). "Five Stellar Occultations by Neptune: Further Observations of Ring Arcs". Icarus. 87 (1): 1–39. Bibcode:1990Icar...87....1N. DOI:10.1016/0019-1035(90)90020-A.
  59. ↑ "Missions to Neptune". The Planetary Society. 2007. Originaali arhiivikoopia seisuga 11. veebruar 2010. Vaadatud 11. oktoober 2007.
  60. ↑ Wilford, John Noble (15. detsember 1989). "Scientists Puzzled by Unusual Neptune Rings". Hubble News Desk. Vaadatud 29. veebruar 2008.
  61. ↑ Cox, Arthur N. (2001). Allen's Astrophysical Quantities. Springer. ISBN 0-387-98746-0.
  62. ↑ Munsell, Kirk; Smith, Harman; Harvey, Samantha (13. november 2007). "Planets: Neptune: Rings". Solar System Exploration. NASA. Vaadatud 29. veebruar 2008.
  63. ↑ Salo, Heikki; Hänninen, Jyrki (1998). "Neptune's Partial Rings: Action of Galatea on Self-Gravitating Arc Particles". Science. 282 (5391): 1102–1104. Bibcode:1998Sci...282.1102S. DOI:10.1126/science.282.5391.1102. PMID 9804544.
  64. ↑ "Neptune's rings are fading away". New Scientist. 26. märts 2005. Vaadatud 6. august 2007.
  65. ↑ Lavoie, Sue (8. jaanuar 1998). "PIA01142: Neptune Scooter". NASA. Vaadatud 26. märts 2006.
  66. ↑ Hammel, H. B.; Beebe, R. F.; De Jong, E. M.; Hansen, C. J.; et al. (1989). "Neptune's wind speeds obtained by tracking clouds in Voyager 2 images". Science. 245 (4924): 1367–1369. Bibcode:1989Sci...245.1367H. DOI:10.1126/science.245.4924.1367. PMID 17798743.
  67. ↑ 67,0 67,1 Burgess (1991):64–70.
  68. ↑ 68,0 68,1 Lavoie, Sue (16. veebruar 2000). "PIA02245: Neptune's blue-green atmosphere". NASA JPL. Vaadatud 28. veebruar 2008.
  69. ↑ Orton, G. S.; Encrenaz T.; Leyrat C.; Puetter, R.; et al. (2007). "Evidence for methane escape and strong seasonal and dynamical perturbations of Neptune's atmospheric temperatures". Astronomy and Astrophysics. 473: L5–L8. Bibcode:2007A&A...473L...5O. DOI:10.1051/0004-6361:20078277. {{cite journal}}: eiran tundmatut parameetrit |last-author-amp=, kasuta parameetrit (|name-list-style=) (juhend)
  70. ↑ Orton, Glenn; Encrenaz, Thér?se (18. september 2007). "A Warm South Pole? Yes, On Neptune!". ESO. Vaadatud 20. september 2007.
  71. ↑ 71,0 71,1 Villard, Ray; Devitt, Terry (15. mai 2003). "Brighter Neptune Suggests A Planetary Change Of Seasons". Hubble News Center. Vaadatud 26. veebruar 2008.
  72. ↑ 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. Bibcode:1995Sci...268.1740H. DOI:10.1126/science.268.5218.1740. PMID 17834994.
  73. ↑ Lavoie, Sue (29. jaanuar 1996). "PIA00064: Neptune's Dark Spot (D2) at High Resolution". NASA JPL. Vaadatud 28. veebruar 2008.
  74. ↑ S. G., Gibbard; de Pater, I.; Roe, H. G.; Martin, S.; et al. (2003). "The altitude of Neptune cloud features from high-spatial-resolution near-infrared spectra" (PDF). Icarus. 166 (2): 359–374. Bibcode:2003Icar..166..359G. DOI:10.1016/j.icarus.2003.07.006. Vaadatud 26. veebruar 2008.
  75. ↑ 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): 275–285. Bibcode:1998Icar..132..239L. DOI:10.1006/icar.1998.5918. Vaadatud 26. veebruar 2008.
  76. ↑ Sromovsky, L. A.; Fry, P. M.; Dowling, T. E.; Baines, K. H. (2000). "The unusual dynamics of new dark spots on Neptune". Bulletin of the American Astronomical Society. 32: 1005. Bibcode:2000DPS....32.0903S.
  77. ↑ "Happy birthday Neptune". ESA/Hubble. Vaadatud 13. juuli 2011.
  78. ↑ Williams, Sam (24. november 2004). "Heat Sources Within the Giant Planets" (DOC). UC Berkeley. Vaadatud 20. veebruar 2008. {{cite journal}}: viitemall journal nõuab parameetrit |journal= (juhend)
  79. ↑ Lindal, Gunnar F. (1992). "The atmosphere of Neptune – an analysis of radio occultation data acquired with Voyager 2". Astronomical Journal. 103: 967–982. Bibcode:1992AJ....103..967L. DOI:10.1086/116119.
  80. ↑ "Class 12 – Giant Planets – Heat and Formation". 3750 – Planets, Moons & Rings. Colorado University, Boulder. 2004. Vaadatud 13. märts 2008.
  81. ↑ 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. Bibcode:1991JGR....9618921P. DOI:10.1029/91ja01087.
  82. ↑ Imke de Pater and Jack J. Lissauer (2001), Planetary Sciences, 1st edition, page 224.
  83. ↑ Jean Meeus, Astronomical Algorithms (Richmond, VA: Willmann-Bell, 1998) 273. Supplemented by further use of VSOP87. Viimased kolm afeeli olid 30,33 aü, järgmine on 30,34 aü. Periheel on püsinud väärtusel 29,81 aü
  84. ↑ McKie, Robin (9. juuli 2011). "Neptune's first orbit: a turning point in astronomy". The Guardian.
  85. ↑ "Neptune Completes First Orbit Since Discovery: 11th July 2011 (at 21:48 U.T.±15min)". 1. juuli 2011. Vaadatud 10. juuli 2011.
  86. ↑ 86,0 86,1 Munsell, K.; Smith, H.; Harvey, S. (13. november 2007). "Neptune: Facts & Figures". NASA. Vaadatud 14. august 2007.
  87. ↑ Nancy Atkinson (26. august 2010). "Clearing the Confusion on Neptune's Orbit". Universe Today. Vaadatud 10. juuli 2011. (Bill Folkner at JPL)
  88. ↑ 88,0 88,1 Anonymous (16. november 2007). "Horizons Output for Neptune 2010–2011". Vaadatud 25. veebruar 2008.—Numbers generated using the Solar System Dynamics Group, Horizons On-Line Ephemeris System.
  89. ↑ Williams, David R. (6. jaanuar 2005). "Planetary Fact Sheets". NASA. Vaadatud 28. veebruar 2008.
  90. ↑ Hubbard, W. B.; Nellis, W. J.; Mitchell, A. C.; Holmes, N. C.; et al. (1991). "Interior Structure of Neptune: Comparison with Uranus". Science. 253 (5020): 648–651. Bibcode:1991Sci...253..648H. DOI:10.1126/science.253.5020.648. PMID 17772369.
  91. ↑ Stern, S. Alan; Colwell, Joshua E. (1997). "Collisional Erosion in the Primordial Edgeworth-Kuiper Belt and the Generation of the 30–50 AU Kuiper Gap". The Astrophysical Journal. Geophysical, Astrophysical, and Planetary Sciences, Space Science Department, Southwest Research Institute. 490 (2): 879–882. Bibcode:1997ApJ...490..879S. DOI:10.1086/304912.
  92. ↑ Petit, Jean-Marc; Morbidelli, Alessandro; Valsecchi, Giovanni B. (1999). "Large Scattered Planetesimals and the Excitation of the Small Body Belts" (PDF). Icarus. 141 (2): 367–387. Bibcode:1999Icar..141..367P. DOI:10.1006/icar.1999.6166. Vaadatud 23. juuni 2007.
  93. ↑ "List Of Transneptunian Objects". Minor Planet Center. Vaadatud 25. oktoober 2010.
  94. ↑ Jewitt, David (2004). "The Plutinos". UCLA. Vaadatud 28. veebruar 2008.
  95. ↑ Varadi, F. (1999). "Periodic Orbits in the 3:2 Orbital Resonance and Their Stability". The Astronomical Journal. 118 (5): 2526–2531. Bibcode:1999AJ....118.2526V. DOI:10.1086/301088.
  96. ↑ John Davies (2001). Beyond Pluto: Exploring the outer limits of the solar system. Cambridge University Press. Lk 104. ISBN 0-521-80019-6.
  97. ↑ Chiang, E. I.; Jordan, A. B.; Millis, R. L.; M. W. Buie; et al. (2003). "Resonance Occupation in the Kuiper Belt: Case Examples of the 5 : 2 and Trojan Resonances". The Astronomical Journal. 126: 430–443. arXiv:astro-ph/0301458. Bibcode:2003AJ....126..430C. DOI:10.1086/375207.
  98. ↑ Sheppard, Scott S.; Trujillo, Chadwick A. (10. september 2010). "Detection of a Trailing (L5) Neptune Trojan". Science. 329 (5997): 1304. Bibcode:2010Sci...329.1304S. DOI:10.1126/science.1189666. PMID 20705814.
  99. ↑ 99,0 99,1 De La Fuente Marcos, C.; De La Fuente Marcos, R. (2012). "(309239) 2007 RW10: a large temporary quasi-satellite of Neptune". Astronomy and Astrophysics Letters. 545: L9. arXiv:1209.1577. Bibcode:2012A&A...545L...9D. DOI:10.1051/0004-6361/201219931. {{cite journal}}: eiran tundmatut parameetrit |last-author-amp=, kasuta parameetrit (|name-list-style=) (juhend)
  100. ↑ Boss, Alan P. (2002). "Formation of gas and ice giant planets". Earth and Planetary Science Letters. 202 (3–4): 513–523. Bibcode:2002E&PSL.202..513B. DOI:10.1016/S0012-821X(02)00808-7.
  101. ↑ 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): 2862–2883. arXiv:astro-ph/0111290. Bibcode:2002AJ....123.2862T. DOI:10.1086/339975.
  102. ↑ Hansen, Kathryn (7. juuni 2005). "Orbital shuffle for early solar system". Geotimes. Vaadatud 26. august 2007.
  103. ↑ Crida, A. (2009). "Solar System formation". Reviews in Modern Astronomy. 21: 3008. arXiv:0903.3008. Bibcode:2009RvMA...21..215C. DOI:10.1002/9783527629190.ch12.
  104. ↑ Desch, S. J. (2007). "Mass Distribution and Planet Formation in the Solar Nebula". The Astrophysical Journal. 671 (1): 878–893. Bibcode:2007ApJ...671..878D. DOI:10.1086/522825.
  105. ↑ Smith, R.; L. J. Churcher; M. C. Wyatt; M. M. Moerchen; et al. (2009). "Resolved debris disc emission around ? Telescopii: a young solar system or ongoing planet formation?". Astronomy and Astrophysics. 493 (1): 299–308. arXiv:0810.5087. Bibcode:2009A&A...493..299S. DOI:10.1051/0004-6361:200810706.
  106. ↑ Hubble Space Telescope discovers fourteenth tiny moon orbiting Neptune | Space, Military and Medicine. News.com.au (16. juuli 2013). Retrieved on 28. juuli 2013
  107. ↑ 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. Bibcode:2006Natur.441..192A. DOI:10.1038/nature04792. PMID 16688170.
  108. ↑ 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. Bibcode:1989A&A...219L..23C.
  109. ↑ Wilford, John N. (29. august 1989). "Triton May Be Coldest Spot in Solar System". The New York Times. Vaadatud 29. veebruar 2008.
  110. ↑ Nelson, R. M.; Smythe, W. D.; Wallis, B. D.; Horn, L. J.; et al. (1990). "Temperature and Thermal Emissivity of the Surface of Neptune's Satellite Triton". Science. 250 (4979): 429–431. Bibcode:1990Sci...250..429N. DOI:10.1126/science.250.4979.429. PMID 17793020.
  111. ↑ 111,0 111,1 Stone, E. C.; Miner, E. D. (1989). "The Voyager 2 Encounter with the Neptunian System". Science. 246 (4936): 1417–1421. Bibcode:1989Sci...246.1417S. DOI:10.1126/science.246.4936.1417. PMID 17755996.
  112. ↑ Brown, Michael E. "The Dwarf Planets". California Institute of Technology, Department of Geological Sciences. Vaadatud 9. veebruar 2008.
  113. ↑ Holman, M. J.; Kavelaars, J. J.; Grav, T.; et al. (2004). "Discovery of five irregular moons of Neptune" (PDF). Nature. 430 (7002): 865–867. Bibcode:2004Natur.430..865H. DOI:10.1038/nature02832. PMID 15318214. Vaadatud 24. oktoober 2011. {{cite journal}}: vigane väärtus: |ref=harv (juhend)
  114. ↑ "Five new moons for planet Neptune". BBC News. 18. august 2004. Vaadatud 6. august 2007.
  115. ↑ 115,0 115,1 Espenak, Fred (20. juuli 2005). "Twelve Year Planetary Ephemeris: 1995–2006". NASA. Vaadatud 1. märts 2008.
  116. ↑ Moore (2000):207.
  117. ↑ 1977. aastal ei olnud isegi Neptuuni tiirlemisperiood teada. Cruikshank, D. P. (1. märts 1978). "On the rotation period of Neptune". Astrophysical Journal, Part 2 – Letters to the Editor. University of Chicago Press. 220: L57–L59. Bibcode:1978ApJ...220L..57C. DOI:10.1086/182636.
  118. ↑ Max, C.; MacIntosh, B.; Gibbard, S.; Roe, H.; et al. (1999). "Adaptive Optics Imaging of Neptune and Titan with the W.M. Keck Telescope". Bulletin of the American Astronomical Society. 31: 1512. Bibcode:1999BAAS...31.1512M.
  119. ↑ Gibbard, S. G.; Roe, H.; de Pater, I.; Macintosh, B.; et al. (1999). "High-Resolution Infrared Imaging of Neptune from the Keck Telescope". Icarus. 156 (1): 1–15. Bibcode:2002Icar..156....1G. DOI:10.1006/icar.2001.6766.
  120. ↑ Phillips, Cynthia (5. august 2003). "Fascination with Distant Worlds". SETI Institute. Originaali arhiivikoopia seisuga 3. november 2007. Vaadatud 3. oktoober 2007.
  121. ↑ 121,0 121,1 Burgess (1991):46–55.
  122. ↑ Tom Standage (2000). The Neptune File: A Story of Astronomical Rivalry and the Pioneers of Planet Hunting. New York: Walker. p. 188. ISBN 978-0-8027-1363-6.
  123. ↑ Chris Gebhardt; Jeff Goldader (20. august 2011). "Thirty-four years after launch, Voyager 2 continues to explore". NASASpaceflight.
  124. ↑ 124,0 124,1 Clark, Stephen (25. august 2015). "Uranus, Neptune in NASA's sights for new robotic mission". Spaceflight Now. Vaadatud 7.09.2015.
  125. ↑ Spilker, T. R.; Ingersoll, A. P. (2004). "Outstanding Science in the Neptune System From an Aerocaptured Vision Mission". Bulletin of the American Astronomical Society. 36: 1094. Bibcode:2004DPS....36.1412S.
  126. ↑ Candice Hansen; et al. "Argo – A Voyage Through the Outer Solar System" (PDF). SpacePolicyOnline.com. Space and Technology Policy Group, LLC. Vaadatud 5. august 2015.

Välislingid

Planeedid
Merkuur · Veenus · Maa · Marss · Jupiter · Saturn · Uraan · Neptuun
Kääbusplaneedid
Ceres · Pluuto · Eris · Haumea · Makemake
Muud
Vaata ka
Neptuun
Neptuuni kaaslased

Naiad • Thalassa • Despina • Galatea • Larissa • S/2004 N 1 • Proteus • Triton • Nereid • Halimede • Sao • Laomedeia • Psamathe • Neso

Pärit leheküljelt "https://et.wikipedia.org/w/index.php?title=Neptuun&oldid=5457681"