İçeriğe atla

Neptün

Başlığın diğer anlamları için Neptün (anlam ayrımı) sayfasına bakınız.
Neptün
Voyager 2 tarafından 1989 yılında çekilen fotoğraf.
Keşif[1]
Keşfeden
Keşif tarihi23 Eylül 1846
Adlandırmalar
Adın kaynağı
Latince Neptūnus, Fransızcadan Neptune
SıfatlarNeptunian,[2] Poseidean[3]
Sembol♆
Yörünge özellikleri[4][a]
Dönem J2000
Günöte30,33 AU (4,54 milyar km)
Günberi29,81 AU (4,46 milyar km)
Yarı büyük eksen
30,07 AU (4,50 milyar km)
Dış merkezlik0,008678
  • 164,8 yıl
  • 60.182 gün
  • 89.666 Neptün güneş günü[5]
367,49 gün[6]
5,43 km/s[6]
256,228°
EğiklikTutuluma 1,767975°
Güneş ekvatoruna 6,43°
Değişmeyen düzleme 0,72°[7]
131,784°
Günberi zamanı
4 Eylül 2042[8]
276,336°
Bilinen doğal uydusu14
Fiziksel özellikler
7,67[9] - 8,00[9]
2,2–2,4″[6][10]
Ortalama yarıçap
24.622 ± 19 km[11][b]
Ekvatoral yarıçap
24.764 ± 15 km[11][b]
3,883 Dünya
Kutupsal yarıçap
24.341 ± 30 km[11][b]
3,829 Dünya
Basıklık0,0171 ± 0,0013
7,6183×109 km2[12][b]
14,98 Dünya
Kütle1,02413×1026 kg[6]
17,147 Dünya
5,15×10−5 Güneş
Ortalama yoğunluk
1,638 g/cm3[6][c]
11,15 m/s2[6][b]
1,14 g
Atalet momenti faktörü
0,23[13] (yaklaşık)
23,5 km/s[6][b]
0,6713 gün[6]
16 sa 6 dk 36 sn
Ekvatoral dönme hızı
2,68 km/s (9.650 km/sa)
28,32° (yörüngeye)[6]
Kuzey kutbu sağ açıklık
19sa 57d 20s[11]
299,3°
Kuzey kutbu dik açıklık
42,950°[11]
Albedo0,290 (bond)[14]
0,442 (geom.)[15]
Yüzey sıcaklığımin.ort.maks.
1 bar seviyesi72 K (-201 °C; -329,8 °F)[6]
0,1 bar (10 kPa)55 K (-218 °C; -360,4 °F)[6]
Atmosfer[6]
Ölçek yüksekliği
19,7 ± 0,6 km
Bileşimleri
  • Gazlar:
  • %80 ± %3,2 hidrojen (H
    2    )
  • %19 ± %3,2 helyum (He)
  • %1,5 ± %0,5 metan (CH
    4    )
  • ~%0,019 hidrojen döterid (HD)
  • ~%0,00015 etan (C
    2    H
    6    )
  • Buzlar:
  • amonyak (NH
    3    )
  • su (H
    2    O    )
  • amonyum hidrosülfür (NH
    4    SH    )
  • metan buzu (?) (CH
    4    ·5,
    75    H
    2    O    )
  Wikimedia Commons'ta ilgili ortam

Neptün, Güneş Sistemi'nin sekizinci, Güneş'e en uzak ve katı yüzeyi bulunmayan gezegenidir. Gaz gezegenler sınıfında yer alan Neptün, Jüpiter ve Satürn'e kıyasla farklı yapısından ötürü buz devi olarak da sınıflandırılır. Güneş sisteminin Uranüs ile beraber en soğuk iki gezegeninden biridir. Katı yüzeye sahip olmamakla birlikte gezegenin dış katmanı genel olarak hidrojen ve helyumdan oluşur. İç katmanında ise gezegenin kütlesinin çoğu kayalık bir çekirdeğin üzerindeki sıcak ve yoğun maddelerden (su, metan ve amonyak) oluşur.[16] Adını Roma deniz tanrısı Neptunus'ten alan gezegen, Güneş Sistemi'nde çapına göre en büyük dördüncü, kütlesine göre ise en büyük üçüncü gezegendir. Dünya'dan 17 kat fazla kütlesiyle, ikizi sayılabilecek Uranüs'ten biraz daha büyük ve daha yoğundur.[17] Güneş'e olan uzaklığı ortalama 30 Astronomik birimdir.

23 Eylül 1846'da keşfedilen Neptün,[1] deneysel gözlemlerden önce matematiksel tahminlerle tespit edilen ilk ve tek gezegendir.[18] 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. yüzyılda 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 hidrokarbon ile azottan oluşmakla beraber, görece yüksek miktarlardaki su, amonyak ve metan buzları ile onlardan ayrılmaktadır. Astronomların Uranüs ve Neptün'e bazen buz devleri demesinin nedeni de işte bu farklılığı vurgulamaktır.[19] Neptün'ün iç katmanları, Uranüs'e benzer şekilde ağırlıklı olarak buz ve kayaç malzemelerden oluşmaktadır.[20] Atmosferinin üst katmanlarında bulunan metan, gezegene mavi görüntüsünü vermektedir.[21]

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. Bütün bu atmosfer olayları, yaklaşık 2100 km/saate varan hızlara sahip Güneş Sistemi'ndeki en güçlü rüzgârlar tarafından gerçekleştirilmektedir.[22] 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.[23][24] Neptün, 1960'larda fark edilen ve 1989'da Voyager 2 tarafından kesin olarak onaylanan çok ince ve parçalı bir halka sistemine de sahiptir.[25]

Tarihi

Keşif

Galileo Galilei

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 fark etmesini iyice güçleştirmişti.[26] Bununla birlikte, Temmuz 2009'da Melbourne Üniversitesi'nden bir fizikçinin açıklamalarına göre Galileo gözlemlediği bu gök cisminin hareketli olduğunu fark etmiş olabilir.[27]

Urbain Le Verrier

1821'de Alexis Bouvard, Uranüs yörüngesinin astronomik çizelgelerini yayınladı.[28] 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.[29] 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.[30][31] 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 fark etti 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.[29][32]

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 fark edemediğini anladı.[29][33]

Adlandırma

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.[34] Keşfini isimlendirme hakkının kendisinde olduğunu söyleyen Le Verrier Neptün ismini önerdi.[35] 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.[36] Fransız almanaklarında Uranüs'ün adı Herschel(gezegenin kaşifi William Herschel'in adından) olarak değiştirildi ve yeni gezegen için de Leverrier ismi kullanıldı.[37]

29 Aralık 1846'da Struve gezegen için Saint Petersburg Bilimler Akademisi'ne Neptün ismini önerdi.[38] Daha sonra da Neptün 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.[39]

Greko-Romen kültürle doğrudan bir ilişkisi olmayan ülkelerde bile bu ismin değiştirilmiş şekilleri kullanılmaktadır. Örneğin, Çince, Japonca ve Korecede gezegen için "Deniz Tanrısı'nın Yıldızı" anlamındaki yerel sözcükler kullanılmaktadır.[40]

Durum

Neptün, 1846'daki keşfinden 1930'da Plüton'un keşfine kadar bilinen en uzak gezegendi. Plüton keşfedildiğinde, bir gezegen olarak kabul edildi ve böylece Neptün, Plüton'un eliptik yörüngesinin onu Güneş'e Neptün'den yaklaştırdığı 1979 ile 1999 arasındaki 20 yıllık bir dönem dışında, bilinen en uzak ikinci gezegen oldu.[41] 1992'de Kuiper kuşağının keşfi, birçok gök bilimcinin Plüton'un bir gezegen mi yoksa Kuiper kuşağının bir parçası mı olması gerektiğini tartışmasına yol açtı.[42][43] 2006 yılında Uluslararası Astronomi Birliği, "gezegen" kelimesini ilk kez tanımlayarak, Plüton'u "cüce gezegen" olarak yeniden sınıflandırdı ve Neptün'ü bir kez daha Güneş Sistemindeki en bilinen gezegen haline getirdi.[44]

Fiziksel özellikler

Neptün ve Dünya boyutlarının kıyaslaması

1.0243×1026 kg'lık kütlesi,[6] Dünya'nın 17 katı fakat Jupiter'in 1/19'udur.[17] Gezegenin yüzey kütleçekimini sadece Jupiter aşar. Güneş Sistemi'nde yüzey kütleçekimi Dünya'dan fazla olanlar, sadece bu iki gaz devidir.[45] 24764 km'lik yarıçapı[46] 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.[23]

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.[1] 7000 km derinlikten itibaren çekirdeğe kadar ortam koşulları öyle bir hal alır ki metan, elmas kristallerine ayrışır.[47]

Neptün'ün çekirdeği ağırlıklı olarak demir, nikel ve silikatlardan oluşmaktadır, kütlesi 1.2 Dünya kütlesi kadardır.[48] Basınç, merkezde 7Mbar(700GPa), sıcaklık ise 5400K civarındadır.[23][24]

Atmosfer

Yüksek kısımlarında, Neptün atmosferi %80 hidrojen ve %19 helyumdan oluşur.[23] 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.[49] 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.[21]

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.[19] Stratosferden sonra ise, 0.0001microbar ve daha düşük basınçtaki termosfer başlar.[19] 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.[50]

Sebebi henüz bilinmeyen nedenlerden dolayı gezegenin termosferi 1000 °C gibi anormal derecede yüksek bir sıcaklığa sahiptir.[51][52] 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.[50][53]

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.[50]

Neptün'ün dipol manyetik momenti 2.2 × 1017 T·m³'tür. Gezegen yarıçapının yaklaşık 35 katı kadar ötesinde, manyetik alanı Güneş rüzgârlarını yavaşlatarak bir şok dalgası oluşturmaktadır. Güneş rüzgârları basıncının dengelendiği manyetopoz ise Neptün'den, kendi yarıçapının yaklaşık 25 katı kadar ileridedir. Manyetik alanın kuyruğu ise gezegen yarıçapının 72 katı kadar geriye uzanmaktadır.[54]

İklim

Kontrastı abartılmış olarak Büyük Kara Leke (üstte), Scooter (orta beyaz bulut) ve Küçük Kara Leke (altta).

Neptün, hızları 600 m/s'ye kadar çıkabilen rüzgârlarla, oldukça hareketli fırtına sistemlerine sahiptir.[22] Bulut seviyelerinde ortalama rüzgâr hızı, ekvator bölgesinde 400 m/s'den kutuplar civarında 250 m/s'ye kadar düşmektedir.[50] Rüzgârların çoğu Neptün'ün dönüş yönünün tersine esmektedir.[55]

Atmosferdeki metan, etan ve asetilen yoğunluğu ekvatorda kutuplardan 10-100 kez daha fazladır. Bu da, ekvatorda yükselme, kutuplarda ise alçalma hareketlerine kanıt olarak yorumlanmaktadır.[19]

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.[56] 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.[57]

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.[58]

Fırtınalar

1989 yılında, yaklaşık 86milyon km² alana sahip antisiklonik bir kasırga olan Büyük koyu leke[59] 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.[60]

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.[61] Küçük Kara Leke, 1989 karşılaşması sırasında gözlemlenen en yoğun ikinci fırtına olan güneydeki bir siklonik fırtınadır. Parlak bir çekirdek geliştirildi ve en yüksek çözünürlüklü görüntülerin çoğunda görülebilir.[62]

İç sıcaklığı

Neptün'ün küçülen girdabı
Büyük Koyu Leke'nin Voyager 2 tarafından çekilmiş fotoğrafı

Neptün'ün Uranüs'e göre daha değişken hava koşulları, iç sıcaklığının görece yüksekliğine bağlanıyor.[63] Neptün Güneş'e, Uranüs'e oranla 1.5 kat uzak olsa da ve Uranüs'ün aldığı günışığının %40'ını alsa da[19] yüzey sıcaklığı aşağı yukarı Uranüs'le aynıdır.[63] Neptün troposferinin üst kısımları −221.4 °C sıcaklığa kadar düşer. Atmosfer basıncının 1 bar olduğu seviyede ise sıcaklık −201.15 °C'dir.[64] Uranüs'te olduğu gibi bu sıcaklığın kaynağı bilinmemektedir ama tutarsızlıklar daha fazladır: Uranüs'ün yaydığı enerji, Güneş'ten aldığı enerjiye göre sadece 1.1 kat fazladır[65] bununla birlikte bu oran Neptün'de 2.61'dir.[66] Neptün Güneş'ten en uzak gezegendir ama barındırdığı enerji, Güneş Sistemi'nin en hızlı rüzgârlarını besleyebilmektedir. Olası nedenler arasında gezegen çekirdeğinden gelen radyoaktif bozunum kökenli ısı,[67] yüksek basınç altında metanın hidrojen, karbon(elmas) ve uzun zincirli hidrokarbonlara bozunumu sonucu ortaya çıkabilecek enerji[67][68] ve alt atmosfer katmanlarındaki konveksiyon sonucu stratosferde oluşan hava dalgalarıdır.[69][70]

Yörünge ve dönme

Neptün (kırmızı yay), Dünya'nın her 164,79 yörüngesi için Güneş'in (merkez) etrafındaki bir yörüngeyi tamamlar. Açık mavi nesne Uranüs'ü temsil ediyor.

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[12][71] 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.[72]

Neptün'ün eksen eğikliği 28,32°'dir[73] ve 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.[58] Kendi ekseni etrafında bir turu ise kabaca 16,11 saat sürer.[12] 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.[74] Bu büyük farklar da enlem bölgeleri sınırlarında çok güçlü rüzgârlar yaratır.[75]

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 30 AU (AU: Astronomik Birim, 1 AU=149.597.870.691 ± 30 m) uzaktaki Neptün yörüngesinin hemen ardından başlayıp yaklaşık 55 AU uzaklığa kadar devam eder.[76] Nasıl ki, Jüpiter'in kütleçekimi asteroit kuşağını şekillendiriyorsa, Neptün kütleçekimi de Kuiper kuşağını şekillendirmektedir. Güneş Sistemi var olduğundan beri, Kuiper kuşağının belli bölgeleri Neptün kütleçekimi tarafından dengesizleştirilmekte, belli bölgelerde boşluklar oluşturulmaktadır. 40. ve 42. AU'lar bunun örnekleridir.[77] 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.[78] 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.[79]

Oluşumu ve göç

Dış gezegenleri ve Kuiper kuşağını gösteren bir simülasyon: a) Jüpiter ve Satürn 2: 1 rezonansa ulaşmadan önce; b) Neptün'ün yörünge kaymasını takiben Kuiper kuşağı nesnelerinin içe doğru saçılmasından sonra; c) dağınık Kuiper kuşağı gövdelerinin Jüpiter tarafından fırlatılmasından sonra

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.[80]

Bu varsayımlardan birine göre bu gezegenler maddenin daha yoğun olduğu Güneş'e yakın bölgelerde oluştular ve yavaş yavaş günümüzde bulundukları yörüngelere kaydılar.[81] Şu anda Kuiper kuşağındaki küçük cisimlerin çokluğunu da açıklayabilen bu varsayım gök bilimciler arasında en çok kabul gören varsayımdır.[82] Göç eden Neptün'ün ve diğer gaz devlerinin Kuiper kuşağı üzerindeki etkilerini araştıran bu hipotez, Nice modeli olarak bilinir.[83][84][85]

Uyduları

Ana madde: Neptün'ün uyduları
Hubble Uzay Teleskobu'ndan Proteus (üstte), Larissa (sağ alt) ve Despina (solda) ile Neptün'ün doğal renkli görünümü

Neptün'ün bilinen 16 uydulu bir uydu sistemi bulunmaktadır.[86] 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,[87] 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.[88] Triton yörüngesinde eş zamanlı olarak döner, yani Neptün'e hep aynı yüzü dönüktür. Gelgit ivmelenmesi nedeniyle de gezegenine git gide yaklaşmaktadır. 3.6 milyar yıl sonra Roche limitine ulaştığında da parçalanarak yok olacaktır.[89] 1989'da yaklaşık −235 °C (38 K) sıcaklığıyla Triton,.[90] Güneş Sistemi'ndeki en soğuk gök cismiydi.[91]

Neptün'ün uydusu Proteus

Neptün'ün ikinci keşfedilen uydusu, Güneş Sistemi'ndeki en eliptik uydu yörüngesiyle Nereid'tir. 0.7512'lik dışmerkezliğiyle; enöte uzaklığı, enberi uzaklığının 7 katıdır.[92]

1989'da, Temmuz'dan Eylül'e kadar Voyager 2 altı yeni uydu daha keşfetti.[54] 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.[93][94] Neptün, adını Roma deniz tanrısından aldığı için uydularına da daha küçük deniz tanrıları ve perilerinin isimleri verilmiştir.[39] Neptün'ün 14. uydusu S/2004 N 1'in keşfi 15 Temmuz 2013'te duyuruldu.[86]

Hippocamp'ı Neptün'ün halka sisteminde daha önce keşfedilen diğer iç uydularla birlikte gösteren bileşik bir Hubble görüntüsü

Gezegen halkaları

Ana madde: Neptün'ün halkaları

Neptün, beş ana halkadan oluşan bir sisteme sahiptir. Başta "yaylar" olarak adlandırılan halkalar, 22 Temmuz 1984'te Patrice Bouchet, Reinhold Häfner ve Jean Manfroid'dan oluşan ekip tarafından Şili'deki La Silla Gözlemevi'nde ve William Hubbard liderliğindeki bir program kapsamında F. Vilas ve L. R. Elicer tarafından Cerro Tololo Amerikaarası Gözlemevi'nde keşfedildi. Halkalar, 1989'da Voyager 2 uzay aracı tarafından fotoğraflandı. Halkaların en yoğun kısımları, Satürn'ün ana halkalarının yoğunluğu nispeten az kısımlarıyla (C halkası ve Cassini bölümü gibi) karşılaştırılabilir; ancak Neptün'ün halka sisteminin çoğu görece zayıf, soluk ve tozlu olup Jüpiter'in halkalarına daha çok benzemektedir. Neptün'ün halkalarına, gezegenle ilgili önemli çalışmalara katkıda bulunan gök bilimcilerin adları verilmiştir: Galle, Le Verrier, Lassell, Arago ve Adams. Neptün, uydularından Galatea'nın yörüngesine denk gelen ve isim verilmemiş soluk bir halkaya daha sahiptir. Diğer üç uydusu olan Naiad, Thalassa ve Despina halkalar arasındaki yörüngelerde dönmektedirler.

Neptün'ün halkaları, son derece koyu renkli, muhtemelen organik bileşikler içerip radyasyon etkisinde kalan malzemelerden oluşmaktadır. Benzer malzemeler Uranüs'ün halkalarında da görülür. Halkalardaki toz oranı (%20 ile %70 arasında) yüksek, optik derinlikleri ise düşük ile orta seviyede ve 0,1'den azdır. Adams halkası Fraternité, Égalité 1 ve 2, Liberté ve Courage adında beş ayrı yay içerir ve bu özelliğiyle benzersizdir. Yaylar dar bir enberi boylamı alanı kaplar, ilk tespit edildikleri 1980'den bu yana çok az değişmişlerdir ve kayda değer derecede kararlıdırlar. Yayların nasıl kararlı kaldığı hâlâ devam eden bir tartışma konusudur ve muhtemelen kararlılıkları Adams halkası ve iç çoban uydu Galatea arasındaki yörüngesel rezonans etkileşimi ile ilgilidir.

Neptün'ün halkaları

Gözlem

2018'de, Avrupa Güney Rasathanesi, Dünya yüzeyinden Neptün'ün net ve yüksek çözünürlüklü görüntülerini elde etmek için benzersiz lazer tabanlı yöntemler geliştirdi.

Neptün'ü, Jüpiter'in Galileo uyduları ve cüce gezegen Ceres'den bile düşük olan +7.7 ila +8.0 kadirden arasında değişen parlaklığı[95] sebebiyle çıplak gözle göremeyiz.[6][10] Bir teleskop veya güçlü bir dürbünle ufak mavi bir disk olarak gözlemlenebilir.[96]

Dünya'mıza olan uzaklığı sebebiyle görünür boyutları da oldukça küçüktür.[6][10] Bu da gezegen üzerinde görsel verilere dayalı çalışmaları iyice güçleştirmişti. Hubble Uzay Teleskobu'ndan önce teleskoplardan elde edilen veriler oldukça sınırlıydı.[97][98]

Araştırmalar

Bir Voyager 2 Triton mozaiği

Voyager 2'nin Neptün yakın geçişi, 25 Ağustos 1989 tarihinde gerçekleşti. Daha sonra aynı gün içinde Triton'a da bir yakın geçiş yapıldı.[99] Gezegenin manyetik alanının özellikleri, kendi ekseni etrafında dönüş süresi, hareketli atmosferi, uyduları ve halkaları hakkında birçok bilgi, Voyager 2'nin bu ziyareti sırasında edinildi.[54][99]

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

Voyager 2 uçuş görevinden sonra, Neptün sisteminin bilimsel keşfinde bir sonraki adım, bir Flagship mission olarak kabul edilir.[100] Böyle varsayımsal bir misyonun 2020'lerin sonunda veya 2030'ların başında mümkün olacağı öngörülüyor.[100]

Ayrıca bakınız

Notlar

  1. ^ Yörünge öğeleri, Neptün kütle merkezi ve Güneş Sistemi kütle merkezini ifade eder. Bunlar, kesin J2000 zamanındaki anlık salınımlı değerlerdir.
  2. ^ a b c d e f 1 bar (100 kPa) atmosferik basınç seviyesini ifade eder
  3. ^ 1 bar atmosferik basınç seviyesindeki hacme göre

Kaynakça

  1. ^ a b c Hamilton, Calvin J. (4 Ağustos 2001). "Neptune". Views of the Solar System. 3 Mart 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 13 Ağustos 2007. 
  2. ^ "Neptunian." Oxford Dictionary of English 2e, Oxford University Press, 2003.
  3. ^ "Enabling Exploration with Small Radioisotope Power Systems" (PDF). NASA. Eylül 2004. 22 Aralık 2016 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. Erişim tarihi: 26 Ocak 2016. 
  4. ^ Yeomans, Donald K. "HORIZONS Web-Interface for Neptune Barycenter (Major Body=8)". JPL Horizons On-Line Ephemeris System. 20 Ağustos 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 18 Temmuz 2014. 
  5. ^ Seligman, Courtney. "Rotation Period and Day Length". 11 Ağustos 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 13 Ağustos 2009. 
  6. ^ a b c d e f g h i j k l m n o Williams, David R. (1 Eylül 2004). "Neptune Fact Sheet". NASA. 3 Mart 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 14 Ağustos 2007. 
  7. ^ "The MeanPlane (Invariable plane) of the Solar System passing through the barycenter". 3 Nisan 2009. 14 Mayıs 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 10 Nisan 2009.  (produced with Solex 10 20 Aralık 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
  8. ^ "HORIZONS Web-Interface". ssd.jpl.nasa.gov. 4 Şubat 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. 
  9. ^ a b Mallama, A.; Hilton, J.L. (2018). "Computing Apparent Planetary Magnitudes for The Astronomical Almanac". Astronomy and Computing. Cilt 25. ss. 10-24. arXiv:1808.01973 $2. Bibcode:2018A&C....25...10M. doi:10.1016/j.ascom.2018.08.002. 
  10. ^ a b c Espenak, Fred (20 Temmuz 2005). "Twelve Year Planetary Ephemeris: 1995–2006". NASA. 5 Aralık 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Mart 2008.  Kaynak hatası: Geçersiz <ref> etiketi: "ephemeris" adı farklı içerikte birden fazla tanımlanmış (Bkz: )
  11. ^ a b c d e Seidelmann, P. Kenneth; Archinal, Brent A.; A'Hearn, Michael F.; Conrad, Albert R.; Consolmagno, Guy J.; Hestroffer, Daniel; Hilton, James L.; Krasinsky, Georgij A.; Neumann, Gregory A.; Oberst, Jürgen; Stooke, Philip J.; Tedesco, Edward F.; Tholen, David J.; Thomas, Peter C.; Williams, Iwan P. (2007). "Report of the IAU/IAG Working Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006". Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy. 98 (3). ss. 155-80. Bibcode:2007CeMDA..98..155S. doi:10.1007/s10569-007-9072-y. ISSN 0923-2958. 
  12. ^ a b c Munsell, K. (13 Kasım 2007). "Neptune: Facts & Figures". NASA. 7 Kasım 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 14 Ağustos 2007. 
  13. ^ de Pater, Imke; Lissauer, Jack J. (2015). Planetary Sciences (2. güncelleme bas.). New York: Cambridge University Press. s. 250. ISBN 978-0-521-85371-2. 26 Kasım 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 17 Ağustos 2016. 
  14. ^ Pearl, J.C. (1991). "The albedo, effective temperature, and energy balance of Neptune, as determined from Voyager data". J. Geophys. Res. Cilt 96. ss. 18,921-30. Bibcode:1991JGR....9618921P. doi:10.1029/91JA01087. 
  15. ^ Mallama, Anthony; Krobusek, Bruce; Pavlov, Hristo (2017). "Comprehensive wide-band magnitudes and albedos for the planets, with applications to exo-planets and Planet Nine". Icarus. Cilt 282. ss. 19-33. arXiv:1609.05048 $2. Bibcode:2017Icar..282...19M. doi:10.1016/j.icarus.2016.09.023. 
  16. ^ "Arşivlenmiş kopya". 16 Mayıs 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 17 Kasım 2020. 
  17. ^ a b 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. Erişim tarihi: 13 Mart 2008. 
  18. ^ Mars, Kelli (22 Eylül 2021). "175 Years Ago: Astronomers Discover Neptune, the Eighth Planet". NASA. 24 Eylül 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 2 Kasım 2022. 
  19. ^ a b c d e Lunine, Jonathan I. (1993). "The Atmospheres of Uranus and Neptune". Lunar and Planetary Observatory, University of Arizona. 
  20. ^ Podolak, M. (1995). "Comparative models of Uranus and Neptune". Planetary and Space Science. 43 (12). ss. 1517-1522. doi:10.1016/0032-0633(95)00061-5. 
  21. ^ a b Munsell, Kirk (13 Kasım 2007). "Neptune overview". Solar System Exploration. NASA. 8 Aralık 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 20 Şubat 2008. 
  22. ^ a b Suomi, V. E. (1991). "High Winds of Neptune: A possible mechanism". Science. 251 (4996). ss. 929-932. doi:10.1126/science.251.4996.929. PMID 17847386. 
  23. ^ a b c d Hubbard, W. B. (1997). "Neptune's Deep Chemistry". Science. 275 (5304). ss. 1279-1280. doi:10.1126/science.275.5304.1279. PMID 9064785. 
  24. ^ a b Nettelmann, N. "Interior Models of Jupiter, Saturn and Neptune" (PDF). University of Rostock. 3 Mart 2012 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. Erişim tarihi: 25 Şubat 2008. 
  25. ^ Wilford, John N. (10 Temmuz 1982). "Data Shows 2 Rings Circling Neptune". The New York Times. 10 Aralık 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 29 Şubat 2008. 
  26. ^ Littmann, Mark (2004). Planets Beyond: Discovering the Outer Solar System. Courier Dover Publications. ISBN 0-486-43602-0. 
  27. ^ Britt, Robert Roy (2009). "Galileo discovered Neptune, new theory claims". MSNBC News. 19 Ekim 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 10 Temmuz 2009. 
  28. ^ Bouvard, A. (1821). Tables astronomiques publiées par le Bureau des Longitudes de France. Paris: Bachelier. 
  29. ^ a b c Airy, G. B. (13 Kasım 1846). "Account of some circumstances historically connected with the discovery of the planet exterior to Uranus". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Cilt 7. ss. 121-144. 
  30. ^ O'Connor, John J. (2006). "John Couch Adams' account of the discovery of Neptune". University of St Andrews. 3 Mart 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 18 Şubat 2008. 
  31. ^ Adams, J. C. (13 Kasım 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. Cilt 7. s. 149. 
  32. ^ Challis, Rev. J. (13 Kasım 1846). "Account of observations at the Cambridge observatory for detecting the planet exterior to Uranus". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Cilt 7. ss. 145-149. 
  33. ^ Galle, J. G. (13 Kasım 1846). "Account of the discovery of the planet of Le Verrier at Berlin". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Cilt 7. s. 153. 
  34. ^ Moore (2000):206
  35. ^ Littmann (2004):50
  36. ^ Baum & Sheehan (2003):109–110
  37. ^ Gingerich, Owen (1958). "The Naming of Uranus and Neptune". Astronomical Society of the Pacific Leaflets. Cilt 8. ss. 9-15. 
  38. ^ Hind, J. R. (1847). "Second report of proceedings in the Cambridge Observatory relating to the new Planet (Neptune)". Astronomische Nachrichten. 25 (21). s. 309. doi:10.1002/asna.18470252102. 
  39. ^ a b Blue, Jennifer (17 Aralık 2008). "Planet and Satellite Names and Discoverers". USGS. 10 Ekim 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 18 Şubat 2008. 
  40. ^ "Planetary linguistics". nineplanets.org. 3 Mart 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 8 Nisan 2010. 
  41. ^ "Jan. 21, 1979: Neptune Moves Outside Pluto's Wacky Orbit". Wired (İngilizce). ISSN 1059-1028. 20 Mart 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 13 Şubat 2021. 
  42. ^ Weissman, Paul R. (Eylül 1995). "The Kuiper Belt". Annual Review of Astronomy and Astrophysics (İngilizce). 33 (1): 327-357. doi:10.1146/annurev.aa.33.090195.001551. ISSN 0066-4146. 28 Haziran 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 13 Şubat 2021. 
  43. ^ "IAU Website: STATUS OF PLUTO". web.archive.org. 15 Haziran 2006. 6 Kasım 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 13 Şubat 2021. 
  44. ^ "Some resolutions from the XIXth general assembly of IAU". COSPAR Information Bulletin. 1986 (106-107): 19-29. Ağustos 1986. doi:10.1016/0045-8732(86)90085-9. ISSN 0045-8732. 
  45. ^ Unsöld, Albrecht (2001). The New Cosmos: An Introduction to Astronomy and Astrophysics (5. bas.). Springer. s. 47. ISBN 3-540-67877-8. 
  46. ^ P. Kenneth, Seidelmann (2007). "Report of the IAU/IAGWorking Group on cartographic coordinates and rotational elements". Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy. 90 (3). ss. 155-180. doi:10.1007/s10569-007-9072-y. 
  47. ^ Kerr, Richard A. (1999). "Neptune May Crush Methane Into Diamonds". Science. 286 (5437). s. 25. doi:10.1126/science.286.5437.25a. PMID 10532884. 
  48. ^ Podolak, M. (1995). "Comparative models of Uranus and Neptune". Planetary and Space Science. 43 (12). ss. 1517-1522. doi:10.1016/0032-0633(95)00061-5. 
  49. ^ Crisp, D. (14 Haziran 1995). "Hubble Space Telescope Observations of Neptune". Hubble News Center. 29 Mart 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 22 Nisan 2007. 
  50. ^ a b c d Elkins-Tanton, Linda T. (2006). Uranus, Neptune, Pluto, and the Outer Solar System. New York: Chelsea House. ss. 79-83. ISBN 978-0-8160-5197-7. 
  51. ^ Broadfoot, A.L. (1999). "Ultraviolet Spectrometer Observations of Neptune and Triton" (pdf). Science. 246 (4936). ss. 1459-1456. doi:10.1126/science.246.4936.1459. PMID 17756000. 4 Mayıs 2018 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 27 Mart 2011. 
  52. ^ Herbert, Floyd (1999). "Ultraviolet Observations of Uranus and Neptune". Planet.Space Sci. 47 (8-9). ss. 1119-1139. doi:10.1016/S0032-0633(98)00142-1. 
  53. ^ Encrenaz, Therese (2003). "ISO observations of the giant planets and Titan: what have we learnt?". Planet. Space Sci. 51 (2). ss. 89-103. doi:10.1016/S0032-0633(02)00145-9. 
  54. ^ a b c Ness, N. F. (1989). "Magnetic Fields at Neptune". Science. 246 (4936). ss. 1473-1478. doi:10.1126/science.246.4936.1473. PMID 17756002. 
  55. ^ Burgess (1991):64–70.
  56. ^ 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. 
  57. ^ Orton, Glenn (18 Eylül 2007). "A Warm South Pole? Yes, On Neptune!". ESO. 2 Ekim 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 20 Eylül 2007. 
  58. ^ a b Villard, Ray (15 Mayıs 2003). "Brighter Neptune Suggests A Planetary Change Of Seasons". Hubble News Center. 28 Şubat 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 26 Şubat 2008. 
  59. ^ Lavoie, Sue (16 Şubat 2000). "PIA02245: Neptune's blue-green atmosphere". NASA JPL. 4 Mart 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 28 Şubat 2008. 
  60. ^ Hammel, H. B. (1995). "Hubble Space Telescope Imaging of Neptune's Cloud Structure in 1994". Science. 268 (5218). ss. 1740-1742. doi:10.1126/science.268.5218.1740. PMID 17834994. 
  61. ^ Burgess, Eric (1991). Far Encounter: The Neptune system. Columbia University Press.
  62. ^ Lavoie, Sue (29 Ocak 1996). "PIA00064: Neptune's Dark Spot (D2) at High Resolution 14 Ağustos 2011 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.". NASA JPL
  63. ^ a b Williams, Sam (2004). "Heat Sources within the Giant Planets". University of California, Berkeley. 30 Nisan 2005 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 10 Mart 2008. 
  64. ^ Lindal, Gunnar F. (1992). "The atmosphere of Neptune – an analysis of radio occultation data acquired with Voyager 2". Astronomical Journal. Cilt 103. ss. 967-982. doi:10.1086/116119. 
  65. ^ "Class 12 – Giant Planets – Heat and Formation". 3750 – Planets, Moons & Rings. Colorado University, Boulder. 2004. 3 Mart 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 13 Mart 2008. 
  66. ^ Pearl, J. C. (1991). "The albedo, effective temperature, and energy balance of Neptune, as determined from Voyager data". Journal of Geophysical Research Supplement. Cilt 96. ss. 18,921-18,930. 
  67. ^ a b Williams, Sam (24 Kasım 2004). "Heat Sources Within the Giant Planets". UC Berkeley. 30 Nisan 2005 tarihinde kaynağından (DOC) arşivlendi. Erişim tarihi: 20 Şubat 2008. 
  68. ^ Scandolo, Sandro (2003). "The Centers of Planets". American Scientist. 91 (6). s. 516. doi:10.1511/2003.6.516. 
  69. ^ McHugh, J. P. (1999). "Computation of Gravity Waves near the Tropopause". American Astronomical Society, DPS meeting #31, #53.07. Cilt 31. 
  70. ^ McHugh, J. P. (1996). "Neptune's Energy Crisis: Gravity Wave Heating of the Stratosphere of Neptune". Bulletin of the American Astronomical Society. s. 1078.  []
  71. ^ Anonymous (9 Şubat 2007). "Horizons Output for Neptune 2010–2011". 5 Ocak 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 25 Şubat 2008. —Numbers generated using the Solar System Dynamics Group, Horizons On-Line Ephemeris System.
  72. ^ Yeomans, Donald K. (13 Temmuz 2006). "HORIZONS System". NASA JPL. 20 Mart 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 8 Ağustos 2007. —Sitede, "web interface"'e gidin ve sonra "Ephemeris Type: Elements", "Target Body: Neptune Barycenter" ve "Center: Sun"'i seçin.
  73. ^ Williams, David R. (6 Ocak 2005). "Planetary Fact Sheets". NASA. 4 Mart 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 28 Şubat 2008. 
  74. ^ Hubbard, W. B. (1991). "Interior Structure of Neptune: Comparison with Uranus". Science. 253 (5020). ss. 648-651. doi:10.1126/science.253.5020.648. PMID 17772369. 
  75. ^ Max, C. E. (2003). "Cloud Structures on Neptune Observed with Keck Telescope Adaptive Optics". The Astronomical Journal,. 125 (1). ss. 364-375. doi:10.1086/344943. 
  76. ^ 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. 
  77. ^ Petit, Jean-Marc (1998). "Large Scattered Planetesimals and the Excitation of the Small Body Belts" (PDF). 27 Şubat 2012 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Haziran 2007. 
  78. ^ "List Of Transneptunian Objects". Minor Planet Center. 3 Mart 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 25 Ekim 2010. 
  79. ^ Varadi, F. (1999). "Periodic Orbits in the 3:2 Orbital Resonance and Their Stability". The Astronomical Journal. 118 (5). ss. 2526-2531. doi:10.1086/301088. 
  80. ^ Boss, Alan P. (2002). "Formation of gas and ice giant planets". Earth and Planetary Science Letters. 202 (3–4). ss. 513-23. Bibcode:2002E&PSL.202..513B. doi:10.1016/S0012-821X(02)00808-7. 
  81. ^ Thommes, Edward W. (2001). "The formation of Uranus and Neptune among Jupiter and Saturn". 19 Mart 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 27 Mart 2011. 
  82. ^ Hansen, Kathryn (7 Haziran 2005). "Orbital shuffle for early solar system". Geotimes. 4 Mart 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 26 Ağustos 2007. 
  83. ^ Crida, A. (2009). "Solar System formation". Reviews in Modern Astronomy. Cilt 21. 
  84. ^ Desch, S. J. (2007). "Mass Distribution and Planet Formation in the Solar Nebula". The Astrophysical Journal. 671 (1). ss. 878-893. doi:10.1086/522825. 
  85. ^ Smith, R. (2009). "Resolved debris disc emission around η Telescopii: a young solar system or ongoing planet formation?". Astronomy and Astrophysics. 493 (1). ss. 299-308. doi:10.1051/0004-6361:200810706. 
  86. ^ a b Space Telescope Science Institute (15 Temmuz 2013). "Hubble Finds New Neptune Moon". 1 Nisan 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 15 Temmuz 2013. 
  87. ^ 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.
  88. ^ Agnor, Craig B. (2006). "Neptune's capture of its moon Triton in a binary–planet gravitational encounter". Nature. 441 (7090). Nature Publishing Group. ss. 192-194. doi:10.1038/nature04792. PMID 16688170. 
  89. ^ Chyba, Christopher F. (1989). "Tidal evolution in the Neptune-Triton system". Astronomy and Astrophysics. 219 (1–2). EDP Sciences. ss. L23-L26. 
  90. ^ R. M., Nelson (1990). "Temperature and Thermal Emissivity of the Surface of Neptune's Satellite Triton". Science. 250 (4979). ss. 429-431. doi:10.1126/science.250.4979.429. PMID 17793020. 
  91. ^ Wilford, John N. (29 Ağustos 1989). "Triton May Be Coldest Spot in Solar System". The New York Times. 10 Aralık 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 29 Şubat 2008. 
  92. ^
  93. ^ Holman, Matthew J.; ve diğerleri. (19 Ağustos 2004). "Discovery of five irregular moons of Neptune". Nature. 430 (7002). ss. 865-867. doi:10.1038/nature02832. PMID 15318214. 
  94. ^ Staff (18 Ağustos 2004). "Five new moons for planet Neptune". BBC News. 8 Ağustos 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 6 Ağustos 2007. 
  95. ^ See the respective articles for magnitude data.
  96. ^ Moore (2000):207.
  97. ^ In 1977, for example, even the rotation period of Neptune remained uncertain. See: Cruikshank, D. P. (1 Mart 1978). "On the rotation period of Neptune". Astrophysical Journal, Part 2 – Letters to the Editor. Cilt 220. University of Chicago Press. ss. L57-L59. doi:10.1086/182636. 
  98. ^ Max, C. (1999). "Adaptive Optics Imaging of Neptune and Titan with the W.M. Keck Telescope". Bulletin of the American Astronomical Society. Cilt 31. s. 1512. 
  99. ^ a b Burgess (1991):46–55.
  100. ^ a b Clark, Stephen. "Uranus, Neptune in NASA's sights for new robotic mission – Spaceflight Now" (İngilizce). Erişim tarihi: 9 Ağustos 2021

Ek Bilgi

  • Moore P. Gezegenler Kılavuzu, TÜBİTAK Yayınları, Ankara, 1996, 14. Basım, ISBN 978-975-403-036-5
  • Bayer G., Demircan O. Evrende Yaşadığımız Yer Güneş Sistemi, Doruk Yayınları, Ankara, 1997. ISBN 975-553-269-2

Dış bağlantılar

Vikihaber'de bu konuyla ilgili haber var:

İlgili Araştırma Makaleleri

<span class="mw-page-title-main">Güneş Sistemi</span> Güneş ve Güneş merkezli astronomik cisimler

Güneş Sistemi, Güneş'in kütleçekim kuvvetiyle yörüngede tutulan ve çeşitli gök cisimlerinden oluşmuş bir sistemdir. Güneş ve 8 gezegen ile onların doğruluğu onaylanmış 150 uydusu, 5 cüce gezegen ile onların bilinen toplam 8 uydusu ve milyarlarca küçük gök cisminden oluşur. Küçük cisimler kategorisine asteroitler, Kuiper Kuşağı cisimleri, kuyruklu yıldızlar, gök taşları ve gezegenler arası toz girer.

<span class="mw-page-title-main">Plüton</span> Cüce gezegen

Plüton, Kuiper Kuşağı'nda bulunan bir cüce gezegendir. Güneş Sistemi'nde bilinen en büyük cüce gezegen ve Neptün ötesi cisim ve doğrudan Güneş etrafında dolanan en büyük on altıncı cisimdir. 2006 yılına dek gezegen olarak sınıflandırılmaktaydı. Plüton, bünyesinde birçok cisim barındıran Kuiper Kuşağı'nın en belirgin üyelerinden biridir.

<span class="mw-page-title-main">Uranüs</span> güneş sisteminin 7. gezegeni

Uranüs, Güneş'e yakınlık bakımından yedinci gezegendir. Gazlı, camgöbeği renginde bir buz devidir. Gezegenin büyük bir kısmı, astronominin "buz" ya da uçucu maddeler olarak adlandırdığı maddenin süperkritik fazındaki su, amonyak ve metandan oluşur. Gezegenin atmosferi karmaşık katmanlı bir bulut yapısına sahiptir ve tüm Güneş Sistemi gezegenleri arasında 49 K ile en düşük minimum sıcaklığa sahiptir. Gezegenin 82,23°'lik belirgin bir eksenel eğimi ve 17 saat 14 dakikalık bir geriye dönüş periyodu vardır. Bu, Güneş etrafındaki 84 Dünya yıllık bir yörünge döneminde kutuplarının yaklaşık 42 yıl sürekli güneş ışığı aldığı ve ardından 42 yıl sürekli karanlık olduğu anlamına gelir.

<span class="mw-page-title-main">Dış gezegen</span>

Dış gezegen, Güneş Sistemi'nin en dıştaki yörüngelerde bulunan gezegenlere verilen isimdir. Dev gezegenler veya Jovian gezegenleri olarak da adlandırılan bu dört dış gezegen: Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün'dür. Toplu olarak Güneş'in yörüngesinde olduğu bilinen kütlenin %99'unu oluştururlar. Bu gezegenler, Güneş'e en yakın ilk 4 gezegenden farklı olarak gaz yapıdadırlar. Jüpiter ve Satürn gaz devi, Uranüs ve Neptün ise buz devi olarak sınıflandırılır. Dört dev gezegen de halkalara sahiptir, fakat yalnızca Satürn'ün halka sistemi Dünya'dan kolayca gözlemlenebilir. Jüpiter, Satürn ve Uranüs'ün halka-uydu sistemleri Güneş Sistemi'nin adeta minyatür versiyonları gibidir. Neptün'ün halka sistemi, en büyük uydusu Triton'un yakalanmasıyla dağıldığı için önemli ölçüde farklıdır.

<span class="mw-page-title-main">Gezegen</span> bir yıldız veya yıldız kalıntısının yörüngesinde dolanan gök cismi

Gezegen; genellikle bir yıldız, yıldız kalıntısı ya da kahverengi cücenin yörüngesinde bulunan, yuvarlak hâle gelmiş bir astronomik cisimdir. Uluslararası Astronomi Birliğinin (IAU) tanımına göre Güneş Sistemi'nde sekiz gezegen bulunur. Bunlar, karasal gezegenler Merkür, Venüs, Dünya ve Mars; dev gezegenler Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün'dür. Gezegen oluşumu için bilimsel açıdan mevcut en iyi teori, bir bulutsunun kendi içine çökmesi sonucu bir yıldızlararası bulut meydana getirdiğini ve yıldızlararası bulutun da bir önyıldız ve bunun yörüngesinde dönen bir öngezegen diski oluşturduğunu öne süren bulutsu hipotezidir. Gezegenler bu disk içinde, kütleçekiminin etkisiyle maddelerin kademeli olarak birikmesi sonucu, yığılma (akresyon) olarak adlandırılan süreçte büyürler.

<span class="mw-page-title-main">Triton (uydu)</span>

Triton, Neptün gezegeninin en büyük doğal uydusudur. 10 Ekim 1846'da İngiliz gök bilimci William Lassell tarafından keşfedilen ilk Neptün uydusuydu. Güneş Sistemi'nde, gezegeninin tersi yönünde bir yörüngeye sahip tek büyük uydudur. Ters yön yörüngesi ve Plüton'a benzer kompozisyonu nedeniyle Kuiper kuşağından yakalanan bir cüce gezegen olduğu düşünülmektedir.

<span class="mw-page-title-main">Neptün'ün uyduları</span>

Neptün'ün bilinen 16 uydusu vardır. 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, 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. Triton yörüngesinde eş zamanlı olarak döner, yani Neptün'e hep aynı yüzü dönüktür. Gelgit ivmelenmesi nedeniyle de gezegenine gitgide yaklaşmaktadır, 3.6 milyar yıl sonra Roche limitine ulaştığında da parçalanarak yok olacaktır. 1989'da yaklaşık −235 °C sıcaklığıyla Triton,. Güneş Sistemi'ndeki en soğuk gök cismiydi.

<span class="mw-page-title-main">Eris (cüce gezegen)</span> Güneş Sistemindeki 2. en büyük cüce gezegen

Eris, Güneş Sistemi'nde bilinen en kütleli ve ikinci en büyük cüce gezegendir. Dağınık diskte bulunan bir Neptün ötesi cisimdir (TNO) ve yüksek bir yörünge dışmerkezliğine sahiptir.

<span class="mw-page-title-main">Geri ve ileri yönlü hareket</span> Bir astronomik cismin yörünge veya kendi ekseni etrafında, ana cismine göre ters yönde dönüşü

Geri yönlü hareket, genel olarak, astronomik bir nesnenin kütle çekimi altında bulunduğu birincil cismin dönüş yönüne göre tam tersi yönündeki yörünge veya dönme hareketi olarak tanımlanmaktadır. Ayrıca bir nesnenin dönme ekseninin salınımı veya üğrümü gibi diğer hareketleri de tanımlayabilir.

<span class="mw-page-title-main">Urbain Le Verrier</span> Fransız gökbilimci (1811 – 1877)

Urbain Jean Joseph Le Verrier, özellikle gök mekaniği alanında çalışan ve Neptün gezegenini saptayan Fransız matematikçi.

<span class="mw-page-title-main">Doğal uydu</span> bir gezegenin yörüngesinde dönen gök cismi

Doğal uydu, en yaygın kullanımıyla, bir gezegenin, cüce gezegenin veya küçük bir Güneş Sistemi cisminin yörüngesinde dönen astronomik bir cisimdir.

<span class="mw-page-title-main">Uranüs'ün uyduları</span>

Uranüs, güneş sisteminin yedinci gezegenidir ve bilinen 28 doğal uydusu vardır. Bu uydulara William Shakespeare ve Alexander Pope'un eserlerindeki karakterlerin isimleri verilmiştir. Titania ve Oberon adı verilen ilk iki uydu 1787 yılında İngiliz astronom William Herschel tarafından keşfedilmiştir. Bu keşifleri 1851 yılında William Lassell tarafından ve 1948 yılında Gerard Kuiper (Miranda) tarafından keşfedilen üç hidrostatik dengeye sahip uydu izlemiştir. Bu beş uydu gezegensel kütleye sahiptir ama güneşin etrafında dönmedikleri için cüce gezegen kategorisine alınmazlar. Kalan uydular 1985 sonrasında Voyager 2 uzay aracı ve dünya merkezli teleskoplar tarafından keşfedilmiştir.

<span class="mw-page-title-main">Despina (uydu)</span>

Despina, Neptün'ün üçüncü en yakın iç uydusudur. Adını Yunan mitolojisindeki Poseidon ve Demeter'in kızı olan nemf Despoina'dan almıştır.

<span class="mw-page-title-main">Centaur (küçük gezegen)</span>

Centaur, Güneş Sisteminin dış bölgesindeki gaz devleri Jüpiter ve Neptün gezegenleri arasında, tutarlı olmayan yörüngelerde bulunan bir küçük Güneş Sistemi cismidir. Bu cisimlerin yörüngelerindeki tutarsızlık, bir veya birden çok büyük gezegenin yörüngeleriyle kesişmelerinden kaynaklanır. Centaur'ların kendileri, kısa ömürlü kararsız yörüngelere sahiptir ve birkaç milyon yıl içinde Kuiper kuşağı nesnelerinin aktif olmayan popülasyonundan Jüpiter ailesi kuyruklu yıldızlarının aktif grubuna geçiş yaparlar.

<span class="mw-page-title-main">Düzensiz uydu</span> Uzak, eğimli ve genellikle eksantrik ve retrograd yörüngeyi takip eden doğal uydu

Astronomide düzensiz uydu veya düzensiz doğal uydu, uzak, eğik ve genellikle dış merkezli, ters yön yörünge izleyen bir doğal uydudur. Bunlar, oluşumunu yörüngelerinde gerçekleştiren düzenli uydulardan farklı olarak ana gezegenleri tarafından yakalanmışlardır. Düzensiz uydular, genellikle benzer şekilde düzensiz yörüngelere sahip olan fakat sonunda uzaklaşarak ayrılacak olan geçici uyduların aksine sabit bir yörüngeye sahiptir. Terim, şekle atıfta bulunmaz; örneğin Triton yuvarlak bir uydudur, fakat yörüngesi nedeniyle düzensiz olarak kabul edilir.

<span class="mw-page-title-main">Neptün'ün halkaları</span> Neptünün beş ana halkadan oluşan sistemi

Neptün, beş ana halkadan oluşan bir sisteme sahiptir. Başta "yaylar" olarak adlandırılan halkalar, 22 Temmuz 1984'te Patrice Bouchet, Reinhold Häfner ve Jean Manfroid'dan oluşan ekip tarafından Şili'deki La Silla Gözlemevi'nde ve William Hubbard liderliğindeki bir program kapsamında F. Vilas ve L. R. Elicer tarafından Cerro Tololo Amerikan Gözlemevi'nde keşfedildi. Halkalar, 1989'da Voyager 2 uzay aracı tarafından fotoğraflandı. Halkaların en yoğun kısımları, Satürn'ün ana halkalarının yoğunluğu nispeten az kısımlarıyla karşılaştırılabilir; ancak Neptün'ün halka sisteminin çoğu görece zayıf, soluk ve tozlu olup Jüpiter'in halkalarına daha çok benzemektedir. Neptün'ün halkalarına, gezegenle ilgili önemli çalışmalara katkıda bulunan gök bilimcilerin adları verilmiştir: Galle, Le Verrier, Lassell, Arago ve Adams. Neptün, uydularından Galatea'nın yörüngesine denk gelen ve isim verilmemiş soluk bir halkaya daha sahiptir. Diğer üç uydusu olan Naiad, Thalassa ve Despina halkalar arasındaki yörüngelerde dönmektedirler.

Burada listelenen nesneler, kendi yerçekimleri nedeniyle küre veya elipsoidal bir şekle sahip olan, yani hidrostatik denge durumunda bulunan Güneş Sistemi cisimlerini içermektedir. Listelenen cisimlerin boyutları ve türleri cüce gezegenler ve uydulardan, gezegenler ve Güneş'e kadar değişmektedir. Bu liste küçük Güneş Sistemi cisimlerini içermemekte, ancak şekilleri henüz belirlenmemiş olası gezegen kütleli cisimleri içermektedir. Güneş'in yörünge öğeleri Galaksi merkezine göre listelenirken, diğer tüm nesneler Güneş'e olan mesafelerine göre listelenir.

<span class="mw-page-title-main">Dev gezegen</span> Dünyadan çok daha büyük herhangi bir gezegendir

Dev gezegen, Dünya'dan çok daha büyük herhangi bir gezegendir. Dev gezegenler, kayaç veya diğer katı maddelerden ziyade genellikle kaynama noktası düşük malzemelerden oluşurlar, ancak devasa katı gezegenler de olabilir. Güneş Sistemi'nde bilinen dört dev gezegen vardır: Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün. Diğer yıldızların yörüngesinde dönen ötegezegenler arasında da birçok dev gezegen tanımlanmıştır.

Nice modeli, Güneş Sistemi'nin dinamik evrimi için önerilmiş bir senaryodur. Adını, ilk olarak 2005 yılında geliştirildiği Côte d'Azur Gözlemevinin bulunduğu Fransa'nın Nice kentinden almıştır. Model temel olarak ön gezegen diskinin dağılmasından uzun bir süre sonra dev gezegenlerin ilk oluşum yapılanmasından mevcut konumlarına doğru hareket ettiğini öne sürmektedir. Bu yönüyle Güneş sisteminin oluşumuna dair öne sürülen önceki modellerden farklıdır. Bu gezegen hareketi, Güneş sisteminin dinamik simülasyonlarındaki Geç Dönem Ağır Bombardımanı, Oort bulutunun oluşumu ve Kuiper kuşağı cisimleri, Jüpiter truvaları ve Neptün ötesi cisimler de dahil olmak üzere küçük Güneş sistemi kütlelerinin ortaya çıkışı gibi tarihi olayları açıklamak için kullanılır.

<span class="mw-page-title-main">Neptün'ün keşfi</span>

Neptün gezegeni doğrudan gözlemlenmeden önce matematiksel olarak tahmin edilmişti. Urbain Le Verrier tarafından yapılan tahminin ardından, 23-24 Eylül 1846 gecesi Berlin Gözlemevi'nde astronom Johann Gottfried Galle tarafından Le Verrier'in hesaplamalarından hareketle teleskopla yapılan gözlemler, büyük bir gezegenin varlığını doğruladı. Bu keşif, 19. yüzyılda bilim için sansasyonel bir andı ve Newton'un kütleçekimi teorisini dramatik bir biçimde doğrulamıştı. François Arago'nun ifade ettiği üzere, Le Verrier, Neptün'ü "kaleminin ucu ile" keşfetmişti.


Bu sayfa, bu Vikipedi makalesine dayanmaktadır.
Metin, CC BY-SA 4.0 lisansı altında mevcuttur; ek koşullar uygulanabilir.
Görseller, videolar ve sesler kendi lisansları altında mevcuttur.