# Neptün

Neptün| *Voyager 2* tarafından 1989 yılında çekilen fotoğraf. |
| Keşif |
| Keşfeden | * Johann Galle
* Urbain Le Verrier
* John Couch Adams
 |
| Keşif tarihi | 23 Eylül 1846 |
| Adlandırmalar |
| Adın kaynağı | Latince *Neptūnus*, Fransızcadan *Neptune* |
| Sıfatlar | Neptunian, Poseidean |
| Sembol |  |
| Yörünge özellikleri |
| Dönem J2000 |
| Günöte | 30,33 AU (4,54 milyar km) |
| Günberi | 29,81 AU (4,46 milyar km) |
| Yarı büyük eksen | 30,07 AU (4,50 milyar km) |
| Dış merkezlik | 0,008678 |
| Yörünge periyodu | * 164,8 yıl
* 60.182 gün
* 89.666 Neptün güneş günü
 |
| Kavuşum dönemi | 367,49 gün |
| Ortalama yörünge hızı | 5,43 km/s |
| Ortalama ayrıklık | 256,228° |
| Eğiklik | Tutuluma 1,767975° Güneş ekvatoruna 6,43° Değişmeyen düzleme 0,72° |
| Çıkış düğümü boylamı | 131,784° |
| Günberi zamanı | 4 Eylül 2042 |
| Perihelyon açısı | 276,336° |
| Bilinen doğal uydusu | 14 |
| Fiziksel özellikler |
| Görünür büyüklük | 7,67 - 8,00 |
| Açısal çap | 2,2–2,4″ |
| Ortalama yarıçap | 24.622 ± 19 km |
| Ekvatoral yarıçap | 24.764 ± 15 km 3,883 Dünya |
| Kutupsal yarıçap | 24.341 ± 30 km 3,829 Dünya |
| Basıklık | 0,0171 ± 0,0013 |
| Yüzey alanı | 7,6183×109 km2 14,98 Dünya |
| Kütle | 1,02413×1026 kg 17,147 Dünya 5,15×10−5 Güneş |
| Ortalama yoğunluk | 1,638 g/cm3 |
| Yüzey kütle çekimi | 11,15 m/s2 1,14 *g* |
| Atalet momenti faktörü | 0,23 (yaklaşık) |
| Kurtulma hızı | 23,5 km/s |
| Yıldız dönme süresi | 0,6713 gün 16 sa 6 dk 36 sn |
| Ekvatoral dönme hızı | 2,68 km/s (9.650 km/sa) |
| Eksen eğikliği | 28,32° (yörüngeye) |
| Kuzey kutbu sağ açıklık | 19sa 57d 20s 299,3° |
| Kuzey kutbu dik açıklık | 42,950° |
| Albedo | 0,290 (bond) 0,442 (geom.) |
|

| Yüzey sıcaklığı | min. | ort. | maks. |
| --- | --- | --- | --- |
| 1 bar seviyesi |  | 72 K (-201 °C; -329,8 °F) |  |
| 0,1 bar (10 kPa) |  | 55 K (-218 °C; -360,4 °F) |  |

 |
| Atmosfer |
| 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 2H 6)
* **Buzlar**:
* amonyak (NH 3)
* su (H 2O)
* amonyum hidrosülfür (NH 4SH)
* metan buzu (?) (CH 4·5, 75H 2O)
 |
|  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. 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. Güneş'e olan uzaklığı ortalama 30 Astronomik birimdir.

23 Eylül 1846'da keşfedilen Neptün, deneysel gözlemlerden önce matematiksel tahminlerle tespit edilen ilk ve tek gezegendir. Alexis Bouvard, Uranüs'ün yörüngesindeki beklenmeyen değişikliklere, bilinmeyen bir gezegenin kütleçekimsel etkisinin sebep olduğunu öngördü. Daha sonra Neptün, Johann Gottfried Galle tarafından Urbain Le Verrier'in tahmin ettiği pozisyonun çok yakınında bir bölgede gözlemlendi. Kısa bir süre sonra da en büyük uydusu Triton keşfedildi. Kalan 12 uydusu ise ancak 20. 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. Neptün'ün iç katmanları, Uranüs'e benzer şekilde ağırlıklı olarak buz ve kayaç malzemelerden oluşmaktadır. Atmosferinin üst katmanlarında bulunan metan, gezegene mavi görüntüsünü vermektedir.

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. 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. Neptün, 1960'larda fark edilen ve 1989'da Voyager 2 tarafından kesin olarak onaylanan çok ince ve parçalı bir halka sistemine de sahiptir.

## 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. Bununla birlikte, Temmuz 2009'da Melbourne Üniversitesinden bir fizikçinin açıklamalarına göre Galileo gözlemlediği bu gök cisminin hareketli olduğunu fark etmiş olabilir.

Urbain Le Verrier
1821'de Alexis Bouvard, Uranüs yörüngesinin astronomik çizelgelerini yayınladı. 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. 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.
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.

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.

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

29 Aralık 1846'da Struve gezegen için Saint Petersburg Bilimler Akademisi'ne Neptün ismini önerdi. 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.

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.

### 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. 1992'de Kuiper kuşağının keşfi, birçok gök bilimcinin Plüton'un bir gezegen mi yoksa Kuiper kuşağının bir parçası mı olması gerektiğini tartışmasına yol açtı. 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 bilinen en uzak gezegen haline getirdi.

## Fiziksel özellikler

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

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

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

### Atmosfer

Yüksek kısımlarında, Neptün atmosferi %80 hidrojen ve %19 helyumdan oluşur. 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. 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.

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. Stratosferden sonra ise, 0.0001microbar ve daha düşük basınçtaki termosfer başlar. 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.

Sebebi henüz bilinmeyen nedenlerden dolayı gezegenin termosferi 1000 °C gibi anormal derecede yüksek bir sıcaklığa sahiptir. 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.

### Manyetosfer

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

Neptün'ün dipol manyetik momenti 2.2 × 1017 T·m³'tür. Gezegen yarıçapının yaklaşık 35 katı kadar ötesinde, manyetik alanı Güneş 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.

## 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. Bulut seviyelerinde ortalama rüzgâr hızı, ekvator bölgesinde 400 m/s'den kutuplar civarında 250 m/s'ye kadar düşmektedir. Rüzgârların çoğu Neptün'ün dönüş yönünün tersine esmektedir.

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

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. 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.

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.

### Fırtınalar

1989 yılında, yaklaşık 86milyon km² alana sahip antisiklonik bir kasırga olan *Büyük koyu leke* 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.

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. *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.

### 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. Neptün Güneş'e, Uranüs'e oranla 1.5 kat uzak olsa da ve Uranüs'ün aldığı günışığının %40'ını alsa da yüzey sıcaklığı aşağı yukarı Uranüs'le aynıdır. Neptün troposferinin üst kısımları −221.4 °C sıcaklığa kadar düşer. Atmosfer basıncının 1 bar olduğu seviyede ise sıcaklık −201.15 °C'dir. 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 bununla birlikte bu oran Neptün'de 2.61'dir. 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, yüksek basınç altında metanın hidrojen, karbon(elmas) ve uzun zincirli hidrokarbonlara bozunumu sonucu ortaya çıkabilecek enerji ve alt atmosfer katmanlarındaki konveksiyon sonucu stratosferde oluşan hava dalgalarıdır.

## 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 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.

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

### 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. 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. 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. 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.

## 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.

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

## 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. 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 git gide yaklaşmaktadır. 3.6 milyar yıl sonra Roche limitine ulaştığında da parçalanarak yok olacaktır. 1989'da yaklaşık −235 °C (38 K) sıcaklığıyla Triton,. Güneş Sistemi'ndeki en soğuk gök cismiydi.

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

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

Hippocamp'ı Neptün'ün halka sisteminde daha önce keşfedilen diğer iç uydularla birlikte gösteren bileşik bir Hubble görüntüsü
### Gezegen 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 sebebiyle çıplak gözle göremeyiz. Bir teleskop veya güçlü bir dürbünle ufak mavi bir disk olarak gözlemlenebilir.

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

## 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. Gezegenin manyetik alanının özellikleri, kendi ekseni etrafında dönüş süresi, hareketli atmosferi, uyduları ve halkaları hakkında birçok bilgi, Voyager 2'nin bu ziyareti sırasında edinildi.

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. Böyle varsayımsal bir misyonun 2020'lerin sonunda veya 2030'ların başında mümkün olacağı öngörülüyor.

## Ayrıca bakınız

* Güneş Sistemi'ndeki gezegenlerin tablosu
* Güneş Sistemi'ndeki cisimlerin listesi
* Uzak geleceğin kronolojisi
* Sıcak Neptün
* Neptünyum

## Notlar

## Kaynakça

## 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

* Neptün 6 Mayıs 2011 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. ODTU Amatör Astronomi Topluluğu
* NASA's Neptune fact sheet1 Temmuz 2010 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. (İngilizce)
* "Neptune."25 Temmuz 2013 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. Smith, Bradford A. *World Book Online Reference Center*. 2004. World Book, Inc. (NASA.gov) (İngilizce)
* Neptune19 Aralık 2007 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. from Bill Arnett's nineplanets.org (İngilizce)
* Neptune 25 Şubat 2011 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. Astronomy Cast 5 Eylül 2011 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. episode #63, includes full transcript. (İngilizce)
* Neptune Profile13 Aralık 2006 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. at NASA's Solar System Exploration site19 Şubat 2011 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. (İngilizce)
* Planets – Neptune 6 Haziran 2011 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. A kid's guide to Neptune. (İngilizce)