*Tämä artikkeli käsittelee planeettaa. Neptunus on myös roomalaisten meren jumala. Nimen muita merkityksiä on lueteleltu täsmennyssivulla.*

**Neptunus** (symboli: ♆) on aurinkokunnan kahdeksas ja uloin planeetta Auringosta laskettuna. Sen etäisyys Auringosta on noin 30 AU. Planeetan arvellaan koostuvan pääasiassa kivestä ja jäästä, joiden päällä on melko ohut vetykerros, jonka yläosa on kaasumainen. Neptunus tunnetaan sinisestä väristään ja suuresta tummasta pilkustaan. Neptunus on halkaisijaltaan neljänneksi ja massaltaan kolmanneksi suurin planeetta – hieman Uranusta pienempi mutta massiivisempi. Siten Neptunus on tihein jättiläisplaneetta.

Neptunusta ei voi nähdä Maassa paljain silmin. Neptunus on aurinkokuntamme planeetoiksi nykyään laskettavista kahdeksasta taivaankappaleesta (Plutoa ei enää lasketa planeetaksi) ainoa, jota ei voi nähdä Maasta paljain silmin, tosin Uranus näkyy niin heikosti, että sitäkin alettiin vasta myöhään pitää planeettana. Teleskoopilla Neptunus näyttää sinertävältä, sillä sen ilmakehän metaani suodattaa punaisen värin. Planeetalla on 14 tunnettua kuuta. Triton on kuista suurin ja parhaiten tunnettu. Neptunuksella on myös ohut rengasjärjestelmä. Neptunus säteilee noin kaksi kertaa sen Auringosta saaman energian verran.

Planeetta on saanut nimensä roomalaisen meren jumalan Neptunuksen mukaan, ja sen symboli on Neptunuksen kolmikärki (). Planeetta löydettiin 23. syyskuuta 1846. Sitä on lähietäisyydeltä tutkinut vain yksi avaruusalus, luotain Voyager 2 vuonna 1989.

Historia
--------

### Löytäminen

Piirrostensa perusteella ensimmäisen tunnetun havainnon Neptunuksesta teki Galileo Galilei 28. joulukuuta 1612 ja uudelleen 27. tammikuuta 1613. Molemmissa tapauksissa Galilei luuli Neptunusta virheellisesti tähdeksi, koska se vaikutti olevan erittäin lähellä Jupiteria konjunktion takia. Tämän takia hänelle ei ole annettu kunniaa Neptunuksen löytämisestä.

Vuonna 1821 Uranuksen kiertoradassa havaittiin häiriöitä ja alettiin epäillä, että ne johtuisivat toisesta planeetasta Uranuksen takana. Vuonna 1843 John Couch Adams laski tämän tuntemattoman planeetan kiertoradan. 1846 Urbain Le Verrier teki samanlaisia laskelmia tietämättä Adamsista. Samana vuonna Johann Gottfried Galle löysikin Neptunuksen vain asteen päässä paikasta, missä Le Verrier oli aiemmin laskenut sen olevan.

Löydön jälkeen oli useita kansallismielisiä kiistoja siitä, että oliko Neptunuksen löytäjä ranskalainen vai britti. Myöhemmin saavutettiin konsensus siitä, että molemmat saivat kunnian löydöstä. Vuodesta 1966 amerikkalainen tähtitieteilijä Dennis Rawlins on kyseenalaistanut Adamsin osuutta löydöstä perustellen sen historiallisiin dokumentteihin Greenwichin tähtitornissa. Hänen mukaansa "Adams ei ansaitse yhtä suurta tunnustusta planeetan löytämisestä kuin Le Verrier, sillä kunnian pitäisi kuulua henkilölle, joka sekä arvioi planeetan paikan että sai tähtitieteilijät etsimään sitä".

Neptunus oli aurinkokunnan uloin tunnettu planeetta löytämisestään vuoteen 1930, jolloin Pluto löydettiin. Pluto kuitenkin menetti statuksensa planeettana vuonna 2006, ja Neptunuksesta tuli jälleen Aurinkokunnan uloin planeetta.

### Tutkimus

Neptunusta kohti on lähetetty avaruusluotain Voyager 2, joka ohitti planeetan 26. elokuuta 1989. Koska signaaleilta kestää 246 minuuttia saapua Maasta Neptunukseen, luotain käytti pääasiassa aiemmin sille annettuja komentoja Neptunuksen kohtaamisesta. Luotain lähestyi Neptunuksen kuu Nereidiä ennen kuin se kävi 4 400 kilometrin päässä Neptunuksen ilmakehästä 25. elokuuta. Tämän jälkeen luotain ohitti Neptunuksen suurimman kuun, Tritonin. Luotain sai selville planeetalla olevan vaihtelevan ilmaston, löysi kuusi kuuta ja useampia renkaita.

Neptunus ei aina ole ollut kahdeksas planeetta Auringosta. Tutkimusten mukaan vastasyntynyt Neptunus oli lähempänä Aurinkoa kuin Uranus. 650 miljoonaa vuotta muodostumisensa jälkeen planeetat kuitenkin vaihtoivat paikkaa. Tutkimuksessa tutkittiin planeettojen protoplanetaarisen kaasu- ja pölykiekon tiheyttä sekä planeettojen liikkeitä ja kokoa. Tutkijat päättelivät, että Neptunus on vaihdellut paikkaa Uranuksen puolelta toiselle.

Synty
-----

*Pääartikkeli: Aurinkokunnan synty*
Mallinnus jättiläisplaneettojen vaikutuksesta Kuiperin vyöhykkeeseen.
Kaasuplaneettojen kuten Uranuksen ja Neptunuksen muodostumista on vaikea mallintaa varmasti. Useimpien mallinnusten mukaan materian tiheys aurinkokunnan ulko-osissa oli liian matala Neptunuksen kokoisten kohteiden muodostumiseen tyypillisellä vetovoimaan perustuvalla tavalla, joten useita vaihtoehtoisia teorioita on kehitetty. Erään teorian mukaan jättiläisplaneetat syntyivät epävakauksista Auringon alkuperäisessä protoplanetaarisessa kiekossa, ja myöhemmin läheinen suuri tähti olisi aiheuttanut planeettojen ilmakehien katoamisen.

Vaihtoehtoisen teorian mukaan jättiläisplaneetat syntyivät lähempänä Aurinkoa, missä materian tiheys oli korkeampi ja liikkuivat myöhemmin protoplanetaarisen kiekon katoamisen jälkeen nykyisille paikoilleen perustuen Nizzan malliin. Tämä on yleisesti hyväksytyin teoria.

Neptunuksen varhaisista vaiheista ja sen kuujärjestelmän synnystä on esitetty useita teorioita. Erään niistä mukaan Neptunus nielaisi Maata suuremman planeetan varhaisissa vaiheissaan.

Fyysiset ominaisuudet
---------------------

Maa ja Neptunus kokovertailussa
Koska Neptunus on kaukana Auringosta, on sen pintalämpötila vain −220 °C. Neptunus on aurinkokunnan kylmin planeetta. Neptunuksen kaasukehässä on havaittu aurinkokunnan korkein tuulennopeus, noin 2 000 km/h. Neptunus muistuttaa monin tavoin Uranusta, mutta on sitä tiheämpi eikä siellä pintalämpötilan takia ole pilvipeitteiden näkyvyyttä estävää utua.

Heikkoja tummia renkaita on havaittu Neptunuksen ympärillä – ne eivät kuitenkaan ole Saturnuksen renkaiden suuruusluokkaa. Renkaiden löytymisen aikoihin otaksuttiin, etteivät renkaat olisi täydellisiä, mutta Voyager 2 -luotaimen välittämä tieto kumosi nämä oletukset.

Planeetalle sen sinisen värin antaa planeetan kaasukehän metaanipitoisuus. Jupiterin tapaisia vyöhykkeisiä tuulia ei näy Neptunuksessa, vaan kaikki tuulet puhaltavat pääosin samaan suuntaan.

Neptunuksen kiertoaika Auringon ympäri on yli 164 vuotta. Heinäkuun 12. päivänä 2011 se tuli tehneeksi ensimmäisen täyden kierroksen sen jälkeen, kun se löydettiin.

### Rakenne

Kaavakuva Neptunuksen rakenteesta.  
1. Kaasukehän pilviset yläosat  
2. Kaasukehän vety- metaani- ja heliumosat  
3. Vedestä, ammoniakista ja metaanijäästä koostuva vaippa  
4. Nikkelistä, raudasta ja silikaateista koostuva kivinen ydin.
Neptunuksen sisäinen rakenne muistuttaa Uranusta. Sen ilmakehä käsittää noin 5–10 prosenttia sen massasta ja jatkuu mahdollisesti 10–20 prosenttia matkasta Neptunuksen ytimeen. Tällä alueella paine on noin 10 GPa. Ilmakehän alimmissa osissa on luultavasti suuria määriä metaania, ammoniakkia ja vettä.

Planeetan vaipan lämpötilaksi on arvioitu 2 000–5 000 kelviniä. Sen massa on noin 10–15 Maan massaa ja, kuten kaasukehän alaosatkin, sisältää huomattavia määriä metaania, ammoniakkia ja vettä. Kyseessä lienee kuuma, tiheä neste. Tätä nestettä kutsutaan joissakin tapauksissa vesi-ammoniakkimereksi.

7 000 kilometrin syvyydessä olosuhteet voivat olla sopivat metaanin hajoamiselle timantinkaltaisiksi kristalleiksi, jotka sitten vajoavat kohti planeetan ydintä. Planeetan vaipassa voi olla myös kerros ionisoitunutta vettä.

Neptunuksen ydin koostunee raudasta, nikkelistä ja silikaateista. Ytimen massaksi on arvioitu 1,2 Maan massaa.

Paine planeetan keskiosassa lienee 700 GPa, miljoonia kertoja suurempi kuin paine Maan pinnalla. Lämpötila saattaa olla jopa 5 400 kelviniä.

### Kaasukehä

Pilviä Neptunuksen kaasukehässä.
Neptunuksen kaasukehän ylimpien osien koostumuksen on arvioitu olevan 80 prosenttia vetyä ja 19 prosenttia heliumia sekä pieniä määriä metaania. Tämän metaanin aallonpituus on noin 600 nanometriä, mikä saa Neptunuksen näyttämään siniseltä, sillä metaani imee itseensä punaista valoa ja sirottaa sinistä.

Samasta syystä johtuu myös Uranuksen vaaleamman sininen väri. Tätä värieroavaisuutta on pyritty selittämään Neptunuksen kaasukehän mahdollisilla tuntemattomilla ainesosilla.

Neptunuksen kaasukehän voi jakaa kahteen pääalueeseen: alempaan troposfääriin (jossa lämpötila laskee korkeuden mukaan) ja ylempään stratosfääriin (jossa lämpötila nousee korkeuden mukaan). Näiden kahden alueen rajalla, tropopaussissa, paineen on arvioitu olevan 10 kPa.

Stratosfäärin yläpuolella on pienempi termosfääri, joka muuttuu korkeuden mukaan hiljalleen eksosfääriksi.

Neptunuksen kaasukehässä on planeetan sisäisen lämmön takia nopeita virtauksia. Joissakin kohdissa on nähtävissä valkeita cirruspilviä, jotka liikkuvat planeetan pyörimissuuntaa vasten. Ekvaattorin alueella tämä liike on nopeinta. Metaanipilvet ovat 1 000 kPa:n paineessa noin 60 kilometriä ensimmäisten valkeiden cirruspilvien alla. Neptunuksen näkyvä pinta, läpinäkymättömät pilvet ovat huipultaan 3 000 kPa:n paineessa, jossa lämpötila on 120 kelviniä. Se on 80–150 kilometriä hajanaisten pilvien huipun alla. Näissä pilvissä on muun muassa vetysulfidia.

Neptunuksen ekvaattori- ja napa-alueet ovat muita osia lämpimämpiä. Neptunuksen kaasukehän lämpökäyrä on hieman Saturnuksen vastaavaa jyrkempi, muttei läheskään niin jyrkkä kuin Jupiterilla. Silti se on Uranuksen vastaavaa loivempi.

### Magneettikenttä

Neptunuksen magneettikenttä on kallellaan pyörimisakseliin nähden 47 astetta. Magneettikentän etäisyys planeetan ytimestä on noin 0,55 planeetan sädettä eli noin 13 500 kilometriä. Magneettikentän voimakkuus pilvien yllä on 0,06–1,2 mikroteslaa. Kentän dipolimomentti on 25 kertaa maan vastaava ja voimakkuus 0,14 gaussia. Kentän suunta on vastakkainen kuin maalla. Magnetopaussi eli magneettikentän raja on 25 planeetan säteen päässä Auringon suunnasta.

Vaikkei olekaan täysin varmaa, yleisesti ajatellaan Uranuksen ja Neptunuksen tyyppisten planeettojen magneettikenttien syntyvän paineen takia ionisoituneen veden, ammoniakin ja metaanin virtauksissa syvällä planeetan ydintä ympäröivässä tiheässä, kuumassa vaipassa. Metaani, vesi ja ammoniakki hajoavat hydroksidi-ioneiksi, hydroksyyli-ioneiksi, ammoniumioneiksi, hiileksi ja protoneiksi suurissa paineissa, ja käyttäytyvät nestemäisen suolan tavoin saaden metallisia ominaisuuksia.

Kiertorata
----------

Neptunuksen keskimääräinen etäisyys Auringosta on 30,01 AU. Sen kiertoaika Auringon ympäri on noin 164,4 vuotta. 11. heinäkuuta 2011 Neptunus suoritti ensimmäisen kierroksensa Auringon ympäri sen löytämisestä vuonna 1846, vaikkei se näkynytkään silloin täysin samassa paikassa kuin sen löytöaikana johtuen Maan kiertämisestä Auringon ympäri. Täysin samaan paikkaan se palasi 12. heinäkuuta.

Neptunuksen radan inklinaatio on 1,77 astetta. Koska planeetan radan eksentrisyys on 0,0086, Neptunuksen ja Auringon välinen etäisyys vaihtelee 101 miljoonaa kilometriä sen kiertoradan kaukaisimman ja Aurinkoa lähimmän pisteen välillä.

Neptunuksen akselin kaltevuus on 29,6 astetta, mikä on samankaltainen kuin Maan (23°) ja Marsin (25°) vastaavat. Tästä johtuu, että Neptunuksella on samankaltaiset vuodenaikojen vaihtelut kuin Maassa. Pitkän kiertoajan takia Neptunuksen vuodenajat kestävät yli 40 Maan vuotta.

Neptunuksen vuorokausi kestää noin 16,11 tuntia.

### Vaikutus muihin kohteisiin

Neptunuksen kiertoradalla on huomattava vaikutus sen takana olevaan alueeseen, Kuiperin vyöhykkeeseen. Kuiperin vyöhyke on suuri kylmien planetoidien alue (samankaltainen kuin asteroidivyöhyke, mutta suurempi). Alue jatkuu Neptunuksen kiertoradalta noin 55 AU:n päähän Auringosta.

Samalla tavalla kuin Jupiterin vetovoima vaikuttaa asteroidivyöhykkeeseen, Neptunuksen vetovoima vaikuttaa Kuiperin vyöhykkeeseen. Aurinkokunnan historiassa Neptunuksen vetovoima on sekoittanut tiettyjä Kuiperin vyöhykkeen alueita luoden siihen aukkoja, esimerkiksi 40-42 AU:n etäisyydellä Auringosta olevan alueen.

Ilmasto
-------

Suuri tumma pilkku (ylempänä) ja pieni tumma pilkku (alempana). Kuvan kontrastia on nostettu.
Yksi tärkeä ero Neptunuksen ja Uranuksen välillä on ilmaston aktiivisuus. Kun Voyager 2 ohitti Uranuksen vuonna 1986, ilmaston aktiivisuus oli erittäin vähäistä. Neptunuksen kaasukehästä puolestaan löytyi suuria, aktiivisia myrskyjä.

Neptunuksen ilmastoa hallitsevat erittäin nopeat myrskyt, joissa tuulen nopeus on usein lähes 600 m/s, mikä vastaa suunnilleen äänen nopeutta. Useimmat Neptunuksen tuulista liikkuvat planeetan pyörimissuuntaa päinvastaisesti. Yksittäisiä pilviä tutkiessa on havaittu, että niiden liikkumisnopeudet vaihtelevat nopeudesta 20 m/s (itäiseen suuntaan) nopeuteen 325 m/s (läntiseen suuntaan). Metaani-, etaani- ja etyynipitoisuudet ovat 10–100 kertaa suurempia Neptunuksen ekvaattorin alueella kuin planeetan navoilla.

Vuonna 2007 havaittiin, että Neptunuksen troposfäärin yläosat planeetan etelänavan alueella ovat noin 13 kelviniä lämpimämpiä kuin planeetan muut osat, joiden lämpötila on noin 70 kelviniä (−200 °C). Tämä tarkoittaa, että planeetan eteläosat ovat muita osia lämpimämpiä.

Tämä lämpötila riittää metaanin, joka on planeetan muissa osissa jäätynyttä, höyrystymiseen ja pakenemiseen. Tämän vuoksi Neptunuksen etelänavalta vapautuu metaania avaruuteen.

### Myrskyt

Vuonna 1989 Neptunuksesta havaittiin suuri tumma pilkku, antisykloninen myrsky, jonka halkaisija oli 13 000 kilometriä. Havainnon teki Voyager 2 -luotain. Myrsky muistutti tunnetumpaa Jupiterin suurta punaista pilkkua. Viisi vuotta myöhemmin myrskyä ei yrityksistä huolimatta löydetty uudelleen Hubble-avaruusteleskoopilla. Tämän sijaan uusi samankaltainen myrsky löytyi planeetan pohjoiselta pallonpuoliskolta.

Voyager 2 löysi myös eteläisellä pallonpuoliskolla olevan erittäin nopean pienen tumman pilkun. Se oli toiseksi suurin luotaimen löytämä myrsky. Tämä myrsky on suurta tummaa pilkkua etelämpänä.

Neptunuksen myrskyt ovat aurinkokunnan korkeimmalla ilmakehässä tapahtuvia myrskyjä. Neptunuksella on mitattu aurinkokunnan kovimmat tuulet, jotka voivat yltää jopa 2 400 kilometriin tunnissa.

Renkaat
-------

*Pääartikkeli: Neptunuksen renkaat*
Kaavakuva Neptunuksen renkaista.
Renkaat James Webb -avaruusteleskoopin kuvassa.
Neptunuksen säde on 24 786 kilometriä ja renkaat ovat 41 900–62 930 kilometrin päässä planeetan keskuksesta. Neptunuksen kolme suurinta rengasta ovat Adamsin rengas (63 000 km Neptunuksen ytimestä), Le Verrierin rengas (53 000 km) ja Gallen rengas (42 000 km). On olemassa myös kaksi himmeämpää rengasta, Le Verrierin renkaasta hieman erillään oleva Lassellin rengas sekä sen ulko-osien Aragon rengas.

Renkaat ovat ohuet ja kapeat verrattuna esimerkiksi Saturnuksen renkaisiin.

Maasta vuonna 2005 tehtyjen löytöjen perusteella Neptunuksen renkaat voivat olla epävakaammat kuin on aiemmin uskottu. Keckin tähtitornista vuosina 2002 ja 2003 otetuista kuvista ilmenee, että renkaat ovat pienentyneet huomattavasti verrattuna Voyager 2:n ottamiin kuviin.

| Renkaan nimi | Säde (km) | Optinen syvyys | Huomioita |
| --- | --- | --- | --- |
| Gallen rengas (1989 N3R) | 42 000 | 10−4 | Nimetty Johann Gallen mukaan |
| Le Verrierin rengas (1989 N2R) | 53 200 | 10−2 | Nimetty Urbain Le Verrierin mukaan |
| Lassellin rengas (1989 N4R) | 55 200 | 10−4 | Nimetty William Lassellin mukaan |
| Aragon rengas | 57 200 |  ? | Nimetty François Aragon mukaan |
| (Nimeämätön rengas) | 61 953 |  ? | Toistaiseksi nimeämätön |
| Adamsin rengas (1989 N1R) | 62 933 | 0,01–0,1 | Nimetty John Couch Adamsin mukaan |

Kuut
----

*Pääartikkeli: Neptunuksen kuut*
Triton on Neptunuksen suurin kuu.
Neptunuksella on 14 tunnettua kuuta. Suurin niistä on noin 99,5 prosenttia kaikkien Neptunuksen kuiden yhteismassasta käsittävä Triton, jonka löysi William Lassell vain 17 päivää Neptunuksen löytämisen jälkeen. Triton kiertää Neptunusta poikkeuksellisella, taannehtivalla radalla. Kuun arvellaan syntyneen Neptunuksen siepattua sen. Muilla jättiläisplaneetoilla kiertää päiväntasaajan tasolla suuria kuita, mutta Triton on ainoa Neptunuksen suuri kuu. Tritonin sieppaustapahtuma on mahdollisesti sekoittanut Neptunuksen kuujärjestelmän ja tuhonnut muut Neptunuksen suuret kuut. Triton on myös Aurinkokunnan kylmin tunnettu kohde, jonka lämpötilaksi on arvioitu 38 kelviniä, ja sen pinnalla on havaittu jopa harvinaista jäävulkanismia.

Planeetan neljä sisintä kuuta kiertävät sitä renkaiden välissä pyöreillä radoilla. Epäsäännöllisen muotoinen Nereid löydettiin toisena Neptunuksen kuista vasta yli sata vuotta Tritonin jälkeen. Sen eksentrisyyden (0,7512) takia kuun suurin etäisyys planeetasta on seitsemän kertaa sen pienintä etäisyyttä suurempi yhden kierroksen aikana (pienin etäisyys 1 372 000 km, suurin etäisyys 9 655 000 km). Nereid ja sitä ulommat pikkukuut kiertävät planeettaa soikeilla radoilla. Myöhemmin Voyager 2 löysi kuusi uutta, pienempää kuuta. Yksi näistä kuista, Proteus, on erityinen, koska se kykenee pysymään pallomaisessa muodossa omalla painovoimallaan, mikä on erikoista sen kokoisille kohteille.

Neptunuksen uloimmalla kuulla, Nesolla, on suurempi kiertosäde ja kiertoaika kuin millään muulla tunnetulla kuulla. Siltä kuluu Neptunuksen kiertämiseen 25 vuotta etäisyydellä, joka on keskimäärin 125 kertaa Maan ja Kuun etäisyys.

| Nimi | Numero | Keskihalkaisija (km) | Massa (kg) | Kiertoradan keskisäde (km) | Kiertoaika (päivää) | Löytövuosi |
| --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- |
| **Naiad** | III | 66 | 19 × 1016 | 48 200 | ~ 0,29 | 1989 |
| **Thalassa** | IV | 82 | 37 × 1016 | 50 100 | ~ 0,31 | 1989 |
| **Despina** | V | 150 | 210 × 1016 | 52 500 | ~ 0,33 | 1989 |
| **Galatea** | VI | 176 | ~ 370 × 1016 | 62 000 | ~ 0,43 | 1989 |
| **Larissa** | VII | 208 × 178 | 490 × 1016 | 73 500 | ~ 0,55 | 1989 |
| **Proteus** | VIII | 418 | 5 000 × 1016 | 117 600 | ~ 1,12 | 1989 |
| **Triton** | I | 2707 | 2 140 × 1019 | 354 800 | ~ 5,87 | 1846 |
| **Nereid** | II | 340 | 3 100 × 1016 | 5 513 400 | ~ 360,13 | 1949 |
| **Halimede** | IX | 48 | 9 × 1016 | 16 560 000 | ~ 1879,08 | 2002 |
| **Sao** | XI | 48 | 9 × 1016 | 22 422 000 | ~ 2912,72 | 2002 |
| **Laomedeia** | XII | 48 | 9 × 1016 | 23 571 000 | ~ 3171,33 | 2002 |
| **Psamathe** | X | 28 | 1,5 × 1016 | 46 695 000 | ~ 9074,30 | 2003 |
| **Neso** | XIII | 60 | 9 × 1016 | 48 387 000 | ~ 9740,73 | 2002 |
|
| S/2004 N 1 | XIV | ~ 19 | 0,1 – 0,9 × 1016 | 104 200 | 0,9362 | 2013 |
|

Katso myös
----------

* Jättiläisplaneetta
* Kuuma neptunus
* Neptunuksentakaiset planeetat
* Neptunus fiktiossa

Lähteet
-------

1. 1 2  Neptune *Encyclopædia Britannica*. Viitattu 6.3.2016. (englanniksi)
2. ↑  Aurinkokuntamme: Neptunus. Tampere:  Tampereen yliopisto.  Arkistoitu 25.5.2012.
3. 1 2 3 4  Korteniemi, Jarmo: NRPIF – Esittelyssä Neptunus  2001. Oulun yliopisto. Viitattu 4.2.2012.
4. ↑  Hirschfeld, Alan: *Parallax: The Race to Measure the Cosmos*. New York: Henry Holt, 2001. ISBN 0-8050-7133-4. Wikibooks. (englanniksi)
5. ↑  Kollerstrom, Nick: Neptune’s Discovery. The British Case for Co-Prediction (Internet Archive)  2001. University College London. Viitattu 6.3.2016. (englanniksi)
6. ↑  The Case of the Pilfered Planet – Did the British steal Neptune?  1.12.2004. Scientific American.  (englanniksi)
7. ↑  Kivipelto, Arja: Pluto on nyt plutoidi *Helsingin Sanomat*.  12.6.2008. Viitattu 10.7.2011.
8. 1 2  Magnetic Fields of Neptune *Science*.  15.12.1989. Viitattu 6.3.2016. (englanniksi)
9. ↑  Uranus ja Neptunus vaihtoivat paikkaa. *Tiede*.  15.12.2007.  Arkistoitu 23.5.2012.
10. ↑  Boss, Alan P.: Formation of gas and ice giant planets  30.9.2002. Earth and Planetary Science Letters. Viitattu 6.3.2016. (englanniksi)
11. ↑  Hansen, Kathryn: Orbital shuffle for early Solar System *Geotimes*.  7.6.2005. Viitattu 6.3.2016. (englanniksi)
12. ↑  Nummela, Sakari: Nielaisiko Neptunus maapalloa suuremman planeetan? *Tähdet ja avaruus*.  23.3.2010. Viitattu 6.3.2016.
13. 1 2  Neptune Fact Sheet NASA. Viitattu 6.3.2016. (englanniksi)
14. 1 2 3 4  Neptunus Ursa. Viitattu 6.3.2016.
15. 1 2  Blue, Jennifer: Nomenclature Ring and Ring Gap Nomenclature  8.12.2004. Gazetteer of Planetary. Viitattu 6.3.2016. (englanniksi)
16. 1 2  Suomi, V. E.; Limaye, S. S. & Johnson, D. R.: High Winds of Neptune: A possible mechanism *Science*.  22.2.1991. Viitattu 6.3.2016. (englanniksi)
17. ↑  Neptune Celebrates First Anniversary on July 12 2011. *EarthSky*.  Arkistoitu 23.6.2011. Viitattu 1.7.2011. (englanniksi)
18. 1 2 3  Hubbard, W. B.: Neptune’s Deep Chemistry *Science*.  28.2.1997. Viitattu 6.3.2016. (englanniksi)
19. ↑  Neptune *Views of the Solar System*. Viitattu 6.3.2016. (englanniksi)
20. 1 2  Atreya, S.; Egeler, P. & Baines, K.: Water-ammonia ionic ocean on Uranus and Neptune? (PDF) *cosis.net*.  2006.  (englanniksi)
21. ↑  Kerr, Richard A.: Neptune May Crush Methane Into Diamonds *Science*.  1.10.1999. Viitattu 6.3.2016. (englanniksi)
22. ↑  Weird water lurking inside giant planets *New Scientist*.  1.9.2010. Viitattu 6.3.2016. (englanniksi)
23. ↑  Podolak, M.; Weizman, A. & Marley, M.: Comparative models of Uranus and Neptune *ScienceDirect*.  27.3.1995.  (englanniksi)
24. ↑  Crisp, D. & Hammel, H. B.: Hubble Space Telescope Observations of Neptune  14.6.1995. Hubble News Center. Viitattu 6.3.2016. (englanniksi)
25. ↑  Neptune: In Depth NASA. Viitattu 6.3.2016. (englanniksi)
26. 1 2 3  Lunine, Jonathan I.: The Atmospheres of Uranus and Neptune  1993. Lunar and Planetary Observatory, University of Arizona. Viitattu 6.3.2016. (englanniksi)
27. ↑  Raitala, Jouko: 76539A Planetologia II: "Pilvet joviaanisten planeettojen atmosfääreissä". (kurssimateriaali)  15.1.2002. Oulun yliopisto.  Arkistoitu 23.5.2012. Viitattu 29.6.2007.
28. ↑  Oja, Heikki & Poutanen, Markku: *Aurinkokuntamme*, s. 115. Tähtitieteellinen yhdistys Ursa, 1990. ISSN 0357-7937.
29. ↑  Prof. Bagenal, Fran: "Planetary Atmospheres ASTR3720, Class 17 – Giant Planets 1". (kuva, kurssimateriaali)  2005. University of Colorado at Boulder. Viitattu 6.3.2016. (englanniksi)
30. ↑  Connerney, J.E.P.; Acuna, Mario H. & Ness, Norman F.: The magnetic field of Neptune *adsabs.harvard.edu*.  1991. Viitattu 6.3.2016. (englanniksi)
31. ↑  Ness, N. F.; Acuña, M. H.; Burlaga, L. F.; Connerney, J. E. P.; Lepping, R. P. & Neubauer, F. M.: Magnetic Fields at Neptune *Science*.  15.12.1989.  (englanniksi)
32. ↑  Karttunen, Hannu: *Tähtitieteen perusteet, Neljäs laitos*, s. 229, 230, 281–283, 285. Tähtitieteellinen yhdistys Ursa, 2010. ISBN 9789525329827.
33. ↑  Neptunus palaa löytöpaikkaansa  11.7.2011. MTV3. Viitattu 11.7.2011.
34. ↑  Yeomans, Donald K.: HORIZONS System  13.7.2006. NASA. Viitattu 6.3.2016. (englanniksi)
35. ↑  Villard, Ray & Devitt, Terry: Brighter Neptune Suggests A Planetary Change Of Seasons  15.3.2003. Hubble News Center. Viitattu 6.3.2016. (englanniksi)
36. ↑  Neptune: By the Numbers NASA. Viitattu 6.3.2016. (englanniksi)
37. ↑  Stern, S. Alan & Colwell, Joshua E.: Collisional Erosion in the Primordial Edgeworth-Kuiper Belt and the Generation of the 30–50 AU Kuiper Gap (490 (2): s. 879–882)  1997. Astrophysical Journal.  (englanniksi)
38. ↑  Petit, Jean-Marc; Morbidelli, Alessandro & Valsecchi, Giovanni B: Large Scattered Planetesimals and the Excitation of the Small Body Belts (PDF) *oca.eu*.  15.5.1998. Viitattu 6.3.2016. (englanniksi)
39. 1 2  Lavoie, Sue: PIA02245: Neptune’s blue-green atmosphere *Photojournal*.  16.2.2000.  (englanniksi)
40. ↑  Hammel, H. B.; Beebe, R. F.; De Jong, E. M.; Hansen, C. J.; Howell, C. D.; Ingersoll, A. P.; Johnson, T. V.; Limaye, S. S.; Magalhaes, J. A.; Pollack, J. B.; Sromovsky, L. A.; Suomi, V. E. & Swift, C. E.: Neptune’s wind speeds obtained by tracking clouds in Voyager 2 images (245 (4924): 1367–1369) *Science*.  22.9.1989. Viitattu 6.3.2016. (englanniksi)
41. ↑  Neptunuksen metaani selittyi. *Tiede*.  23.9.2007.  Arkistoitu 25.5.2012.
42. ↑  Orton, G. S.; Encrenaz, T.; Leyrat, C.; Puetter, R. & Friedson, A. J.: Evidence for methane escape and strong seasonal and dynamical perturbations of Neptune's atmospheric temperatures (473: L5–L8)  2007. Astronomy and Astrophysics.  (englanniksi)
43. ↑  Hammel, H. B.; Lockwood, G. W.; Mills, J. R. & Barnet, C. D.: Hubble Space Telescope Imaging of Neptune’s Cloud Structure in 1994 (268 (5218): 1740–1742) *Science*.  23.6.1995.  (englanniksi)
44. ↑  Yeomans, Donald K.: PIA01142: Neptune Scooter  8.1.1998. Photojournal.  (englanniksi)
45. ↑  Lavoie, Sue: Neptune’s Dark Spot (D2) at High Resolution *Photojournal*.  29.1.1996.  (englanniksi)
46. ↑  Anne Liljeström: 40 vuotta planeettatutkimusta; näin aurinkokunta muuttui.  *Tähdet ja Avaruus*, 2011, nro 7/2011, s. 36.  Tähtitieteellinen yhdistys URSA ry.
47. ↑  Neptune’s rings are fading away *New Scientist*.  22.3.2005. Viitattu 6.3.2016. (englanniksi)(englanniksi)
48. 1 2 3  The Planetary Rings Node: Tilastoja Neptunuksen renkaista ja kuista The Planetary Rings Node. Viitattu 6.2.2012. (englanniksi)
49. ↑  Planetary Satellite Physical Parameters NASA. Viitattu 6.3.2016. (englanniksi)
50. ↑  Neptunus sieppasi Tritonin. *Tiede*.  12.5.2006.  Arkistoitu 25.5.2012.
51. ↑  Agnor, Craig B. & Hamilton, Douglas P.: Neptune’s capture of its moon Triton in a binary–planet gravitational encounter (441 (7090): s. 192–194) *Nature*.  13.7.2006.  (englanniksi)
52. ↑  Wilford, John N.: Triton May Be Coldest Spot in Solar System *New York Times*.  29.8.1989. Viitattu 6.3.2016. (englanniksi)
53. ↑  Brown, Michael: The Dwarf Planets *web.gps.caltech.edu*. Viitattu 6.3.2016. (englanniksi)
54. ↑  Neso: In Depth NASA. Viitattu 6.3.2016. (englanniksi)
55. 1 2 3 4 5  13 Moons of Neptune Astronoo. Viitattu 6.2.2012. (englanniksi)

Kirjallisuutta
--------------

* Miner, Ellis D. & Wessen, Randii R.: *Neptune: The Planet, Rings, and Satellites*. , 2002. ISBN 0-8165-1525-5.
* Cruikshank, Dale P.: *Neptune and Triton*. , 1995. ISBN 0-8165-1525-5.
* Sheehan, William; Kollerstrom, Nicolas & Waff, Craig B.: *The case of the pilfered planet – Did the British steal Neptune?*. Scientific American, 2004.

Aiheesta muualla
----------------

WikibooksWikibooks 
Wikikirjastossa on aihe: **Wikijunior Aurinkokunta/Neptunus**. * Kuvia tai muita tiedostoja aiheesta **Neptunus** Wikimedia Commonsissa

* Airy, G. B.: Account of some circumstances historically connected with the discovery of the planet exterior to Uranus *Monthly Notices of the Royal Astronomical Society*, Vol. 7, pp. 121–144, 13.11.1846. (englanniksi)
* Challis, J. Rev.: Account of observations at the Cambridge observatory for detecting the planet exterior to Uranus *Monthly Notices of the Royal Astronomical Society*, Vol. 7, pp. 145–149, 13.11.1846. (englanniksi)
* Adams, J. C.: 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*, Vol. 7, p. 149, 13.11.1846. (englanniksi)
* Galle: Account of the discovery of the planet of Le Verrier at Berlin *Monthly Notices of the Royal Astronomical Society*, Vol. 7, p. 153, 13.11.1846. (englanniksi)

Aurinkokunta

|  |
| --- |
| Aurinko ·  Merkurius ·  Venus ·  Maa ·  Mars ·  *Ceres* ·  Jupiter ·  Saturnus ·  Uranus ·  Neptunus ·  *Pluto* ·  *Haumea* ·  *Makemake* ·  *Eris* |

|  |  |
| --- | --- |
| Kuut | Maan ·  Marsin ·  Jupiterin ·  Saturnuksen ·  Uranuksen ·  Neptunuksen ·  Pluton ·  Haumean ·  Makemaken ·  Eriksen ·  Pikkuplaneettojen |
| Renkaat | Jupiterin ·  Saturnuksen (Rhean)  ·  Chariklon ·  Uranuksen ·  Neptunuksen |
| Pienkappaleet | Meteoroidit ·  Pikkuplaneetat ·  Asteroidit ·  NEA:t ·  Asteroidivyöhyke ·  Troijalaiset ·  Kentaurit ·  Damocloidit ·  Transneptuniset kohteet ·  Kuiperin vyöhyke ·  Hajanainen kiekko ·  Hillsin pilvi ·  Oortin pilvi ·  Komeetat |