Neptun (planeta)

Neptun vyfotografovaný sondou Voyager 2 v roce 1990
Elementy dráhy (Ekvinokcium J2000,0)
Velká poloosa	4 498 252 900 km 30,068 963 48 AU
Obvod oběžné dráhy	26,263×109 km 188,925 AU
Výstřednost	0,011 214 269 begin_of_the_skype_highlighting              011 214 269      end_of_the_skype_highlighting
Perihel	4 452 940 833 km 29,766 070 95 AU
Afel	4 553 946 490 km 30,441 252 06 AU
Perioda (oběžná doba)	60 190[1] [2] [3] d (164,79 a)
Synodická perioda	367,49[4] d
Orbitální rychlost - maximální - průměrná - minimální	5,479 km/s 5,432[4] km/s 5,385 km/s
Sklon dráhy - k ekliptice - ke slunečnímu rovníku	1,769 17[5]° 6,43°
Délka vzestupného uzlu	131,794 310°
Argument šířky perihelu	265,646 853°
Počet přirozených satelitů	13
Fyzikální charakteristiky
Rovníkový průměr	49 528[6][7] km (3,883 Zemí)
Polární průměr	48 681[6][7] km (3,829 Zemí)
Zploštění	0,0171
Povrch	7,6408×109[1][7] km2 (14,9 Zemí)
Objem	6,254×1013[4][7] km3 (57,7 Zemí)
Hmotnost	1,0243×1026[4] kg (17,1 Zemí)
Průměrná hustota	1,638[4][7] g/cm3
Gravitace na rovníku	11,15[4][7] m/s2 (1,14[4][7] G)
Úniková rychlost	23,5[4][7] km/s
Perioda rotace	0,671 25 d
Rychlost rotace	9660 km/h (na rovníku)
Sklon rotační osy	28,32[4]°
Rektascenze severního pólu	299,33° (19 h 57 min 20 s)
Deklinace	42,95[6]°
Albedo	0,41[4]
Povrchová teplota - min - průměr - max	50 K 53 K ? K
Charakteristiky atmosféry
Atmosférický tlak	>>100 kPa
vodík (H2)[4]	80 % ± 3,2 %
hélium (He)	19 % ± 3,2 %
methan (CH4)	1,5 % ± 0,5 %
deuterid vodiku (HD)	0,00015 %
ethan (C2H6)	0,00015 %

Neptun je osmá a od Slunce nejvzdálenější planeta sluneční soustavy; řadí se mezi plynné obry.^[8] S rovníkovým průměrem okolo 50 000 km spadá mezi menší plynné obry sluneční soustavy. Podobně jako u ostatních plynných obrů je možno přímo pozorovat pouze svrchní vrstvy atmosféry, ve kterých je vidět několik velkých temných skvrn, připomínajících skvrny v atmosféře Jupiteru.^[8] Neptun má charakteristicky modrou barvu, která je zapříčiněna mj. přítomností většího množství metanu v atmosféře.^[9][10]

Planeta Neptun je značně podobná Uranu, obě planety mají rozdílné složení než další plynní obři sluneční soustavy Jupiter a Saturn. Uran a Neptun jsou proto někdy vyčleňováni do zvláštní kategorie jako tzv. „ledoví obři“. Atmosféra Neptunu je složena převážně z vodíku a hélia s větším podílem vody, čpavku a metanu. Vnitřní stavba planety je spíše kamenitá a navíc obohacená vodním ledem.

Planeta byla objevena v roce 1846 Johannem Gallem a studentem astronomie Louisem d'Arrestem jako vůbec jediná na základě matematických výpočtů gravitačních odchylek okolních těles.^[8][11] Následně planeta dostala své jméno podle římského boha moří Neptuna.^[12]

Vznik a vývoj planety

Předpokládá se, že Neptun vznikl stejným procesem jako Jupiter z protoplanetárního disku před 4,6 až 4,7 miliardami let. Existují dvě hlavní teorie, jak mohly velké plynné planety vzniknout a zformovat se do současné podoby. Jedná se o teorii akrece^[13] a teorii gravitačního kolapsu.^[14]

• Teorie akrece předpokládá, že se v protoplanetárním disku postupně slepovaly drobné prachové částice, čímž začaly vznikat větší částice a posléze balvany. Neustálé srážky těles vedly k jejich narůstání, až vznikla tělesa o velikosti několik tisíc kilometrů. Tato velká železokamenitá tělesa se stala zárodky terestrických (kamenných) planet. Předpokládá se, že podobná tělesa mohla vzniknout i ve vzdálenějších oblastech sluneční soustavy, kde vlivem velké gravitace začala strhávat do svého okolí plyn a prach, který se postupně začal nabalovat na pevné jádro, až planeta dorostla do dnešní velikosti.^[15]
• Teorie gravitačního kolapsu naopak předpokládá, že velké planety nevznikaly postupným slepováním drobných částic, ale poměrně rychlým smrštěním z nahuštěného shluku v zárodečném disku podobným způsobem, který je znám při vzniku hvězd. Podle teorie několika gravitačních kolapsů, jejímž autorem je Alan Boss z Carnegie Institution of Washington, byl vznik plynných obrů krátký a v případě planety Neptun trval jen několik století.^[14]

V poslední době se existují názory popírající tyto teorie vzniku. Argumentuje se, že Neptun a Uran nemohly vzniknout v takovéto vzdálenosti od Slunce, jelikož protoplanetární disk v této oblasti nemohl být dostatečně hustý na akreci takto velkých těles, jak naznačují současné modely. Případným vysvětlením by mohla být lokální nestabilita v protoplanetárním disku.^[16] Alternativní hypotéza předpokládá, že planeta vznikla blíže Slunci, kde byla hustota meziplanetární látky větší a až časem došlo k planetární migraci na současnou oběžnou dráhu.^[17] Hypotéza migrace je v současnosti mezi planetology favorizována, jelikož umožňuje lépe vysvětlit malé objekty za drahou Neptunu.^[18]

Vznik velkých Neptunových měsíců proběhl pravděpodobně stejným způsobem, jakým vznikaly kamenné planety. Jelikož je však Neptun od Slunce velmi vzdálen, v žádné z fází vzniku měsíců nevystoupila teplota na vysoké hodnoty jako v případě okolí Jupitera. Vlivem nízkých teplot tak nedošlo k úniku lehce tavitelných látek z původního disku okolo vznikající planety.

[editovat] Fyzikální a chemické vlastnosti

Neptun je svým vzhledem, velikostí i hmotností velmi podobný Uranu. S hmotností 1,0243×10²⁶ kg^[4] je Neptun těleso nacházející se mezi hmotností Země a většími plynnými obry. V porovnání se Zemí je Neptun sedmnáctkrát hmotnější, ale zároveň jeho hmotnost dosahuje pouze 1/19 hmotnosti Jupitera.^{[pozn. 1]} Poloměr rovníku Neptunu je 24 764 km^[6] – čtyřikrát větší než Země. Jelikož je Uran a Neptun podobného složení tvořeného částečně ledem, občas se vyčleňují ze skupiny plynných obrů do skupiny tzv. ledových obrů. I přes to, že Neptun je mnohem dále od Slunce než Uran, je teplota povrchu o něco málo vyšší a dosahuje −213 °C.^[10]

1 – horní vrstva atmosféry, vrcholky mraků
2 – atmosféra složená z vodíku, hélia a metanu
3 – plášť tvořený vodou, čpavkem a ledem metanu
4 – kamenoledové jádro

Složení Neptunu je nejspíše velice podobné složení Uranu, a planeta je tedy složena převážně z ledu, kamení s obsahem okolo 15 % vodíku a menšího množství hélia.^[12]

[editovat] Vnitřní stavba

Předpokládá se, že oblast jádra zabírá přibližně dvě třetiny poloměru planety a že je složena z kamenného jádra^[12] ve středu, ledu a tekutého čpavku s metanem. Kamenné jádro je asi složeninou železa, niklu a silikátů. Hmotnost jádra se odhaduje na 1,2 hmotnosti Země,^[12] teploty a tlak se zde pohybují okolo 5130 K respektive 7 Mbar.^[19][20]

Nad tímto velkým jádrem se nachází třetina planety v podobě pláště tvořená nejspíše směsicí horkých plynů vodíku, hélia, vody a metanu, který způsobuje i charakteristickou modrou barvu planety.^[8] Při odrazu světla od planety metan nejvíce rozptyluje modré paprsky^[21] a naopak absorbuje červenou část spektra.^[9] Předpokládá se, že plášť by mohl dosahovat desetinásobku až patnáctinásobku hmotnosti Země.^[11]

Měření za pomoci mikrovlnného záření naznačují, že teplota na Neptunu (jako u ostatních planet) roste s hloubkou. Před měřením sondy Voyager 2 se předpokládalo, že teplota Neptunu bude přibližně −228 °C, ale sonda naměřila −218 °C. Tento rozdíl v naměřených hodnotách naznačuje, že Neptun má podobně jako Jupiter a Saturn vnitřní zdroj energie.^[22] V plášti, kde se nachází přehřátý plyn, je teplota v rozmezí 1730 až 4730 °C. Modely naznačují, že by se v hloubce okolo 7000 km mohly nacházet podmínky, které by umožňovaly vznik diamantů z metanu. Vzniklé diamanty by pak padaly k jádru planety.^[23]

[editovat] Atmosféra

Atmosféra Neptunu má zelenomodrou barvu,^[10] zabírá nejspíše 5 až 10 % celkové hmotnosti planety a rozkládá se do hloubky 10 až 20 % planetárního poloměru. Je o mnoho bouřlivější, proměnlivější než atmosféra Uranu. V horních vrstvách je složena převážně z vodíku (80 %) a hélia (19 %).^[10][20] Mraky různé výšky jsou v ní unášeny rychlostí více než 1000 km/h (v okolí Velké tmavé skvrny až 2000 km/h^[8] – jde o nejvyšší zjištěnou rychlost ve sluneční soustavě^[9]). Většina větrů, které na planetě vanou, se pohybuje západním směrem souběžně s rovníkem,^[9] a tedy proti rotaci planety.^[8] Jsou soustředěny do pásů podobně jako v atmosféře Jupiteru a mají průměrnou dobu oběhu 19 hodin.^[10] Jelikož doba rotace planety je 16 hodin, atmosféra planety rotuje rychleji než samotná planeta.

Velká tmavá skvrna vyfotografovaná sondou Voyager 2

[editovat] Počasí a atmosférické útvary

Zajímavým jevem byla v době průletu sondy Voyager 2 Velká tmavá skvrna na jižní polokouli,^[9] široká jako Země (či jako polovina známé Velké rudé skvrny na Jupiteru).^[8][12] Nejspíš to byl obrovský vír, otáčející se rychlostí více než 600 km/h, ale existují i hypotézy, že se jednalo o obrovskou bublinu vystupující z hlubších částí planety.^[9] Větry pohybovaly skvrnou na západ rychlostí okolo 1080 km/h.^[9] Opětovné pozorování Neptunu v roce 1994 Hubbleovým vesmírným dalekohledu ukázalo, že Velká tmavá skvrna zmizela či byla překryta dalšími útvary v atmosféře.^[9] Vyjma Velké temné skvrny byla v atmosféře pozorována i tzv. Malá temná skvrna.^[10]

V největší výšce obrovskou rychlostí prolétají malé jasné obláčky, o kterých se soudí, že jsou tvořeny ledovými krystaly metanu. Vyjma skvrn byly během průletu sondy Voyager 2 objeveny i dlouhé světlé mraky v horní části atmosféry planety,^[8] které se pohybovaly kolem planety každých 16 hodin.^[12] Vžilo se pro ně označení „skútr“.^[12]

V atmosféře planety byly pozorovány i mraky nápadně připomínající pozemské cirry. Předpokládá se, že by tato mračna mohla být spíše než metanem tvořena krystalky vodního ledu, který v atmosféře tvoří 2,5 až 3 %.^[22]

[editovat] Roční období

Změna teploty v oblasti jižního pólu jako důkaz změny ročních období (zdroj Hubbleův vesmírný dalekohled)

Šest let pozorování Hubbleova vesmírného dalekohledu naznačují, že v atmosféře planety dochází ke střídání ročních období podobně jako na Zemi. Dle snímků dochází na jižní polokouli k výraznému nárůstu odraženého světla, což je vysvětlováno právě změnou roční doby.^[24] Od roku 1996 docházelo k roku 2002 postupně k nárůstu světlosti jižní části planety, které bylo způsobováno nárůstem množství světlejších mraků v této oblasti, což podpořilo předchozí pozorování prováděné od roku 1980 na půdě Lowellovy observatoře v Arizoně. Předpokládá se, že podobně jako na Zemi, i na Neptunu panují čtyři roční období, které se budou projevovat teplejším létem a studenou zimou s postupným přechodem přes jaro a podzim. Na základě délky oběžné dráhy Neptunu, která je přibližně 165 let, je patrné, že délka ročních období na Neptunu bude dosahovat okolo 40 let pro jednotlivou periodu.^[25] Pro definitivní potvrzení teorie o ročních obdobích bude potřeba pokračovat s pozorováními přibližně dalších 20 let (údaj k roku 2005), po které by mělo docházet neustále ke zvyšování jasu jižních oblastí planety.^[25]

Teorii o střídání ročních období podporuje skutečnost, že rotační osa planety je skloněná o 29°, v případě Země je to 23,5°.^[25]

[editovat] Magnetosféra

Sonda Voyager 2 během průletu detekovala i magnetické pole, které je, podobně jako Uranovo dipólové magnetické pole,^[10] podivně orientované. Sklon osy je 47° vzhledem k rotační ose a osa je posunutá od středu o 0,55 poloměru planety^[10] (přibliřně o 13 000 km).^[11] Předpokládá se, že vznik magnetického pole je spojen s pohybem vodivého materiálu (nejspíše vody^[12]) ve středních vrstvách planety.^[9] Jelikož je magnetické pole stejně podivně orientované i u Uranu, vědci se domnívají, že by se mohlo jednat o obecnou vlastnost ledových obrů.^[11] Hodnota magnetického pole na rovníku planety dosahuje 14 μT a magnetický dipólový moment 0,2×10¹⁸ Tm³.^[10] Je tedy 27krát větší než je magnetický dipólový moment Země.^[10]

Magnetické pole způsobuje i polární zář v oblasti pólů, která byla pozorována.^[10] Předpokládá se, že magnetosféra sahá do podobné vzdálenosti jako u Uranu.^[10]

[editovat] Přijímaná a vydávaná energie

Neptun je velmi daleko od Slunce, a proto na jednotku plochy dostává 900krát méně sluneční energie než Země. Zajímavostí však je, že vyzařuje 2,7krát více energie, než přijímá.^[9] V současnosti zdroj této vnitřní vyzařované energie není známý. Vyzařovaná energie však vysvětluje existenci bouřlivých procesů v atmosféře Neptunu.

Ilustrace dráhy Neptunu a Pluta

[editovat] Dráha a rotace

Neptun obíhá Slunce ve střední vzdálenosti 4 498 252 900 km. Planeta se přibližuje ke Slunci nejvíce na 4 459 631 496 km a vzdaluje na 4 536 874 325 km. Vlivem velké excentricity dráhy Pluta se Neptun může dočasně ocitnout dál od Slunce než Pluto. Když se Pluto počítalo za planetu, docházelo tak k tomu, že se Neptun v takových dobách dostával na devátou pozici v pořadí planet podle vzdálenosti.^[9]

Okolo Slunce Neptun oběhne jednou za 165 let a kolem své osy se otočí za 16 hodin a 7 minut.^[10]

[editovat] Trojáni Neptunu

Podobně jako v případě Jupiteru byla i v libračních bodech Neptunu objevena tělesa, která sdílejí stejnou oběžnou dráhu jako planeta Neptun. Tento objev z roku 2003 přispěl k poznatku, že tito takzvaní trojáni se vyskytují i u dalších planet sluneční soustavy, a ne pouze v okolí Jupiteru, což se ostatně již déle před samotným pozorováním těchto těles u Neptunu předpokládalo.^[26] V květnu 2008 bylo známo celkem 6 trojánů kopírujících oběžnou dráhu Neptunu,^[27] které se nacházejí kolem čtvrtého libračního bodu L4 ležícího před samotnou planetou v úhlu 60°.^[28]

[editovat] Prstence a měsíce

Prstence planety, jak je viděla sonda Voyager 2

[editovat] Prstence

Související informace lze nalézt také v článku Prstence Neptunu.

Existence prstenců okolo planety byla známa již od 60. let 20. století, definitivně je ale potvrdila až sonda Voyager 2, která pomohla objevit tři prstence okolo Neptunu, později byly objeveny další dva prstence. K roku 2009 je známo celkem pět prstenců: Galle, Le Verrier, Lassell, Arago a prstenec Adams. Jsou velmi nevýrazné a tenké a podobně jako u Jupiteru a Saturnu jsou značně tmavé. Jejich složení je neznámé.^[12] Nejvzdálenější a nejvýznamnější z nich prstenec Adams je zvláštní tím, že tvoří asi tři výraznější oblouky, poblíž kterých je nejvíc hmoty. Tato zhuštění mají i vlastní pojmenování: Volnost, Rovnost a Bratrství.^[9] Po prstenci Adams následuje bezejmenný prstenec se stejnou oběžnou drahou jako má měsíc Galatea. Za ním je prstenec Leverrier s vnějším protažením v podobě Lassella a Arga a nejblíže k planetě se nachází tenký, ale široký prstenec Galle.^[9]

Povrch měsíce Triton

[editovat] Měsíce

Související informace lze nalézt také v článku Měsíce Neptunu.

V současné době známe 13 měsíců Neptunu.^[29] Největší z nich je Triton, který byl objeven jen 17 dní po objevu vlastní planety.^[29] Je to nejchladnější těleso pozorované ve sluneční soustavě. Teplota jeho povrchu je −228 °C (45 K). Kromě Tritonu a dalšího původně známého měsíce Nereida objevila dalších šest měsíců americká sonda Voyager 2 při průletu kolem Neptunu v průběhu roku 1989. Dalších 5 měsíců bylo objeveno v letech 2002 a 2003.^[10]

Předpokládá se, že některé měsíce Neptunu, např. Triton, jsou tělesa, která původně vznikla v jiné části sluneční soustavy, jako nejpravděpodobnější se jeví oblast Kuiperovo pásu. Tato tělesa byla později zachycena Neptunem do gravitační pasti, čemuž napovídá například retrográdní rotace měsíce Tritonu.^[30] Společně se zachycením Tritonu došlo nejspíše ke vzniku vnitřních měsíců. Přílet Tritonu do soustavy mohl způsobit narušení oběžných drah ostatních těles, jelikož se Triton stal největším měsícem v soustavě Neptunu, což způsobilo pozdější vzájemné srážky menších těles, jejich rozpady a spojování vedoucí k celkové přeměně vnitřních měsíců.^[31]

[editovat] Pozorování

Neptun není možné spatřit pouhým okem. Pro pozorování stačí obyčejný triedr,^[12] ale pokud pozorovatel chce vidět více než malou tečku, je potřeba použít teleskop.^[9] Průměrná zdánlivá hvězdná velikost je 7,8^m úhlový průměr je 2,2".^[10]

[editovat] Objev

Matematik Urbain Le Verrier, který výpočty předpověděl pozici Neptunu

Jako první opakovaně pozoroval Neptun svým nedlouho předtím zkonstruovaným dalekohledem italský fyzik Galileo Galilei na přelomu let 1612 a 1613.^[10] Planetu, která se tehdy při pohledu ze Země nacházela v blízkosti Jupiteru, však mylně považoval za hvězdu a náznakům jejího (ve dnech pozorování obzvlášť slabého) pohybu nevěnoval další pozornost.^[10]

Počátkem 19. století francouzský astronom Alexis Bouvard publikoval podrobné tabulky poloh tří tehdy známých obřích planet. Ukázalo se, že v případě planety Uranu se nová pozorování s tabulkovými propočty znatelně rozcházejí.^[12] Bouvard po dalším pečlivém zkoumání těchto nepravidelností v pohybu Uranu vyslovil hypotézu, že pozorované odchylky mají svůj původ v gravitačním působení další, dosud neznámé planety. V letech 1843 až 1846 přibližnou polohu předpokládaného tělesa nezávisle na sobě vypočítali francouzský astronom Urbain Le Verrier a anglický astronom John Couch Adams.^[10] Zatímco Adamsovy výpočty byly známy jen úzkému kruhu britských astronomů, kteří potají vyvíjeli horečné úsilí o nalezení planety, Le Verrier své postupně zpřesňované výpočty zveřejňoval, ale coby astronom-matematik nenacházel nikoho z francouzských pozorovatelů, kdo by byl ochoten prověření jeho díla věnovat čas. Nakonec se Le Verrier obrátil dopisem na astronoma Johanna Gottfrieda Galleho z berlínské hvězdárny.

Psaní dorazilo do Berlína 23. září 1846. Galle a jeho asistent Heinrich Louis d'Arrest nemarnili čas a ještě téhož večera se podle Le Verrierových doporučení pustili do pozorování. Ani ne po hodině se jim necelý stupeň od předpovězené polohy podařilo nalézt „hvězdu“, která na jejich čerstvé mapě hvězdné oblohy v těchto místech nebyla zakreslena.^[12] Když následující noci opakované pozorování podezřelého objektu potvrdilo zřetelnou změnu jeho polohy, nebylo již pochyb, že byla objevena osmá planeta sluneční soustavy. Souběžná snaha britských astronomů vyšla naprázdno, zejména kvůli velkému rozptylu Adamsových výpočtů, které je postupem času spíše sváděly ze stopy (Adamsovy výsledky v době objevu planety udávaly polohu o 12 stupňů mimo), svou roli také sehrály neuspokojivé britské hvězdné mapy.

[editovat] Pozemské teleskopy

Na konci 20. století astronomové začali získávat o Neptunu značné množství informací pomocí speciálních teleskopů umístěných na orbitální dráze kolem Země, ale také z obrovských teleskopů přímo na Zemi. Snímky z 80. let nepřinášely možnost detailnější