Prindi

PLANEET NEPTUUN

Põhiandmed
Orbiit
        Suur pooltelg            4499 mln km (30,1 aü)
        Ekstsentrilisus           0,009
        Nurk ekliptikaga        1,770
        Tiirlemisperiood        164,8 aastat
Füüsilised parameetrid
        Keskmine raadius     24 620 km (3,8 Maa raadiust)
        Lapikus                    1,7 %
        Mass                        1,0•1026 kg (14,5 Maa massist)
        Keskmine tihedus      1 638 kg/m3
        Normaalkiirendus      11,2 m/s2 (1,14 Maa väärtusest)
        Telje kalle                ~28,30
        Pöörlemisperiood      19h57m
        Temperatuur atmosfääris
                                       0,1 bar tasemel -218 0C
Atmosfäär
    Keemiline koostis
             (ruumala järgi)    80 %    H2
                                       19 %    He
                                       1,5 % CH4
                                       NH3 , H2O jms

Neptuun on Päikeselt kaheksas ja viimane planeet. Ennem Rahvusvahelise Astronoomia Liidu 2006. a. otsust peeti viimaseks planeediks Pluutot. Nüüd on Pluuto ümberkvalifitseeritud kääbusplaneediks. Neptuun koos Uraaniga kuuluvad jäähiidude klassi. Ennem 1990-ndaid peeti neid gaashiidudeks koos Jupiteriga ja Saturniga. Nende struktuuri erinevuste tõttu käsitletakse neid nüüd aga kui eraldi klasse. Neptuun avastati 1846. a. Avastuseni viis ebaregulaarsuste uurimine Uraani liikumises, mida põhjustas Neptuuni gravitatsiooniväli.

Neptuuni läbimõõt on vaid 3 % võrra väiksem kui Uraani oma. Samas ta on 15 % massiivsem - seega Neptuuni tihedus on Uraani omast suurem. Neptuuni raadius on 3,8 korda Maa omast suurem ja ta on 17,1 korda massiivsem. Neptuunil on ulatuslik kergetest ainetest (vesi, ammoniaak, metaan) koosnev vahevöö, mille mass ületab 90 % planeedi massist. Vesinikust ja heeliumist koosneva atmosfääri mass on suhteliselt väike. Selles seisneb põhiline erinevus jäähiidude ja gaashiidude vahel: viimased koosnevad enamasti vesinikust ja heeliumist. Neptuuni magnetväli on Uraani omast nõrgem, samas ta on Maa magnetväljast tugevam. Sarnaselt Uraani magnetväljaga, genereeritakse Neptuuni magnetväli vahevöös, seega magnetdipool on planeedi tsentrist tugevasti nihutatud. Nagu teistel hiidplaneetidelgi on Neptuunil ringide süsteem. Tema teadaolevate kaaslaste arv on 14.

03-Neptune Full
Neptuun „Voyager 2“ pildil. Pilt: NASA, 1989, https://solarsystem.nasa.gov kaudu.

Neptuun ei ole palja silmaga nähtav, tema tähesuurus on ca +7,9m ja muutub vähe aasta jooksul seoses planeedi suure kaugusega. Samas on teda suhteliselt lihtne näha binokliga või vaatetoruga. On tunnistusi sellest, et esmakordselt märkas Neptuuni juba Galilei 1612 – 1613 aastatel, kuigi ta arvas, et tegemist oli tähega, kuna Neptuuni liikumine tähtede suhtes on aeglane ja on raskesti märgav. 19. sajandi alguses selgus Uraani orbiidi jälgimisel, et planeedi liikumine erineb taevamehaanika poolt eeldatavast. Tekkis hüpotees, et Uraanist kaugemal asub veel üks planeet, mis häirib Uraani liikumist oma gravitatsiooniga. 1840-ndate esimesel poolel teostasid kaks astronoomi, britt J. C. Adams ja prantslane U. Le Verier, taevamehaanilisi arvutusi selleks, et ennustada hüpoteetilise planeedi suurust ja võimalikku asukohta. 23. septembril 1846. a. avastas J. G. Galle Berliini observatooriumist planeedi juhindudes Le Verier'i eeldustest. Planeet asus vaid kaugusel 10 Le Verier'i poolt ja 120 Adamsi poolt pakutud kohast. Galle avastus sai taevamehaanika ja terve füüsika suureks triumfiks: esmakordselt olid taevakeha olemasolu ja asukoht ennustatud edukalt teoreetiliselt.

Le Verier pakkus nimetada avastatud planeedi Neptuuniks, rooma merejumala järgi. Hiljem ta muutus oma arvamuse ja pakkus nimetuseks enda nimi, ehk Le Verier. Astronoomid ei aktsepteerinud aga seda pakkumist. 1846. a. esines von Struve Neptuuni nimetuse toeks ja varsti saigi see üldaktsepteerituks.

Neptuuni orbitaalperiood on ca 164,8 aastat, orbiit on väikese ekstsentrilisusega, selle suur pooltelg ca 30 a.ü. (seega Neptuun on keskmiselt ca 30 korda Päikesest kaugemal kui Maa. Pöörlemistelg on kaldega 28,30, ööpäeva pikkus ca 16h.

03-Neptune Int
Neptuuni sisestruktuur. Illustratsioon: Lunar and Planetary Institute, https://solarsystem.nasa.gov kaudu.

Neptuuni sisestruktuur sarnaneb Uraani omaga. Tema keskel on silikaatidest, rauast ja niklist koosnev tuum, mille mass on mudelite kohaselt lähedane  Maa massile. Tuuma temperatuur on ca 5400 K, rõhk keskel ületab Maa väärtuse kaks korda. Tuuma peal on kergetest elementidest (vesi, ammoniaak, metaan jms) koosnev vahevöö. Planetoloogias nimetatakse neid elemente „jäädeks“, kuigi tegelikult vahevöö on tihe ja kuum vedelik. On hüpoteese, et suurtel sügavustel, kus rõhk on piisavalt suur,  võivad metaani molekulid laguneda süsinikuks ja vesinikuks ja süsiniku molekulidest võib tekkida teemant, mis sadestub tuuma peale.

Vahevöö peal asub vesinikust (ca 80 % massi järgi) ja heeliumist (ca 19 %) koosnev atmosfäär, mille mass on kuni 5 % – 10 % planeedi massist. Atmosfääri alampiir asub 10 % – 20 % sügavusel planeedi raadiusest, atmosfääri alamkihid on rikastatud ammooniumi ja metaaniga. Metaan esineb ka ülemistes kihtides, kus ta neelab punase ja infrapunase spektri osa. Seetõttu on planeedil sinikas värvus. Neptuun on Uraanist veelgi „sinisem“, põhjus on veel teadmata.

Nagu teistel hiidplaneetidelgi, puudub Neptuunil koor ja vedel vahevöö läheb sujuvalt üle atmosfääriks. Vahepealsetes kihtides on aine vedeliku ja gaasi vahelises olekus. Kõrgused atmosfääris loetakse tasemelt, kus rõhk on 100 kPa, ehk 1 bar. Atmosfääri kõige alumiseks kihiks on troposfäär (rõhutasemeni ca 0,1 bar), kus temperatuur langeb kõrgusega. Troposfääris asuvad pilvede kihid. Alumised pilved koosnevad veejääkristallidest, kõrgemal moodustuvad pilved ammoniaagist, ammooniumsulfiidist, veeaurust, vesiniksulfiidist jms. Kõrgeimad pilved on metaanist. Suurel kõrgusel troposfääris esinevad pikad ekvaatoriga paralleelsed pilvede ribad. Troposfääri kohal on konstantse temperatuuriga stratosfäär. Selle alumine osa on udune, arvatakse, et siin kondenseeruvad etaan ja teised ained. Nad moodustuvad metaanist Päikese UV-kiirguse mõjul. Stratosfääri kohal on termosfäär, kus temperatuur kasvab kõrgete väärtusteni (ca peaaegu 500 0C). Termosfääri kõrge temperatuuri põhjus on teadmata, see võib olla põhjustatud nt magnetvälja või planeedi sisemise energia eraldumisega. Tulemusena Neptuuni atmosfääri temperatuur on umbes sama, mis Uraanil, kuigi Neptuun saab 2,5 korda Päikeselt vähem kiirgusenergiat.

Neptuuni atmosfäär on väga aktiivne, selles esinevad kõrgenergeetilised klimaatilised nähtused. Planeet kiirgab maailmaruumi ca 2,6 rohkem energiat, kui ta Päikeselt saab, energiaallikaks on kas Neptuuni sisemine soojus või gravitatsiooniline kokkutõmbumine. Planeedi atmosfääris esinevad tormid, kus tuulekiirused jõuavad mitmesaja km/h, s.o peaaegu helikiiruseni välja. Polaarsetel regioonidel puhuvad tuuled planeedi pöörlemise suunas, ekvatoriaalsetel aga vastupidises suunas. Metaani ja etaani sisaldus ekvatoriaalsetel regioonidel on palju suurem kui polaarsetel. Seda tõlgendatakse kui viidet õhumasside vertikaalsele tõusule ekvaatori lähedal. Pooluste lähedal gaas aga laskub. „Voyager 2“ avastas oma läbilennu ajal 1989. a nn „Suure tumeda laigu“, s.o hiiglaslik antitsüklon (suurusega ca 13 000 x 6000 km). See sarnanes „Suure punase laiguga“ Jupiteril, aga 1994. aastaks kadus ära. Teised väiksemad tsüklonid ja antitsüklonid ilmuvad pidevalt planeedi atmosfääris.

 

03-neptune-img10
Temperatuuri vertikaalne käik Neptuuni ja Uraani atmosfäärides. Illustratsioon: A. Marten jt, 2004, http://www.aanda.org/articles/aa/full/2005/03/aa1695/aa1695.html kaudu.

Neptuuni magnetväli sarnaneb Uraani omaga. Dipooli telje kaugus planeedi keskpunktini ületab 0,5 planeedi raadiust. Magnettelje nurk pöörlemisteljega on 470. Maal on see nurk vaid ca 110, samuti dipooli telg on lähedane Maa keskpunktile. Teooria eeldab, et jäähiidude magnetväljad genereeritakse nende vahevöös (mitte tuumas, nagu teistel planeetidel). Väli on keerulise struktuuriga, selle kvadrupoolmoment on tugev ja võib kohati ületada dipoolmomenti. Neptuuni magnetväli tekitab magnetosfääri, mille piir asub Neptuunilt kaugusel mitukümmend planeedi raadiust.

Nagu Jupiteril, Saturnil ja Uraanil, on ka Neptuunil oma ringide süsteem. Ringid avastati 1968. a. Tänapäevaks on teada 5 ringi. Ringide süsteem ulatub kauguselt 40,9 tuhat kuni kauguseni 62,9 tuhat km planeedi keskpunktist. Kõige laiem neist on kolmas (4000 km). Ringid on palju väiksemad ja läbipaistvamad kui Saturni omad. Välisel ringil on viis heledat kaart, teistel ringidel on ka jämendid ja väiksema tihedusega alad. Selline struktuur on eeldatavasti tingitud kaaslaste gravitatsioonilisest mõjust. Ringid koosnevad väikestest osakestest ja tolmust, nende keemilises koostises on jääga kaetud silikaadid või süsiniku ühendid. Uurimused näitavad, et ringid ei ole stabiilsed pikaajalises ajaskaalas. Seega on nad kas suhteliselt noored või osakeste arv nendes pidevalt täieneb. Eeldatakse, et materjaliga, mis visatakse välja kaaslaste pindadelt nende pommitamisel meteoriitidega.

03-neptune-PIA01493 modest
Neptuuni ringid. Välisel ringil on näha heledaid kaari. Pilt: „Voyager 2“/JPL/NASA, 1989, http://photojournal.jpl.nasa.gov kaudu.

Teadaolevate Neptuuni kaaslaste arv on 14. Suurim neist on Triton raadiusega 1350 km. Ta on vaid veidi Kuust väiksem, suuruse poolest on Triton 7. kaaslane Päikese süsteemis. Tritoni tihedus on väike, mis viitab suurele jääsisaldusele. Tritoni orbiit on väikese ekstsentrilisusega, aga tema tiirlemissuund on vastupidine planeedi pöörlemissuunaga ja orbitaalliikumisega, samas on Tritoni orbiidi nurk ekliptikaga ja Neptuuni ekvaatoriga suur. Need asjaolud viitavad sellele, et Triton ei ole formeerunud koos Neptuuniga, vaid peab olema haaratud planeedi poolt orbiidile hiljem. Eelduste järgi on Triton pärit nn Kuiperi vööst. See on Tritoniga sarnaste objektidega asustatud ala kaugustel 30 – 50 aü Päikeselt. Kuiperi vöösse kuulub ka Pluto, mis on Tritonist veidi väiksem ja peaaegu 2 korda kergem. Kuna üksi oleva objekti haaramine planeedi orbiidile on problemaatiline taevamehaanika vaatepunktist, on selle kohta pakutud erinevaid stsenaariumeid. Kõige tõenäolisema variandi järgi oli Tritonil esialgu kaaslane, mis lahkus süsteemist selle haaramise tagajärjel. Kuna Tritoni esialgne orbiit pidi ümber Neptuuni olema väga ekstsentriline, siis selle muutmisel ringorbiidiks pidid esinema väga tugevad loodejõud. Nende mõjul pidi Tritoni siseosa sulama ja aine diferentseeruma, mille tagajärel raskemad elemendid uppusid ja kergemad tõusid pinna poole. Selle tulemusena moodustusid kaaslasel tuum, vahevöö ja koor. Tritoni pind on kaetud vee, lämmastiku ja süsinikudioksiidi jäädega. On olemas ka väga hõre atmosfäär (rõhk pinnal on vaid 1 – 2 Pa, ehk kümneid tuhandeid kordi väiksem võrreldes Maa rõhuga merepinnal. Triton on geoloogiliselt aktiivne, tema pind on suhteliselt noor ja on moodustatud sisemiste geoloogiliste protsesside tagajärjel. On avastatud jäävulkaanid ja geisrid, mis purskavad lämmastikku. Samas on kaaslase pinnatemperatuur väga madal -  vaid ca 37 K, ehk -236 0C, mis muudab Tritoni üheks kõige külmematest kohtadest Päikesesüsteemis.

03-neptune-triton1 vg2
Triton. Pilt: “Voyager 2“/JPL/NASA, 1989, http://apod.nasa.gov kaudu.

Avastamise aja järgi teiseks Neptuuni kaaslaseks Nereid, mis on silmapaistev oma väga ekstsentrilise orbiidiga (maksimaalne ja minimaalne kaugused Neptuunist erinevad ca 7 korda). Nii suure ekstsentrilisuse põhjuseks võib olla kas see, et Nereid oli samuti haaratud Kuiperi vööst, või see, et ta omandas ekstsentrilisuse Tritoni mõjul tema haaramise ajal. Nereidi läbimõõt on ca 350 km, ehk veidi Proteuse (Neptuuni teine kaaslane suuruse järgi) omast väiksem. Proteus oli avastatud Nereidist hiljem („Voyager 2“ möödalennul 1989 a.), kuna ta on planeedile keskmiselt 50 korda lähedam. Proteus (läbimõõt ca 420 km) kuulub sisemiste regulaarsete kaaslaste hulka koos teiste 6 väiksema objektiga. Nende läbimõõdud varieeruvad ca 66 kilomeetrist kuni 420 kilomeetrini ja orbitaalraadiused ca 48 tuhandest kuni ca 118 tuhande kilomeetrini. Arvatakse, et nad moodustusid tükkidest, mis tekkisid esialgsetest kaaslastest Tritoni haaramise tagajärjel. Tritoni gravitatsiooniline mõju pidi esile kutsuma häiritusi esialgsete kaaslaste orbiitides ja nende kokkupõrkumisi. Neptuuni 5 välist kaaslast on ebaregulaarsete orbiitidega, nende läbimõõdud on ca 40 – 60 km ja nad olid tõenäoliselt haaratud Kuiperi vööst. Kaugeim neist tiirleb orbiidil raadiusega ca 50 mln km, s.o ca 130 korda suurem, kui Kuu ja Maa vaheline distants - seega on tema kaugus planeedilt suurim Päikesesüsteemis. Tiirlemisperiood on peaaegu 27 aastat.

Voyager 2“ sai ainsaks kosmosesondiks, mis uuris Neptuuni lähedalt. Sond startis 1977. a. Canaverali neemelt ja teostas Jupiteri, Saturni ning Uraani möödalennud vastavalt 1979., 1981. ja 1986. a. Neptuuni möödalend toimus 1989. a. augustil minimaalsel kaugusel, ca 5000 km. Sond lubas detailselt uurida planeedi kliimat, magnetvälja, ringe ja kaaslasi, tema abil avastati kõik 7 sisemist kaaslast. Viimastel aastakümnetel pakkus NASA teisi missioone Neptuunile, k.a orbitaalsonde, kuid siiamaani pole neist mitte ükski finantseerimist leidnud.

Autor: Vladislav-Veniamin Pustõnski / Green Vironia OÜ

Allikad:
https://en.wikipedia.org/wiki/Neptune
http://nineplanets.org/neptune.html
http://www.space.com/41-neptune-the-other-blue-planet-in-our-solar-system.html
https://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Neptune