Sao Hải Vương

Bách khoa toàn thư mở Wikipedia
Bước tới: menu, tìm kiếm
Sao Hải Vương Ký hiệu thiên văn của Sao Hải Vương.
Sao Hải Vương chụp từ Voyager 2.
Sao Hải Vương với Vết Tối Lớn bên trái và Vết Tối Nhỏ phía dưới bên phải. Các đám mây trắng chứa bằng mêtan; màu xanh nổi bật của hành tinh là do phân tử mêtan hấp thụ ánh sáng bước sóng đỏ.
Khám phá
Khám phá bởi
Ngày khám phá 23 tháng 9 năm 1846[1]
Đặc trưng quỹ đạo[6][7]
Kỷ nguyên J2000
Viễn điểm quỹ đạo 4.553.946.490 km
30,44125206 AU
Cận điểm quỹ đạo 4.452.940.833 km
29,76607095 AU
Bán trục lớn 4.503.443.661 km
30,10366151 AU
Độ lệch tâm 0,011214269
Chu kỳ quỹ đạo 60.190,03[2] ngày
164,79 năm
89.666 ngày Sao Hải Vương[3]
Chu kỳ giao hội 367,49 ngày[4]
Tốc độ vũ trụ cấp 1 5,43 km/s[4]
Độ bất thường trung bình 267,767281°
Độ nghiêng quỹ đạo 1,767975° so với mặt phẳng Hoàng Đạo
6,43° so với xích đạo Mặt Trời
0,72° so với mặt phẳng bất biến[5]
Kinh độ của điểm nút lên 131,794310°
Acgumen của cận điểm 265,646853°
Vệ tinh tự nhiên 13
Đặc trưng vật lý
Bán kính Xích đạo 24.764 ± 15 km[8][9]
3,883 Trái Đất
Bán kính cực 24.341 ± 30 km[8][9]
3,829 Trái Đất
Hình cầu dẹt 0,0171 ± 0,0013
Diện tích bề mặt 7,6183×109 km2[2][9]
14,98 Trái Đất
Thể tích 6,254×1013 km3[4][9]
57,74 Trái Đất
Khối lượng 1,0243×1026 kg[4]
17,147 Trái Đất
5,15×10-5 Mặt Trời
Khối lượng riêng trung bình 1,638 g/cm3[4][9]
Hấp dẫn bề mặt 11,15 m/s2[4][9]
1,14 g
Tốc độ vũ trụ cấp 2 23,5 km/s[4][9]
Chu kỳ tự quay 0,6713 ngày[4]
16 h 6 min 36 s
Vận tốc quay tại xích đạo 2,68 km/s
9.660 km/h
Độ nghiêng trục quay 28,32°[4]
Xích kinh cực bắc 19h 57m 20s[8]
299,3°
Xích vĩ cực bắc 42,950°[8]
Suất phản chiếu

0,290 (Bond)

0,41 (hình học)[4]
Nhiệt độ bề mặt min tr b max
Mức 1 bar 72 K[4]
0,1 bar (10 kPa) 55 K[4]
Cấp sao biểu kiến 8,02 tới 7,78[4][10]
Đường kính góc 2,2–2,4[4][10]
Khí quyển[4]
Biên độ cao 19,7 ± 0,6 km
Thành phần khí quyển
80±3.2% Hiđrô (H2)
19±3.2% Heli (He)
1.5±0.5% Mêtan (CH4)
~0.019% Hydrogen deuteride (HD)
~0.00015% Êtan (C2H6)

Băng:

Sao Hải Vươnghành tinh thứ tám và xa nhất tính từ Mặt Trời trong Hệ Mặt Trời. Nó là hành tinh lớn thứ tư về đường kính và lớn thứ ba về khối lượng. Sao Hải Vương có khối lượng cao hơn 17 lần khối lượng của Trái Đất và lớn hơn khối lượng của Sao Thiên Vương, xấp xỉ bằng 15 lần của Trái Đất.[11] Sao Hải Vương quay trên quỹ đạo quanh Mặt Trời ở khoảng cách trung bình 30,1 AU, bằng khoảng 30 lần khoảng cách Trái Đất - Mặt Trời. Đặt tên theo vị thần biển cả của người La Mã, nó có ký hiệu thiên văn là ♆, cách điệu cây đinh ba của thần Neptune.

Sao Hải Vương là hành tinh đầu tiên được tìm ra bằng tính toán lý thuyết hơn là bởi quan sát thực tế. Do sự thay đổi không lường trước của quỹ đạo Sao Thiên Vương khiến nhà thiên văn Alexis Bouvard kết luận rằng quỹ đạo của nó bị ảnh hưởng bởi nhiễu loạn trong tương tác hấp dẫn với một hành tinh chưa từng biết. Sau đó vào ngày 23 tháng 9 năm 1846,[1] nhà thiên văn Johann Galle thông báo phát hiện ra Sao Hải Vương nằm lệch 1 độ so với vị trí tiên đoán của nhà thiên văn Urbain Le Verrier. Người ta cũng khám phá ra ngay sau đó vệ tinh lớn nhất, Triton, trong khi 12 vệ tinh còn lại chỉ được phát hiện tận trong thế kỷ 20. Cho tới nay, tàu không gian Voyager 2 là tàu duy nhất bay qua Sao Hải Vương vào ngày 25 tháng 8 năm 1989.

Sao Hải Vương có tỷ lệ thành phần tương tự như Sao Thiên Vương, và cả hai có tỷ lệ thành phần khác hẳn so với những hành tinh khí khổng lồ lớn hơn là Sao MộcSao Thổ. Khí quyển Sao Hải Vương tuy cũng giống như của Sao Mộc hay Sao Thổ về thành phần cơ bản là hiđrôheli, cùng một số ít các hiđrôcacbon và có lẽ cả nitơ, nhưng khí quyển của nó chứa tỷ lệ lớn hơn phân tử "băng" như nước, amoniac, và mêtan. Do vậy các nhà thiên văn thỉnh thoảng phân loại Sao Thiên Vương và Sao Hải Vương thành các hành tinh băng đá khổng lồ để nhấn mạnh sự khác biệt này.[12] Bên trong hành tinh, giống như của Sao Thiên Vương, về chủ yếu chứa băng và đá.[13] Có thể lõi hành tinh chứa một lõi có bề mặt rắn, nhưng nhiệt độ có khả năng cao tới hàng nghìn độ và áp suất tại lõi rất lớn.[14] Các phân tử mêtan trong tầng ngoài khí quyển là nguyên nhân Sao Hải Vương hiện lên với màu xanh lam.[15]

Ngược lại với bầu khí quyển mờ đặc và gần như đồng màu của Sao Thiên Vương, khí quyển Sao Hải Vương có chứa những vùng hoạt động mạnh và những đặc điểm khí quyển dễ dàng nhận ra. Ví dụ, năm 1989 khi tàu Voyager 2 bay qua, nó đã chụp được hình ảnh của Vết Tối Lớn trên bán cầu nam có kích cỡ tương đương với Vết Đỏ Lớn của Sao Mộc. Những vùng hoạt động thời tiết này được duy trì bởi những cơn gió mạnh nhất trên khí quyển trong các hành tinh thuộc Hệ Mặt Trời, với tốc độ gió lên tới 2.100 kilômét trên giờ.[16] Bởi vì khoảng cách xa đến Mặt Trời, tầng ngoài cùng của khí quyển Sao Hải Vương là một trong những nơi lạnh nhất trong Hệ Mặt Trời, với nhiệt độ của những đám mây trên cao bằng -218 °C (55 K). Trong khi nhiệt độ tại lõi hành tinh cao xấp xỉ 5.400 K (5.000 °C).[17][18] Sao Hải Vương có một hệ thống vành đai mờ và rời rạc (hay những cung), mà các nhà thiên văn phát hiện thấy trong thập niên 1960 nhưng chỉ được xác nhận cho tới năm 1989 bởi Voyager 2.[19]

Lịch sử[sửa | sửa mã nguồn]

Phát hiện[sửa | sửa mã nguồn]

Qua các bản vẽ của Galileo Galilei cho thấy ông là người đầu tiên quan sát thấy Sao Hải Vương vào ngày 28 tháng 12 năm 1612, và một lần nữa vào ngày 27 tháng 1 năm 1613. Trong cả hai lần, Galileo đã nhầm Sao Hải Vương với một ngôi sao cố định khi hành tinh xuất hiện ở vị trí giao hội rất gần với Sao Mộc trên bầu trời đêm;[20] cũng do hành tinh chuyển động rất chậm, cho nên ông không nhận ra nó và cộng đồng các nhà thiên văn học không vinh danh ông là người phát hiện ra Sao Hải Vương. Trong lúc quan sát đầu tiên của ông tháng 12 năm 1612, Sao Hải Vương gần như đứng yên trên nền trời bởi vì nó vừa mới di chuyển nghịch hành biểu kiến vào ngày đó. Chuyển động ngược biểu kiến xuất hiện khi Trái Đất vượt lên trước hành tinh vòng ngoài trên quỹ đạo quay quanh Mặt Trời. Do Sao Hải Vương vừa mới bắt đầu chuyển động nghịch hành, chuyển động này quá nhỏ để có thể nhận ra qua kính thiên văn nhỏ của Galileo.[21] Tháng 7 năm 2009, nhà vật lý David Jamieson ở Đại học Melbourne nêu ra luận cứ mới cho thấy có lẽ Galileo ít nhất đã nhận ra ngôi sao mà ông quan sát thấy có chuyển động nhỏ so với những ngôi sao cố định.[22]

Năm 1821, nhà thiên văn Alexis Bouvard xuất bản bảng dữ liệu tham số quỹ đạo khi quan sát quỹ đạo của Sao Thiên Vương.[23] Những quan sát tiếp sau cho thấy có sai lệch so với dữ liệu từ bảng của ông, và Bouvard đi đến giả thuyết về một vật thể chưa biết gây nhiễu loạn quỹ đạo Sao Thiên Vương thông qua tương tác hấp dẫn.[24] Năm 1843, nhà thiên văn John Couch Adams bắt đầu công trình tính toán quỹ đạo của Thiên Vương Tinh sử dụng chính dữ liệu của ông. Thông qua giám đốc Đài quan sát Cambridge James Challis, ông đã yêu cầu thêm dữ liệu về tham số quỹ đạo từ Sir George Airy, nhà thiên văn Hoàng gia Anh, và ông đã cung cấp dữ liệu cho Adams vào tháng 2 năm 1844. Adams tiếp tục công trình của mình trong 1845–46 và đưa ra một vài kết quả về ước lượng vị trí hành tinh mới này.[25][26]

Cũng trong năm 1845–46, Urbain Le Verrier, độc lập với Adams, tự phát triển những tính toán tham số quỹ đạo của riêng ông nhưng cũng gặp phải những khó khăn về dữ liệu quan trắc từ những người đồng ngành trong nước ông. Tháng 6 năm 1846, dựa trên bài báo công bố đầu tiên của Le Verrier về ước lượng vị trí của hành tinh mới và những ước lượng tương tự của Adams, Airy đã khuyến nghị Challis sử dụng kính thiên văn để tìm kiếm hành tinh này. Challis đã khảo sát các vị trí trên bầu trời trong toàn bộ tháng 8 và tháng 9 nhưng không có kết quả.[24][27]

Trong thời gian này, Le Verrier viết một lá thư với lập luận tính toán của ông và kết quả vị trí tiên đoán đến giám đốc Đài quan sát Berlin, Johann Galle, để thuyết phục ông sử dụng kính thiên văn phản xạ nhằm dò tìm hành tinh này. Nhà thiên văn Heinrich d'Arrest, lúc đó là sinh viên và trợ lý tại đài, đề xuất với Galle rằng họ nên so sánh bản đồ bầu trời vẽ gần đây trong vùng của vị trí mà Le Verrier tiên đoán với vùng bầu trời quan sát qua kính thiên văn, và tìm xem có vật thể nào di chuyển so với những ngôi sao cố định không. Vào đêm của ngày nhận được lá thư của Le Verrier, ngày 23 tháng 9 năm 1846, Galle và d'Arrest đã phát hiện ra Sao Hải Vương ở vị trí lệch 1° so với tính toán của Le Verrier, và lệch khoảng 12° so với tính toán của Adams. Challis sau đó nói rằng ông đã hai lần quan sát thấy Sao Hải Vương vào ngày 8 và 12 tháng 8 năm đó, nhưng do Challis không có bản đồ sao mới nhất nên đã không nhận ra đó là một hành tinh.[24][28]

Sau thời điểm công bố phát hiện ra hành tinh mới, đã có sự tranh luận tầm quốc gia giữa hai nước Anh và Pháp về quyền ưu tiên ai là người xứng đáng cho phát hiện này. Cuối cùng một sự thỏa thuận quốc tế lúc đó cho rằng cả hai nhà thiên văn Le Verrier và Adams đều được công nhận. Từ 1966 Dennis Rawlins nêu ra vấn đề về sự công nhận cho Adams là người đồng khám phá hành tinh, và vấn đề này đã được đánh giá lại bởi các nhà lịch sử khoa học trong hội nghị về "Lịch sử khám phá Sao Hải Vương" năm 1998 tổ chức tại Đài quan sát Hoàng gia, Greenwich.[29] Sau khi đánh giá lại các ghi chép và bài báo trong lịch sử, họ cho rằng "Adams không xứng đáng khi được công nhận bình đẳng với Le Verrier về tính toán khám phá Sao Hải Vương. Sự công nhận chỉ thuộc về người không những tiên đoán đúng vị trí hành tinh mà còn thành công trong thuyết phục các nhà thiên văn thực hiện quan sát nhằm tìm kiếm nó." (Adams không hề thuyết phục nhà thiên văn nào tìm kiếm mà là do Airy khuyến nghị, xem ở trên)[30]

Đặt tên[sửa | sửa mã nguồn]

Ngay sau khi phát hiện ra, người ta gọi Sao Hải Vương một cách đơn giản là "hành tinh bên ngoài Sao Thiên Vương" hoặc là "hành tinh Le Verrier". Galle là người đầu tiên đề xuất một tên gọi, mà ông gọi hành tinh là Janus. Ở Anh, Challis đề xuất tên Oceanus.[31]

Nêu ra quyền được đặt tên cho phát hiện mới của mình, Le Verrier ngay lập tức đề xuất tên gọi Neptune cho hành tinh mới này, mà đã nhầm khí nói rằng tên gọi này đã được chính thức công nhận bởi cơ quan địa lý và thiên văn "Bureau des Longitudes" của Pháp.[32] Trong tháng 10 năm 1846, ông chuyển sang sử dụng tên gọi của chính ông là Le Verrier, và giám đốc đài quan sát François Arago trung thành ủng hộ tên gọi này. Nhưng đề xuất này gặp phải sự chống đối mạnh mẽ bên ngoài nước Pháp.[33] Cơ quan thiên văn và bản đồ Pháp cũng nhanh chóng sử dụng lại tên gọi Herschel cho hành tinh Uranus, mang tên người khám phá Sir William Herschel, và Leverrier cho tên của hành tinh mới phát hiện.[34]

Nhà thiên văn người Đức Struve ủng hộ tên gọi Neptune vào ngày 29 tháng 12 năm 1846 tại một hội nghị của Viện hàn lâm khoa học Saint Petersburg.[35] Và tên gọi Neptune sớm được cộng đồng quốc tế chấp nhận. Trong thần thoại La Mã, Neptune là vị thần biển cả, có vai trò như thần Poseidon trong thần thoại Hy Lạp. Sự đòi hỏi đặt tên theo thần thoại là để tuân thủ cách đặt tên cho những hành tinh khác, ngoại trừ Trái Đất, đều theo tên các vị thần trong thần thoại Hy Lạp và La Mã.[36]

Trong ngôn ngữ hiện đại ngày nay, ở những nước không có liên hệ với phương ngữ và văn hóa Hy Lạp và La Mã, thường sử dụng tên gọi của ngôn ngữ đó cho tên hành tinh; trong tiếng Trung, tiếng Nhật, tiếng Hàn Quốc và Việt Nam tên hành tinh được dịch thành "Hải Vương Tinh" (chữ Nho, 海王星), vì Neptune là vị thần biển cả.[37] Trong tiếng Hy Lạp hiện đại, tên gọi của hành tinh này là Poseidon (Ποσειδώνας: Poseidonas), vị thần biển cả tương ứng với tên gọi Neptune của thần thoại La Mã.[38]

Tình trạng[sửa | sửa mã nguồn]

Từ khi hành tinh phát hiện ra vào năm 1846 cho đến khi phát hiện Pluto vào năm 1930, người ta coi Sao Hải Vương là hành tinh xa nhất. Và khi Pluto trở thành hành tinh thứ 9 và Sao Hải Vương trở thành hành tinh gần xa nhất Mặt Trời, và trong thời gian 20 năm từ 1979 đến 1999 khi quỹ đạo elip của Sao Diêm Vương đưa thiên thể này đến gần Mặt Trời hơn so với Sao Hải Vương thì hành tinh này tạm coi là xa Mặt Trời nhất.[39] Năm 1992 khi Jane LưuDavid Jewitt phát hiện ra vành đai Kuiper dẫn đến nhiều nhà thiên văn lập luận rằng Sao Diêm Vương nên được coi là một hành tinh trên quỹ đạo hoặc thuộc về cấu trúc vành đai lớn hơn.[40][41] Năm 2006, Hiệp hội Thiên văn Quốc tế lần đầu tiên định nghĩa thế nào là một hành tinh, và xếp Sao Diêm Vương trở thành "hành tinh lùn" và Sao Hải Vương trở thành hành tinh xa nhất trong Hệ Mặt Trời.[42]

Cấu trúc và thành phần[sửa | sửa mã nguồn]

So sánh Trái Đất và Sao Hải Vương.

Với khối lượng 1,0243×1026 kg,[4] Sao Hải Vương là vật thể có khối lượng trung gian giữa Trái Đất và các hành tinh khí khổng lồ: khối lượng của nó bằng 17 lần khối lượng Trái Đất nhưng chỉ bằng 1/19 so với của Sao Mộc.[11] Giá trị hấp dẫn bề mặt của hành tinh chỉ nhỏ hơn của Sao Mộc.[43] Bán kính xích đạo của Sao Hải Vương bằng 24.764 km[8] hay gấp bốn lần của Trái Đất. Các nhà thiên văn cũng còn phân loại Sao Hải Vương và Sao Thiên Vương thành nhóm nhỏ của hành tinh khí khổng lồ là "hành tinh băng đá khổng lồ", do đường kính nhỏ hơn và chứa nhiều vật chất dễ bay hơi hơn so với của Sao Mộc và Sao Thổ.[44] Trong những dự án tìm kiếm hành tinh ngoài Hệ Mặt Trời, các nhà khoa học cũng hay sử dụng thuật ngữ "hành tinh kiểu Sao Hải Vương" để chỉ những hành tinh có đường kính và khối lượng tương tự như của Sao Hải Vương,[45] giống như các nhà thiên văn cũng thường gọi các hành tinh ngoài Hệ Mặt Trời phân loại thành "hành tinh kiểu Mộc Tinh".

Cấu trúc bên trong[sửa | sửa mã nguồn]

Minh họa cấu trúc bên trong của Sao Hải Vương:
1. Tầng thưọng quyển với những đám mây cao
2. Tầng khí quyển chứa các khí hiđrô, heli và mêtan
3. Lớp phủ chứa băng gồm nước, amoniac và mêtan
4. Lõi hành tinh chứa đá (silicat và nikel-sắt)

Cấu trúc bên trong của Sao Hải Vương tương tự như của Sao Thiên Vương. Tầng khí quyển của nó chiếm khoảng 5% đến 10% khối lượng hành tinh và có lẽ mở rộng khoảng 10% đến 20% bán kính hành tinh, xuống sâu tới mức áp suất 10 GPa. Độ tập trung của mêtan, amoniacnước tăng lên ở những vùng độ cao thấp của khí quyển.[17]

Lớp phủ nằm trong phạm vi có nhiệt độ từ 2.000 K đến 5.000 K. Khối lượng của nó tương đương với 10 tới 15 lần khối lượng Trái Đất và chứa chủ yếu nước, amoniac và mêtan.[1] Như thường gặp trong khoa học hành tinh, các nhà thiên văn thường gọi hỗn hợp này là "băng" ngay cả khi chúng là chất lỏng nóng và đậm đặc cao. Chất lỏng này, với tính dẫn điện mạnh, đôi khi được gọi là đại dương nước-amoniac.[46] Tại độ sâu 7.000 km, những điều kiện về áp suất và nhiệt độ có thể khiến phân tử mêtan phân hóa thành tinh thể kim cương và rơi vào vùng lõi hành tinh.[47] Lớp phủ cũng có thể chứa một tầng nước ion nơi các phân tử nước bị vỡ thành dạng ion hiđrô và ôxy và ở những tầng sâu hơn hình thành trạng thái "nước siêu ion" khi các ion ôxy kết tụ lại thành mạng tinh thể trong khi các ion hiđrô di chuyển tự do trong dàn tinh thể ion ôxy.[48]

Lõi của Sao Hải Vương có thành phần bao gồm sắt, nikelsilicat, và theo các mô hình về cấu trúc lõi hành tinh cho kết quả khối lượng của lõi bằng 1,2 lần khối lượng Trái Đất.[49] Áp suất tại trung tâm lõi cao tới 7 Mbar (700 GPa), gấp hai lần áp suất tại trung tâm Trái Đất, và nhiệt độ tại vùng lõi Sao Hải Vương đạt 5.400 K.[17][18]

Khí quyển[sửa | sửa mã nguồn]

Ảnh màu giả chụp Sao Hải Vương qua bước sóng gần-hồng ngoại, với các dải mây chứa mêtan trong khí quyển của hành tinh, và bốn vệ tinh, Proteus (sáng nhất), Larissa, Galatea, và Despina. Ảnh của kính thiên văn Hubble.

Ở cao độ lớn, khí quyển Sao Hải Vương chứa 80% hiđrô và 19% heli.[17] Cũng có một lượng nhỏ phân tử mêtan. Vạch quang phổ hấp thụ điển hình của mêtan ở bước sóng trên 600 nm, trong miền bước sóng đỏ và hồng ngoại. Giống như Sao Thiên Vương, mêtan trong khí quyển hấp thụ ánh sáng đỏ làm cho Sao Hải Vương hiện lên có màu sắc xanh lam,[50] mặc dù màu xanh da trời sáng của Sao Hải Vương khác hẳn so với màu xanh lơ lạnh của Sao Thiên Vương. Do các nhà khoa học biết lượng mêtan trong khí quyển Sao Hải Vương tương tự như của Sao Thiên Vương, tuy nhiên họ chưa biết nguyên nhân nào làm cho hai hành tinh có màu sắc khác nhau.[15]

Khí quyển Sao Hải Vương chia ra thành hai vùng chính; tầng đối lưu phía dưới với nhiệt độ trong tầng này giảm theo cao độ, và tầng bình lưu phía trên với nhiệt độ tăng theo cao độ. Biên giới giữa hai vùng này, khoảng lặng đối lưu, nơi có mức áp suất 0,1 bar (10 kPa).[12] Tầng bình lưu chuyển dần thành tầng nhiệt ở mức áp suất nhỏ hơn 10−5 đến 10−4 microbar (1 đến 10 Pa).[12] Và tầng nhiệt chuyển dần sang tầng ngoài nơi tiếp giáp hẳn với không gian vũ trụ.

Những dải mây ở trên cao phủ bóng xuống tầng mây thấp hơn của Sao Hải Vương. Ảnh của Voyager 2

Các mô hình khí quyển gợi ra tầng đối lưu của Sao Hải Vương có những dải mây với thành phần thay đổi phụ thuộc vào cao độ của chúng. Những đám mây cao nhất xuất hiện tại mức áp suất dưới 1 bar, nơi nhiệt độ phù hợp cho mêtan ngưng tụ lại. Đối với mức áp suất giữa 1 và 5 bar (100 và 500 kPa), ở vùng này có thể hình thành lên các đám mây amoniac và hiđrô sunfit. Ở dưới sâu hơn với áp suất trên 5 bar, các đám mây có thành phần amoniac, amonium sulfide, hiđrô sunfit và nước. Các đám mây băng nước có thể hình thành ở độ sâu với mức áp suất 50 bar (5 MPa), nơi nhiệt độ đạt 0 °C. Bên dưới mức này, cũng có thể có đám mây amoniac và and hiđrô sunfit.[51]

Tàu Voyager 2 đã chụp được ảnh các đám mây ở trên cao khí quyển Sao Hải Vuơng phủ bóng lên tầng mây mờ bên dưới. Cũng có những dải mây cao độ lớn mà phân bố theo vĩ độ không đổi trên hành tinh. Chúng có bề rộng khoảng 50–150 km và nằm trên tầng mây thấp mờ ở khoảng cách 50–110 km.[52]

Dữ liệu qua quang phổ cho thấy phía thấp của tầng bình lưu Sao Hải Vương là đám sương mù chứa những phân tử ngưng tụ của quá trình quang ly mêtan, như các sản phẩm êtan và axetylen.[12][17] Trong tầng bình lưu cũng có dấu vết của phân tử cacbon mônôxíthidro xyanit.[12][53] Nhiệt độ của tầng bình lưu trên Sao Hải Vương cao hơn nhiệt độ tầng bình lưu trên Sao Thiên Vương do có nhiều phân tử hiđrôcacbon tập trung hơn.[12]

Vì một lý do chưa rõ ràng, các nhà thiên văn nhận thấy tầng nhiệt của hành tinh này có nhiệt độ cao bất thường lên tới 750 K.[54][55] Sao Hải Vương nằm quá xa Mặt Trời để bức xạ tử ngoại từ nó có thể làm nóng tầng này. Một giả thuyết cho cơ chế làm nóng tầng nhiệt đó là sự tương tác của các ion trong khí quyển với từ quyển của hành tinh. Giả thuyết khác cho rằng sóng trọng lực (gravity wave, chú ý khác với sóng hấp dẫn-gravitational wave) xuất phát từ bên trong hành tinh tiêu tán nhiệt ra khí quyển của nó. Tầng nhiệt chứa lượng nhỏ phân tử cacbon điôxít và nước, mà những phân tử này có nguồn gốc từ bên ngoài như bụi hoặc mảnh vỡ của các thiên thạch.[51][53]

Từ quyển[sửa | sửa mã nguồn]

Sao Hải Vương giống với Sao Thiên Vương về từ quyển, với một từ trường nghiêng lớn so với trục tự quay của nó khoảng 47° và trục từ trường lệch ra khỏi tâm hành tinh ở khoảng cách tới 0,55 bán kính hành tinh, hay bằng 13.500 km tính từ tâm. Trước khi Voyager 2' bay qua Sao Hải Vương, các nhà khoa học giả thuyết rằng trục từ quyển của Sao Thiên Vương bị nghiêng lớn là do trục tự quay của hành tinh nghiêng với góc lớn. Nhưng khi so sánh từ trường của hai hành tinh với nhau, các nhà khoa học nhận ra hướng của trục từ trường là do đặc trưng của những dòng đối lưu của chất lỏng bên trong hành tinh băng đá. Từ trường sinh ra bởi chuyển động của chất lỏng đối lưu dẫn điện bên trong một lớp vỏ hình cầu (chất lỏng này có lẽ chứa amoniac, mêtan và nước)[51] dẫn đến hình thành sự hoạt động dynamo làm phát sinh ra từ trường.[56]

Thành phần của mômen lưỡng cực từ của Sao Hải Vương tại xích đạo từ bằng 14 microtesla (0,14 G).[57] Mô men lưỡng cực từ của Sao Hải Vương bằng 2,2 × 1017 T•m3 (14 μT•RN3, với RN là bán kính của Sao Hải Vương). Từ trường của hành tinh này có dạng hình học phức tạp bao gồm sự phân bố tương đối lớn của thành phần phi lưỡng cực, trong đó có mô men tứ cực mà có thể vượt giá trị mô men từ lưỡng cực về độ lớn. Ngược lại Trái Đất, Sao Mộc và Sao Thổ có thành phần mô men tứ cực tương đối nhỏ, và trục từ trường của chúng hiện tại không lệch quá lớn so với trục tự quay hành tinh. Giá trị mô men tứ cực lớn của từ trường Sao Hải Vương có thể là do sự lệch khỏi tâm hành tinh của trục từ trường và sự giới hạn về mặt hình học của lớp vỏ dynamo hành tinh.[58][59]

Vùng sốc hình cung (bow shock) của Sao Hải Vương, nơi từ quyển bắt đầu làm chậm gió Mặt Trời, xuất hiện ở khoảng cách 34,9 lần bán kính hành tinh. Vùng áp suất của gió Mặt Trời cân bằng với áp suất do từ trường(magnetopause), nằm ở khoảng cách 23–26,5 bán kính Sao Hải Vương. Đuôi của từ quyển mở rộng ít nhất tới 72 lần bán kính hành tinh, và thậm chí có thể xa hơn.[58]

Vành đai hành tinh[sửa | sửa mã nguồn]

Vành đai Sao Hải Vương, chụp bởi Voyager 2.

Sao Hải Vương có một hệ thống vành đai hành tinh, mặc dù chúng mờ hơn nhiều so với vành đai Sao Thổ. Các vành đai chứa những hạt băng phủ với silicat hoặc vật liệu gốc cacbon, và là nguyên nhân chủ yếu khiến các vành đai có màu sắc đỏ.[60] Ba vành đai chính là những vành hẹp gồm Vành Adams, cách tâm Sao Hải Vương 63.000 km, Vành Le Verrier cách 53.000 km, và một vành rộng hơn nhưng mờ hơn là Vành Galle, cách tâm hành tinh 42.000 km. Phía bên ngoài Vành Le Verrier có một vành mờ là Vành Lassell; và một vành bên ngoài nó ở khoảng cách 57.000 km là Vành Arago.[61]

Những vành đai này được phát hiện đầu tiên vào năm 1968 bởi một đội các nhà thiên văn do Edward Guinan đứng đầu,[19][62] nhưng lúc đó họ chỉ quan sát thấy cung mờ, và không nhận ra một vành đai đầy đủ.[63] Chứng cứ rõ ràng hơn cho thấy phải có những khoảng trống giữa các vành đai xuất hiện vào năm 1984 trong quá trình các nhà thiên văn theo dõi sự che khuất hành tinh đối với một ngôi sao ở xa.[64] Cuối cùng ảnh chụp từ tàu Voyager 2 năm 1989 chỉ ra tồn tại một hệ thống vành đai mờ quay quanh Sao Hải Vương. Những vành đai này có cấu trúc kết tụ các hạt vật chất lại thành một khối,[65] mà người ta vẫn chưa hiểu là do nguyên nhân gì nhưng có thể là do tương tác hấp dẫn với những vệ tinh nhỏ quay gần các vành đai này.[66]

Vành Adams ngoài cùng chứa năm cung sáng nổi bật đặt tên là Courage, Liberté, Egalité 1, Egalité 2Fraternité (Can đảm, Tự do, Công bằng và Bác ái).[67] Sự tồn tại của những cung này rất khó giải thích bởi vì theo những định luật chuyển động của cơ học thiên thể tiên đoán chúng sẽ tách ra thành một vành đai đầy đủ theo thời gian ngắn. Hiện nay các nhà thiên văn học tin rằng những cung này bị điều khiển bởi ảnh hưởng hấp dẫn của vệ tinh Galatea nằm phía trong những cung vành đai này.[68][69]

Những quan sát từ mặt đất năm 2005 chỉ ra rằng hệ thống vành đai Sao Hải Vương mất ổn định hơn so với người ta nghĩ trước đó. Ảnh chụp từ Đài quan sát W. M. Keck trong các năm 2002 và 2003 cho thấy sự tan rã đáng kể trong các vành đai khi các nhà thiên văn học so sánh ảnh chụp của chúng từ tàu Voyager 2 năm 1989. Đặc biệt, dường như cung Liberté đã biến mất trong thời gian ngắn khoảng 1 thế kỷ.[70]

Khí hậu[sửa | sửa mã nguồn]

Sự biến đổi trong thời gian "ngắn" của mùa trên Sao Hải Vương. Ảnh của Hubble

Một trong những đặc tính vật lý khác nhau giữa Sao Hải Vương và Sao Thiên Vương đó là mức độ hoạt động khí tượng học trên hai hành tinh. Khi tàu Voyager 2 bay qua Sao Thiên Vương năm 1986, qua bước sóng khả kiến hành tinh này hiện lên hầu như đồng màu và tĩnh lặng. Ngược lại Sao Hải Vương lại có những hoạt động mạnh trong tầng khí quyển khi Voyager 2 bay qua từ năm 1989.[71]

Vết Tối Lớn (trên), "Scooter" (đám mây trắng ở phía nam Vết Tối Lớn),[72] và Vết Tối Nhỏ (dưới).

Thời tiết trên Sao Hải Vương được đặc trưng bởi hệ thống những cơn bão hoạt động mạnh, với tốc độ gió có khi vượt trên 600 m/s—gần đạt tới tốc độ siêu thanh đối với dòng khí.[16] Điển hình hơn, bằng theo dõi chuyển động của những đám mây vĩnh cửu, tốc độ gió biến đổi từ 20 m/s theo hướng đông lên tới 325 m/s theo hướng tây.[73] Ở những đám mây trên cao, tốc độ gió biến đổi từ 400 m/s dọc xích đạo và còn 250 m/s tại hai cực.[51] Hầu hết gió trên Sao Hải Vương thổi theo hướng ngược với chiều quay của hành tinh.[74] Và miền gió thổi theo hướng cùng chiều với chiều tự quay hành tinh ở những vĩ độ cao, ngược lại gió thổi theo hướng nghịch chiều quay tại vĩ độ thấp và xích đạo. Sự khác nhau trong hướng gió thổi được cho là do hiệu ứng hiệu ứng bề mặt và không phải do cơ chế hoạt động khí quyển ở phía dưới sâu.[12] Tại vĩ độ 70° Nam, tồn tại một luồng gió thổi với tốc độ 300 m/s.[12] Sự có mặt của mêtan, êtan và và axetylen tại xích đạo cao hơn 10–100 lần tại hai cực.[12]

Năm 2007 các nhà khoa học phát hiện ra phía trên tầng đối lưu của cực Nam Sao Hải Vương có nhiệt độ cao hơn 10 °C so với phần còn lại của Sao Hải Vương, với nhiệt độ trung bình xấp xỉ −200 °C (70 K).[75] Sự chênh lệch nhiệt độ là đủ để mêtan, mà chúng nằm ở vùng nhiệt độ lạnh trong thượng quyển Sao Hải Vương, có khả năng rò ra ngoài không gian vũ trụ thông qua cực nam. "Điểm nóng tương đối" này là do ảnh hưởng độ nghiêng trục quay của Sao Hải Vương, làm cho vùng cực nam hành tinh phơi dưới ánh sáng Mặt Trời trong một phần tư "năm Sao Hải Vương", hay gần 40 năm Trái Đất. Khi Sao Hải Vương di chuyển chậm dần về phía đối diện, vùng cực nam của nó sẽ bị tối đi và vùng cực bắc được chiếu sáng, và dần dần làm cho mêtan thoát ra khỏi hành tinh thông qua vùng cực bắc.[76]

Bởi vì sự thay đổi theo mùa, các nhà khoa học đã quan sát thấy những dải mây ở bán cầu nam hành tinh này tăng dần theo kích cỡ và suất phản chiếu. Xu hướng này lần đầu tiên được phát hiện vào năm 1980 và người ta nghĩ rằng nó sẽ kéo dài đến tận năm 2020. Chu kỳ quỹ đạo lớn của Sao Hải Vương cũng làm cho các mùa trên hành tinh này diễn ra trong bốn mươi năm.[77]

Bão trên Sao Hải Vương[sửa | sửa mã nguồn]

Vết Tối Lớn, phía nam bán cầu ở phía trên bức ảnh (ảnh đã bị quay ngược), chụp bởi Voyager 2

Năm 1989, Vết Tối Lớn, một cơn bão xoáy nghịch với diện tích 13000×6600 km,[71] do tàu Voyager 2 phát hiện. Cơn bão này có dạng giống với Vết Đỏ Lớn của Sao Mộc. 5 năm sau, ngày 2 tháng 11 năm 1994, kính thiên văn không gian Hubble không nhìn thấy Vết Tối Lớn trên khí quyển hành tinh. Thay vào đó, một cơn bão tương tự như Vết Tối Lớn xuất hiện ở bán cầu bắc hành tinh.[78]

"Scooter", tên gọi cho một cơn bão khác, là một nhóm các đám mây trắng ở phía nam của Vết Tối Lớn. Các nhà thiên văn gọi tên nó như vậy là do khi lần đầu tiên được phát hiện ra vài tháng trước khi Voyager 2 bay quan hành tinh năm 1989, người ta nhận thấy nó di chuyển nhanh hơn Vết Tối Lớn.[74] Những bức ảnh chụp sau đó cho thấy còn có những đám mây di chuyển nhanh hơn nữa. Vết Tối Nhỏ là một cơn bão xoáy thuận ở bán cầu nam, cơn bão mạnh thứ hai được quan sát trong lần bay qua năm 1989. Ban đầu cơn bão này hoàn toàn tối màu, nhưng khi Voyager 2 tiếp cận hành tinh, nó đã phát hiện ra cơn bão hình thành một trung tâm sáng và có thể nhìn thấy trong đa số những bức ảnh có độ phân giải cao.[79]

Những vết tối xuất hiện trong tầng đối lưu ở cao độ thấp hơn so với các đám mây sáng trong khí quyển Sao Hải Vương,[80] do vậy chúng hiện lên như là những lỗ tối của tầng mây cao hơn. Chúng là những đặc điểm ổn định có thể tồn tại trong vài tháng, và có cấu trúc xoáy cuộn khí.[52] Thường đi kèm với những vết tối là những đám mây mêtan vĩnh cửu, sáng hơn hình thành xung quanh tầng đối lưu.[81] Sự luôn xuất hiện những đám mây đồng hành chỉ ra rằng những vết tối trước đó có thể tiếp tục tồn tại như là một xoáy thuận khí quyển ngay cả khi chúng không còn hiện lên là một đặc điểm tối nữa. Những vết tối có thể tiêu tan khi chúng tiến quá gần đến vùng xích đạo hoặc thông qua một cơ chế bí ẩn mà các nhà khoa học chưa biết được.[82]

Nội nhiệt[sửa | sửa mã nguồn]

Bốn bức ảnh chụp cách nhau vài giờ từ kính thiên văn Hubble của NASA/ESA qua camera WFC 3.[83]

Sao Hải Vương có sự hoạt động trong khí quyển mạnh hơn so với trên Sao Thiên Vương, điều này có thể giải thích bằng nội nhiệt trong hành tinh cao hơn so với Sao Thiên Vương. Mặc dù Sao Hải Vương nằm xa Mặt Trời hơn so với Sao Thiên Vương, nó chỉ nhận được 40% lượng ánh sáng Mặt Trời,[12] nhưng nhiệt độ bề mặt trên hai hành tinh lại xấp xỉ bằng nhau.[84] Vùng bên trên tầng đối lưu của Sao Hải Vương có nhiệt độ thấp −221,4 °C (51,7 K). Ở độ sâu nơi áp suất khí quyển bằng 1 ba (100 kPa), nhiệt độ tại đây bằng −201,15 °C (72,00 K).[85] Sâu dưới bên trong tầng khí, nhiệt độ tăng dần theo độ sâu. Giống như Sao Thiên Vương, các nhà khoa học vẫn chưa rõ về nguồn nhiệt này, nhưng giữa hai hành tinh có sự khác biệt rõ: Sao Thiên Vương chỉ phát ra 1,1 lần năng lượng nó nhận được từ bức xạ của Mặt Trời;[86] trong khi Sao Hải Vương phát ra năng lượng cao gấp 2,61 lần lượng năng lượng nó nhận từ Mặt Trời.[87] Nó là hành tinh xa Mặt Trời nhất, do vậy năng lượng tạo ra những cơn gió mạnh nhất trong Hệ Mặt Trời trên khí quyển hành tinh phải đến từ bên trong hành tinh này. Có một số cơ chế giải thích được đề xuất, bao gồm quá trình tiêu tán nhiệt từ lõi hành tinh,[84] sự chuyển đổi của mêtan dưới áp suất cao thành hiđrô, kim cương và những hiđrôcacbon mạch dài hơn (hiđrô nhẹ nhất có thể bay lên, trong khi kim cương thì chìm xuống, giải phóng thế năng hấp dẫn thành nhiệt thông qua định luật bảo toàn năng lượng),[84][88], và quá trình đối lưu trong tầng thấp khí quyển làm cho sóng trọng lực phá vỡ tầng đối lưu.[89][90]

Quỹ đạo và sự tự quay[sửa | sửa mã nguồn]

Sao Hải Vương (vòng đỏ) hoàn thành một chu kỳ quỹ đạo quanh Mặt Trời hết 164,79 vòng quỹ đạo Trái Đất. Sao Thiên Vương có màu xanh.

Khoảng cách trung bình giữa Sao Hải Vương và Mặt Trời là 4,5 tỷ km (khoảng 30,1 AU), và chu kỳ quỹ đạo bằng 164,79 năm Trái Đất, với sự biến đổi xung quanh giá trị ±0,1 năm.

Ngày 11 tháng 7 năm 2011, Sao Hải Vương đã hoàn thành hết một vòng quỹ đạo quanh khối tâm với Mặt Trời kể từ khi phát hiện ra hành tinh năm 1846,[91][92] mặc dù nó không xuất hiện tại đúng vị trí trên bầu trời mà Galle đã từng nhìn thấy nó trong ngày phát hiện ra bởi vì Trái Đất ở vị trí khác trong quỹ đạo 365,25 ngày. Bởi vì Mặt Trời cũng chuyển động so với khối tâm của toàn Hệ Mặt Trời, ngày 11 tháng 7 Sao Hải Vương cũng không ở vị trí chính xác tương đối so với Mặt Trời ở thời điểm khám phá; nếu chúng ta sử dụng hệ tọa độ có Mặt Trời tại tâm, thì ngày hoàn thành một chu kỳ quỹ đạo của Sao Hải Vương là 12 tháng 7 năm 2011.[2][93][94]

Mặt phẳng quỹ đạo elip của Sao Hải Vương nghiêng 1,77° so với mặt phẳng quỹ đạo của Trái Đất. Bởi vì độ lệch tâm quỹ đạo của nó bằng 0,011; khoảng cách giữa hành tinh và Mặt Trời thay đổi trong phạm vi 101 triệu km giữa cận điểmviễn điểm quỹ đạo.[6]

Trục tự quay của Sao Hải Vương nghiêng 28,32°,[95] xấp xỉ gần bằng so với của Trái Đất (23°) và Sao Hỏa (25°). Kết quả là hành tinh có sự thay đổi thời tiết giữa các mùa. Mặt khác do chu kỳ quỹ đạo lớn, cho nên mỗi mùa của hành tinh diễn ra trong vòng 40 năm Trái Đất.[77] Chu kỳ sao (ngày) của hành tinh gần bằng 16,11 giờ.[2] Do trục quay hành tinh nghiêng tương tự như của Trái Đất, sự biến đổi trong thời gian của một "ngày" Sao Hải Vương không thay đổi đáng kể trong một "năm" của hành tinh.

Bởi vì Sao Hải Vương không phải là một quả cầu rắn, bầu khí quyển của nó thể hiện sự quay vi sai. Vùng xích đạo của khí quyển có chu kỳ quay 18 giờ, chậm hơn chu kỳ quay 16,1 giờ của từ trường hành tinh. Ngược lại, chu kỳ quay của hai vùng cực bằng 12 giờ. Sự khác nhau trong chu kỳ quay của khí quyển giữa các vùng là nổi bật nhất trong khí quyển của các hành tinh trong Hệ Mặt Trời,[96] và kết quả của sự khác biệt này đó là áp lực cắt của gió dọc theo vĩ độ là rất lớn.[52]

Cộng hưởng quỹ đạo[sửa | sửa mã nguồn]

Minh họa những quỹ đạo cộng hưởng trong vành đai Kuiper do ảnh hưởng của Sao Hải Vương: đường nâu sáng có cộng hưởng 2:3 (plutinos), "vành đai cổ điển" (cubewanos), và đường nâu sẫm cộng hưởng 1:2 (twotino.

Quỹ đạo của Sao Hải Vương có ảnh hưởng lớn đến những vùng bên ngoài quỹ đạo hành tinh này, như vành đai Kuiper. Vành đai Kuiper là một khu vực bao gồm những thiên thạch băng nhỏ, tiểu hành tinh...tương tự như vành đai tiểu hành tinh nhưng ở xa hơn, nằm ở phạm vi từ quỹ đạo Sao Hải Vương 30 AU cho đến bán kính 55 AU tính từ Mặt Trời.[97] Tương tụ như ảnh hưởng hấp dẫn của Sao Mộc lên cấu trúc của vành đai tiểu hành tinh, lực hấp dẫn của Sao Hải Vương cũng thống trị vành đai Kuiper. Theo thời gian, những vùng trong vành đai Kuiper trở lên mất ổn định bởi lực hút từ Sao Hải Vương, dần dần tạo ra những khoảng trống trong cấu trúc vành đai Kuiper. Ví dụ như vùng có phạm vi 40 và 42 AU.[98]

Cũng tồn tại những quỹ đạo bên trong những vùng trống này nơi các vật thể có thể tồn tại lâu theo thời gian của Hệ Mặt Trời. Những quỹ đạo cộng hưởng xuất hiện khi chu kỳ quỹ đạo của Sao Hải Vương bằng tỷ lệ chính xác với chu kỳ quỹ đạo của vật thể đó, như 1:2 hoặc 3:4. Hay, nếu một vật thể quay quanh được một vòng quanh Mặt Trời thì Sao Hải Vương đã quay được 2 vòng, và như vậy vật thể đó chỉ hoàn thành được một nửa quỹ đạo khi Sao Hải Vương hoàn thành 1 chu kỳ quỹ đạo của nó. Tỷ số cộng hưởng mà nhiều vật thể trong vành đai Kuiper có quỹ đạo cộng hưởng với Hải Vương Tinh, với trên 200 vật thể đã biết trong vành đai,[99] là cộng hưởng 2:3. Những vật theo cộng hưởng này sẽ hoàn thành 2 vòng quỹ đạo khi Sao Hải Vương hoàn thành 3 vòng quỹ đạo, và các nhà khoa học phân loại những vật thể này vào nhóm plutino bởi vì thiên thể lớn nhất trong nhóm này của vành đai Kuiper là Pluto.[100] Mặc dù quỹ đạo của Pluto cắt qua quỹ đạo của Sao Hải Vương, cộng hưởng 2:3 đảm bảo rằng chúng không bao giờ va chạm vào nhau.[101] Cũng tồn tại những quỹ đạo cộng hưởng 3:4, 3:5, 4:7 và 2:5 nhưng có ít vật thể có quỹ đạo với tỷ số cộng hưởng này.[102]

Sao Hải Vương có một số vật thể trojan nằm ở điểm Lagrange L4 trong hệ Sao Hải Vương—Mặt Trời, vùng ổn định hấp dẫn đi trước hành tinh trên cùng quỹ đạo của nó.[103] Trojan của Sao Hải Vương có thể coi là những thiên thể có cộng hưởng quỹ đạo 1:1 với Sao Hải Vương. Một số trojan tồn tại rất ổn định trong quỹ đạo của chúng, và dường như là đã hình thành cùng với Sao Hải Vương hơn là bị hành tinh này bắt giữ. Vật thể đầu tiên và duy nhất cho tới nay tồn tại ở điểm Lagrange L5 đi theo sau Sao Hải Vương là 2008 LC18.[104] Sao Hải Vương cũng có những vệ tinh giả tạm thời như, (309239) 2007 RW10.[105] Vật thể này trở thành vệ tinh giả của Sao Hải Vương trong 12.500 năm trước và có lẽ sẽ tồn tại trong trạng thái như vậy trong 12.500 năm nữa. Nó có thể là một vật thể bị bắt giữ.[105]

Sự hình thành và di trú[sửa | sửa mã nguồn]

Mô phỏng máy tính cho thấy những hành tinh bên ngoài và vành đai Kuiper: a) trước khi Sao Mộc và Sao Thổ đạt cộng hưởng quỹ đạo 2:1; b) các vật thể trong vành đai Kuiper thu hẹp quỹ đạo dần về phía Mặt Trời trong khi Sao Thiên Vương và Sao Hải Vương dịch chuyển quỹ đạo ra bên ngoài; c) sau một thời gian dài Sao Mộc làm lệch hoặc đẩy các vật thể trong vành đai Kuiper ra xa.

Sự hình thành các hành tinh băng đá khổng lồ, Sao Thiên Vương và Sao Hải Vương, mà các nhà khoa học rất khó có thể mô hình hóa một cách chính xác. Những mô hình hiện tại chỉ ra mật độ vật chất ở vùng bên ngoài Hệ Mặt Trời là quá thấp để hình thành lên những vật thể lớn từ phương pháp truyền thống chấp nhận bởi đa số đó là lõi bồi tụ, và người ta đã đưa ra nhiều giả thuyết nhằm giải thích sự hình thành của các hành tinh băng đá. Một giả thuyết đó là các hành tinh này không tạo ra từ sự bồi tụ lõi mà từ quá trình bất ổn định bên trong đĩa tiền hành tinh nguyên thủy, và sau đó bầu khí quyển của chúng bị bức xạ mạnh của những ngôi sao OB thổi bay đi (khi Hệ Mặt Trời hình thành, nó ở trong một đám mây phân tử mà xung quanh có rất nhiều ngôi sao mới đã và đang hình thành, theo thời gian Mặt Trời quay quanh Ngân Hà và dần rời xa đám mây nguyên thủy này.).[106]

Một giả thuyết khác đó là các hành tinh băng đá hình thành gần Mặt Trời hơn, nơi có mật độ vật chất cao hơn, và sau đó hành tinh di trú ra quỹ đạo bên ngoài như hiện tại sau khi đã lấy đi khí trong đĩa tiền hành tinh nguyên thủy.[107] Các nhà thiên văn cũng rất quan tâm tới giả thuyết di trú hành tinh, bởi vì khả năng của mô hình giải thích tốt hơn sự có mặt của nhiều vật thể nhỏ trong vùng ngoài quỹ đạo Sao Hải Vương.[108] Mô hình hiện tại được chấp nhận nhiều nhất[109][110][111] trong giải thích chi tiết sự hình thành các hành tinh băng đá đó là mô hình Nice, nó giải thích sự di trú của Sao Hải Vương và những hành tinh khí khổng lồ khác cũng như cấu trúc của vành đai Kuiper.

Vệ tinh[sửa | sửa mã nguồn]

Sao Hải Vương (trên) và Triton (dưới)
Ảnh màu thực của Sao Hải Vương và vệ tinh Proteus (trên), Larissa (dưới bên phải) và Despina (trái), ảnh của kính Hubble.

Sao Hải Vương có 14 vệ tinh đã biết.[4][112] Vệ tinh lớn nhất của nó, Triton chiếm hơn 99,5% khối lượng của toàn bộ các vật thể quay quanh Sao Hải Vương[113] và là vệ tinh duy nhất có hình cầu. Triton do nhà thiên văn học William Lassell phát hiện ra chỉ 17 ngày sau khi Galle và d'Arrest phát hiện Sao Hải Vương. Không giống như những vệ tinh lớn trên các hành tinh khác trong Hệ Mặt Trời, Triton chuyển động trên quỹ đạo có hướng ngược với chiều tự quay của Sao Hải Vương (quỹ đạo nghịch hành), và có khả năng nó bị hành tinh bắt giữ hơn là hình thành cùng với Sao Hải Vương; vệ tinh này có thể từng là một hành tinh lùn trong vành đai Kuiper.[114] Quỹ đạo Triton rất gần với Sao Hải Vương khiến nó bị khóa quay đồng bộ (tự quay quanh trục), và đang rơi xoắn ốc chậm dần về phía hành tinh do gia tốc thủy triều. Cuối cùng vệ tinh này sẽ bị vỡ nát trong khoảng 3,6 tỷ năm nữa, khi quỹ đạo của nó đến giới hạn Roche nơi lực thủy triều của hành tinh xé nát Triton ra.[115] Năm 1989, Triton là vệ tinh lạnh nhất trong Hệ Mặt Trời từng được đo,[116] với nhiệt độ bề mặt của nó bằng −235 °C (38 K).[117]

Vệ tinh thứ hai của Sao Hải Vương (theo thứ tự phát hiện), là vệ tinh dị hình Nereid, với quỹ đạo là một trong những quỹ đạo lệch tâm nhất trong các vệ tinh của các hành tinh thuộc Hệ Mặt Trời. Độ lệch tâm quỹ đạo 0,7512 khiến viễn điểm quỹ đạo bằng 7 lần cận điểm quỹ đạo tính tới Sao Hải Vương.[118]

Vệ tinh Proteus

Từ tháng 7 đến tháng 9 năm 1989, Voyager 2 phát hiện ra sáu vệ tinh mới của Sao Hải Vương.[58] Trong số chúng, nổi bật là vệ tinh dị hình Proteus với khối lượng không đủ để nó có dạng hình cầu.[119] Tuy nó là vệ tinh có khối lượng lớn thứ hai của Sao Hải Vương, nhưng khối lượng chỉ bằng 0,25% khối lượng Triton. Bốn vệ tinh trong cùng của hành tinh—Naiad, Thalassa, DespinaGalatea— có quỹ đạo nằm trong các vành đai của Sao Hải Vương. Vệ tinh nằm xa nhất, Larissa, khám phá từ năm 1981 khi nó che khuất một ngôi sao. Sự che khuất này cũng khiến các nhà thiên văn cho rằng họ đã phát hiện ra thêm một cung vành đai, nhưng khi Voyager 2 bay qua Sao Hải Vương năm 1989, thì cung vành đai này là do vệ tinh Larissa gây ra. 5 vệ tinh dị hình mới phát hiện trong các năm 2002 và 2003 được công bố vào năm 2004.[120][121] Do hành tinh mang tên vị thần biển cả của người La Mã, tên gọi các vệ tinh của nó cũng mang tên các vị thần biển khác.[36]

Vệ tinh mới nhất và nhỏ nhất, S/2004 N 1, được kính thiên văn Hubble phát hiện vào năm 2013 có đường kính nhỏ hơn 20 km.[112]

Quan sát[sửa | sửa mã nguồn]

Sao Hải Vương không thể quan sát bằng mắt thường được, với cấp biểu kiến +7,7 đến +8.0,[4][10] và hành tinh sáng hơn các vệ tinh Galileo của Sao Mộc, hành tinh lùn Ceres và các tiểu hành tinh 4 Vesta, 2 Pallas, 7 Iris, 3 Juno6 Hebe.[122] Một kính thiên văn hoặc một ống nhòm mạnh có thể phân giải Sao Hải Vương thành một đĩa xanh nhỏ, nhìn giống như Sao Thiên Vương.[123]

Bởi vì khoảng cách từ Trái Đất đến hành tinh rất xa, đường kính góc của hành tinh có giá trị trong phạm vi 2,2 đến 2,4 giây cung,[4][10] giá trị nhỏ nhất đối với các hành tinh trong Hệ Mặt Trời. Kích cỡ biểu kiến nhỏ của hành tinh là một thử thách lớn cho những nghiên cứu từ mặt đất. Hầu hết các kính thiên văn bị giới hạn trong khả năng quan sát cho đến khi các nhà thiên văn có kính thiên văn không gian Hubble và những kính thiên văn mặt đất cỡ lớn khác với công nghệ quang học thích nghi.[124][125]

Từ Trái Đất, Sao Hải Vương hiện lên trên bầu trời với chuyền động ngược sau mỗi 367 ngày, kết quả của một vòng chuyển động của Trái Đất, và khi nhìn từ mặt đất chúng ta thấy hành tinh chuyển động ngược lại so với các sao cố định sau mỗi lần xung đối với Trái Đất. Sao Hải Vương ở rất gần những vòng này vào năm khám phá 1846 cũng như vào tháng 10 và tháng 11 năm 2011.[94]

Quan trắc Sao Hải Vương qua bước sóng vô tuyến cho thấy hành tinh là một nguồn phát ra những bức xạ vô tuyến và cả những chớp vô tuyến dị thường. Nguyên nhân phát ra những bức xạ vô tuyến này là từ trường quay của hành tinh.[51] Trong dải phổ hồng ngoại, những cơn bão trên khí quyển Sao Hải Vương sáng hơn hẳn những tầng mây lạnh xung quanh, và cho phép các nhà thiên văn đo được hình dạng và kích thước của những cơn bão.[126]

Thăm dò[sửa | sửa mã nguồn]

Ảnh của Voyager 2 chụp vệ tinh Triton.

Voyager 2 tiếp cận Sao Hải Vương gần nhất vào ngày 25 tháng 8 năm 1989. Do đây là hành tinh lớn cuối cùng mà con tàu viếng thăm, các nhà quản lý chương trình quyết định cho con tàu bay qua vệ tinh Triton, vì họ không cần phải tính đến quỹ đạo tàu sau đó như thế nào, tương tự như tàu Voyager 1 bay qua Sao Thổ và thực hiện chuyến bay qua vệ tinh Titan. Những bức ảnh Voyager 2 gửi về Trái Đất trở thành nội dung chính cho một chương trình của đài PBS, Neptune All Night.[127]

Trong giai đoạn bay qua, tín hiệu từ Voyager 2 cần 246 phút để tới được Trái Đất. Do vậy, đa số tiến trình thực hiện của tàu là đã được lập trình sẵn trước đó từ mặt đất và gửi lên qua mạng lưới truyền tin không gian trước khi con tàu bay qua Sao Hải Vương. Voyager 2 cũng bay gần vệ tinh Nereid trước khi cách tầng trên khí quyển hành tinh ở khoảng cách 4.400 km vào ngày 25 tháng 8, và sau đó nó bay qua vệ tinh lớn nhất Triton trong cùng ngày.[128]

Voyager 2 cũng đo được từ trường bao quanh hành tinh và phát hiện ra trục từ trường lệch khỏi tâm Sao Hải Vương và nghiêng tương tự như trục từ trường của Sao Thiên Vương. Vấn đề chu kỳ tự quay của hành tinh cũng được xác định bằng cách đo chu kỳ phát ra bức xạ vô tuyến từ Sao Hải Vương. Voyager 2 cũng cho thấy hành tinh có bầu khí quyển hoạt động rất mạnh mẽ. Con tàu phát hiện ra thêm 6 vệ tinh mới, và thêm một vành đai mới.[58][128]

Năm 2003, có một đề xuất trong Kế hoạch các phi vụ trong tương lai của NASA nhằm phóng một tàu quỹ đạo Sao Hải Vương mang theo một thiết bị thăm dò khí quyển giống như phi vụ Cassini. Chương trình do Phòng thí nghiệm sức đẩy phản lực JPL và Học viện công nghệ California hợp tác thực hiện, nhưng dự án đã không được phê chuẩn.[129]

Xem thêm[sửa | sửa mã nguồn]

Tham khảo[sửa | sửa mã nguồn]

  1. ^ a ă â Hamilton, Calvin J. (4 tháng 8 năm 2001). “Neptune”. Views of the Solar System. Truy cập ngày 13 tháng 8 năm 2007. 
  2. ^ a ă â b Munsell, K.; Smith, H.; Harvey, S. (13 tháng 11 năm 2007). “Neptune: Facts & Figures”. NASA. Truy cập ngày 14 tháng 8 năm 2007. 
  3. ^ Seligman, Courtney. “Rotation Period and Day Length”. Truy cập ngày 13 tháng 8 năm 2009. 
  4. ^ a ă â b c d đ e ê g h i k l m n o ô ơ Williams, David R. (1 tháng 9 năm 2004). “Neptune Fact Sheet”. NASA. Truy cập ngày 14 tháng 8 năm 2007. 
  5. ^ “The MeanPlane (Invariable plane) of the Solar System passing through the barycenter”. 3 tháng 4 năm 2009. Truy cập ngày 10 tháng 4 năm 2009.  (produced with Solex 10 written by Aldo Vitagliano; see also Invariable plane)
  6. ^ a ă Yeomans, Donald K. “HORIZONS Web-Interface for Neptune Barycenter (Major Body=8)”. JPL Horizons On-Line Ephemeris System. Truy cập ngày 8 tháng 8 năm 2007.  At the site, go to the "web interface" then select "Ephemeris Type: Elements", "Target Body: Neptune Barycenter" and "Center: Sun".
  7. ^ Tham số quỹ đạo tính theo khối tâm của hệ Sao Hải Vương, và những giá trị của quỹ đạo mật tiếp theo kỷ nguyên J2000. Các đại lượng tính theo khối tâm, bởi vì ngược lại với trung tâm của hành tinh, chúng không trải qua sự thay đổi cơ sở ngày qua ngày từ chuyển động của các vệ tinh.
  8. ^ a ă â b c P. Kenneth Seidelmann, B. A. Archinal, M. F. A’hearn, A. Conrad, G. J. Consolmagno, D. Hestroffer, J. L. Hilton, G. A. Krasinsky, G. Neumann, J. Oberst, P. Stooke, E. F. Tedesco, D. J. Tholen, P. C. Thomas, I. P. Williams (2007). “Report of the IAU/IAG Working Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006” (pdf). Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy (Springer) 98 (3): 155–180,. doi:10.1007.2Fs10569-007-9072-y. Truy cập 24 tháng 4 năm 2013.  sửa
  9. ^ a ă â b c d đ Tính theo mức áp suất khí quyển 1 ba (100 kPa)
  10. ^ a ă â b Espenak, Fred (20 tháng 7 năm 2005). “Twelve Year Planetary Ephemeris: 1995–2006”. NASA. Truy cập ngày 1 tháng 3 năm 2008. 
  11. ^ a ă Khối lượng Trái Đất bằng 5,9736×1024 kg, hay tỷ số khối lượng:
    \begin{smallmatrix}\frac{M_{Neptune}}{M_{Earth}} \ =\ \frac{1,02 \times 10^{26}}{5,97 \times 10^{24}} \ =\ 17,09\end{smallmatrix}
    Khối lượng của Sao Thiên Vương bằng 8,6810×1025 kg, hay tỷ số khối lượng:
    \begin{smallmatrix}\frac{M_{Uranus}}{M_{Earth}} \ =\ \frac{8,68 \times 10^{25}}{5,97 \times 10^{24}}\ =\ 14,54\end{smallmatrix}
    Khối lượng Sao Mộc bằng 1,8986×1027 kg, hay tỷ số khối lượng:
    \begin{smallmatrix}\frac{M_{Jupiter}}{M_{Neptune}} \ =\ \frac{1,90 \times 10^{27}}{1,02 \times 10^{26}}\ =\ 18,63\end{smallmatrix}
    See: Williams, David R. (29 tháng 11 năm 2007). “Planetary Fact Sheet – Metric”. NASA. Truy cập ngày 13 tháng 3 năm 2008. 
  12. ^ a ă â b c d đ e ê g Lunine, Jonathan I. (September năm 1993). “The Atmospheres of Uranus and Neptune”. Annual Review of Astronomy and Astrophysics 31: 217–263. Bibcode:1993ARA&A..31..217L. doi:10.1146/annurev.aa.31.090193.001245.  sửa
  13. ^ Podolak, M.; Weizman, A.; Marley, M. (December năm 1995). “Comparative models of Uranus and Neptune”. Planetary and Space Science 43 (12): 1517–1522. Bibcode:1995P&SS...43.1517P. doi:10.1016/0032-0633(95)00061-5.  sửa
  14. ^ Upper Surface of Neptune
  15. ^ a ă Munsell, Kirk; Smith, Harman; Harvey, Samantha (13 tháng 11 năm 2007). “Neptune overview”. Solar System Exploration. NASA. Truy cập ngày 20 tháng 2 năm 2008. 
  16. ^ a ă Suomi, V. E.; Limaye, S. S.; Johnson, D. R. (1991). “High Winds of Neptune: A possible mechanism”. Science 251 (4996): 929–932. Bibcode:1991Sci...251..929S. doi:10.1126/science.251.4996.929. PMID 17847386. 
  17. ^ a ă â b c Hubbard, W. B. (1997). “Neptune's Deep Chemistry”. Science 275 (5304): 1279–1280. doi:10.1126/science.275.5304.1279. PMID 9064785. 
  18. ^ a ă Nettelmann, N.; French, M.; Holst, B.; Redmer, R. “Interior Models of Jupiter, Saturn and Neptune” (PDF). University of Rostock. Truy cập ngày 25 tháng 2 năm 2008. 
  19. ^ a ă Wilford, John N. (10 tháng 6 năm 1982). “Data Shows 2 Rings Circling Neptune”. The New York Times. Truy cập ngày 29 tháng 2 năm 2008. 
  20. ^ Hirschfeld, Alan (2001). Parallax: The Race to Measure the Cosmos. New York, New York: Henry Holt. ISBN 978-0-8050-7133-7. 
  21. ^ Littmann, Mark; Standish, E. M. (2004). Planets Beyond: Discovering the Outer Solar System. Courier Dover Publications. ISBN 978-0-486-43602-9. 
  22. ^ Britt, Robert Roy (2009). “Galileo discovered Neptune, new theory claims”. MSNBC News. Truy cập ngày 10 tháng 8 năm 2009. 
  23. ^ Bouvard, A. (1821). Tables astronomiques publiées par le Bureau des Longitudes de France. Paris: Bachelier. 
  24. ^ a ă â Airy, G. B. (13 tháng 11 năm 1846). “Account of some circumstances historically connected with the discovery of the planet exterior to Uranus”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 7: 121–144. Bibcode:1846MNRAS...7..121A. 
  25. ^ O'Connor, John J.; Robertson, Edmund F. (2006). “John Couch Adams' account of the discovery of Neptune”. University of St Andrews. Truy cập ngày 18 tháng 2 năm 2008. 
  26. ^ Adams, J. C. (13 tháng 11 năm 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 7: 149. Bibcode:1846MNRAS...7..149A. 
  27. ^ Challis, Rev. J. (13 tháng 11 năm 1846). “Account of observations at the Cambridge observatory for detecting the planet exterior to Uranus”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 7: 145–149. Bibcode:1846MNRAS...7..145C. 
  28. ^ Galle, J. G. (13 tháng 11 năm 1846). “Account of the discovery of the planet of Le Verrier at Berlin”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 7: 153. Bibcode:1846MNRAS...7..153G. 
  29. ^ Kollerstrom, Nick (2001). “Neptune's Discovery. The British Case for Co-Prediction.”. University College London. Bản gốc lưu trữ ngày 11 tháng 11 năm 2005. Truy cập ngày 19 tháng 3 năm 2007. 
  30. ^ William Sheehan, Nicholas Kollerstrom, Craig B. Waff. “The Case of the Pilfered Planet – Did the British steal Neptune?”. Scientific American. Truy cập ngày 20 tháng 1 năm 2011. 
  31. ^ Moore (2000):206
  32. ^ Littmann (2004):50
  33. ^ Baum & Sheehan (2003):109–110
  34. ^ Gingerich, Owen (1958). “The Naming of Uranus and Neptune”. Astronomical Society of the Pacific Leaflets 8: 9–15. Bibcode:1958ASPL....8....9G. 
  35. ^ Hind, J. R. (1847). “Second report of proceedings in the Cambridge Observatory relating to the new Planet (Neptune)”. Astronomische Nachrichten 25 (21): 309. doi:10.1002/asna.18470252102. 
  36. ^ a ă Blue, Jennifer (17 tháng 12 năm 2008). “Planet and Satellite Names and Discoverers”. USGS. Truy cập ngày 18 tháng 2 năm 2008. 
  37. ^ “Planetary linguistics”. nineplanets.org. Truy cập ngày 8 tháng 4 năm 2010. 
  38. ^ “Greek Names of the Planets”. Truy cập ngày 14 tháng 7 năm 2012. “Neptune hay Poseidon như tên gọi Hy Lạp, là Vị thần Biển cả. Nó là hành tinh thứ tám...”  xem bài viết tiếng Hy Lạp về hành tinh này.
  39. ^ Tony Long (21 tháng 1 năm 2008). “Jan. 21, 1979: Neptune Moves Outside Pluto's Wacky Orbit”. Wired. Truy cập ngày 13 tháng 3 năm 2008. 
  40. ^ Weissman, Paul R. “The Kuiper Belt”. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. Bibcode:1995ARA&A..33..327W. doi:10.1146/annurev.aa.33.090195.001551. 
  41. ^ “The Status of Pluto:A clarification”. International Astronomical Union, Press release. 1999. Bản gốc lưu trữ ngày 15 tháng 6 năm 2006. Truy cập ngày 25 tháng 5 năm 2006. 
  42. ^ “IAU 2006 General Assembly: Resolutions 5 and 6” (PDF). IAU. 24 tháng 8 năm 2006. 
  43. ^ Unsöld, Albrecht; Baschek, Bodo (2001). The New Cosmos: An Introduction to Astronomy and Astrophysics (ấn bản 5). Springer. tr. 47. ISBN 978-3-540-67877-9.  See Table 3.1.
  44. ^ See for example: Boss, Alan P. (2002). “Formation of gas and ice giant planets”. Earth and Planetary Science Letters 202 (3–4): 513–523. Bibcode:2002E&PSL.202..513B. doi:10.1016/S0012-821X(02)00808-7. 
  45. ^ Lovis, C.; Mayor, M.; Alibert Y.; Benz W. (18 tháng 5 năm 2006). “Trio of Neptunes and their Belt”. ESO. Truy cập ngày 25 tháng 2 năm 2008. 
  46. ^ Atreya, S.; Egeler, P.; Baines, K. (2006). “Water-ammonia ionic ocean on Uranus and Neptune?” (pdf). Geophysical Research Abstracts 8: 05179. 
  47. ^ Kerr, Richard A. (1999). “Neptune May Crush Methane Into Diamonds”. Science 286 (5437): 25. doi:10.1126/science.286.5437.25a. PMID 10532884. 
  48. ^ “Weird water lurking inside giant planets”. New Scientist. 1 tháng 9 năm 2010. Truy cập ngày 15 tháng 4 năm 2012. 
  49. ^ Podolak, M.; Weizman, A.; Marley, M. (1995). “Comparative models of Uranus and Neptune”. Planetary and Space Science 43 (12): 1517–1522. Bibcode:1995P&SS...43.1517P. doi:10.1016/0032-0633(95)00061-5. 
  50. ^ Crisp, D.; Hammel, H. B. (14 tháng 6 năm 1995). “Hubble Space Telescope Observations of Neptune”. Hubble News Center. Truy cập ngày 22 tháng 4 năm 2007. 
  51. ^ a ă â b c Elkins-Tanton (2006):79–83.
  52. ^ a ă â Max, C. E.; Macintosh, B. A.; Gibbard, S. G.; Gavel, D. T.; Roe, H. G.; de Pater, I.; Ghez, A. M.; Acton, D. S.; Lai, O.; Stomski, P.; Wizinowich, P. L. (2003). “Cloud Structures on Neptune Observed with Keck Telescope Adaptive Optics”. The Astronomical Journal, 125 (1): 364–375. Bibcode:2003AJ....125..364M. doi:10.1086/344943. 
  53. ^ a ă Encrenaz, Thérèse (February năm 2003). “ISO observations of the giant planets and Titan: what have we learnt?”. Planetary and Space Science 51 (2): 89–103. Bibcode:2003P&SS...51...89E. doi:10.1016/S0032-0633(02)00145-9.  sửa
  54. ^ Broadfoot, A.L.; Atreya, S.K.; Bertaux, J.L. et al. (1999). “Ultraviolet Spectrometer Observations of Neptune and Triton” (pdf). Science 246 (4936): 1459–1456. Bibcode:1989Sci...246.1459B. doi:10.1126/science.246.4936.1459. PMID 17756000. 
  55. ^ Herbert, Floyd; Sandel, Bill R. (August–September năm 1999). “Ultraviolet observations of Uranus and Neptune”. Planetary and Space Science 47 (8–9): 1,119–1,139. Bibcode:1999P&SS...47.1119H. doi:10.1016/S0032-0633(98)00142-1.  sửa
  56. ^ Stanley, Sabine; Bloxham, Jeremy (11 tháng 3 năm 2004). “Convective-region geometry as the cause of Uranus' and Neptune's unusual magnetic fields”. Nature 428 (6979): 151–153. Bibcode:2004Natur.428..151S. doi:10.1038/nature02376. PMID 15014493. 
  57. ^ Connerney, J.E.P.; Acuna, Mario H.; Ness, Norman F. (1991). “The magnetic field of Neptune”. Journal of Geophysics Research 96: 19,023–42. Bibcode:1991JGR....9619023C. 
  58. ^ a ă â b Ness, N. F.; Acuña, M. H.; Burlaga, L. F.; Connerney, J. E. P.; Lepping, R. P.; Neubauer, F. M. (1989). “Magnetic Fields at Neptune”. Science 246 (4936): 1473–1478. Bibcode:1989Sci...246.1473N. doi:10.1126/science.246.4936.1473. PMID 17756002. 
  59. ^ Russell, C. T.; Luhmann, J. G. (1997). “Neptune: Magnetic Field and Magnetosphere”. University of California, Los Angeles. Truy cập ngày 10 tháng 8 năm 2006. 
  60. ^ Cruikshank (1996):703–804
  61. ^ Blue, Jennifer (8 tháng 12 năm 2004). “Nomenclature Ring and Ring Gap Nomenclature”. Gazetteer of Planetary. USGS. Truy cập ngày 28 tháng 2 năm 2008. 
  62. ^ Guinan, E. F.; Harris, C. C.; Maloney, F. P. (1982). “Evidence for a Ring System of Neptune”. Bulletin of the American Astronomical Society 14: 658. Bibcode:1982BAAS...14..658G. 
  63. ^ Goldreich, P.; Tremaine, S.; Borderies, N. E. F. (1986). “Towards a theory for Neptune's arc rings”. Astronomical Journal 92: 490–494. Bibcode:1986AJ.....92..490G. doi:10.1086/114178. 
  64. ^ Nicholson, P. D. et al. (1990). “Five Stellar Occultations by Neptune: Further Observations of Ring Arcs”. Icarus 87 (1): 1. Bibcode:1990Icar...87....1N. doi:10.1016/0019-1035(90)90020-A. 
  65. ^ “Missions to Neptune”. The Planetary Society. 2007. Truy cập ngày 11 tháng 10 năm 2007. 
  66. ^ Wilford, John Noble (15 tháng 12 năm 1989). “Scientists Puzzled by Unusual Neptune Rings”. Hubble News Desk. Truy cập ngày 29 tháng 2 năm 2008. 
  67. ^ Cox, Arthur N. (2001). Allen's Astrophysical Quantities. Springer. ISBN 0-387-98746-0. 
  68. ^ Munsell, Kirk; Smith, Harman; Harvey, Samantha (13 tháng 11 năm 2007). “Planets: Neptune: Rings”. Solar System Exploration. NASA. Truy cập ngày 29 tháng 2 năm 2008. 
  69. ^ Salo, Heikki; Hänninen, Jyrki (1998). “Neptune's Partial Rings: Action of Galatea on Self-Gravitating Arc Particles”. Science 282 (5391): 1102–1104. Bibcode:1998Sci...282.1102S. doi:10.1126/science.282.5391.1102. PMID 9804544. 
  70. ^ Staff (26 tháng 3 năm 2005). “Neptune's rings are fading away”. New Scientist. Truy cập ngày 6 tháng 8 năm 2007. 
  71. ^ a ă Lavoie, Sue (16 tháng 2 năm 2000). “PIA02245: Neptune's blue-green atmosphere”. NASA JPL. Truy cập ngày 28 tháng 2 năm 2008. 
  72. ^ Lavoie, Sue (8 tháng 1 năm 1998). “PIA01142: Neptune Scooter”. NASA. Truy cập ngày 26 tháng 3 năm 2006. 
  73. ^ 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. (1989). “Neptune's wind speeds obtained by tracking clouds in Voyager 2 images”. Science 245 (4924): 1367–1369. Bibcode:1989Sci...245.1367H. doi:10.1126/science.245.4924.1367. PMID 17798743. 
  74. ^ a ă Burgess (1991):64–70.
  75. ^ 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 473: L5–L8. Bibcode:2007A&A...473L...5O. doi:10.1051/0004-6361:20078277. 
  76. ^ Orton, Glenn; Encrenaz, Thérèse (18 tháng 9 năm 2007). “A Warm South Pole? Yes, On Neptune!”. ESO. Truy cập ngày 20 tháng 9 năm 2007. 
  77. ^ a ă Villard, Ray; Devitt, Terry (15 tháng 5 năm 2003). “Brighter Neptune Suggests A Planetary Change Of Seasons”. Hubble News Center. Truy cập ngày 26 tháng 2 năm 2008. 
  78. ^ Hammel, H. B.; Lockwood, G. W.; Mills, J. R.; Barnet, C. D. (1995). “Hubble Space Telescope Imaging of Neptune's Cloud Structure in 1994”. Science 268 (5218): 1740–1742. Bibcode:1995Sci...268.1740H. doi:10.1126/science.268.5218.1740. PMID 17834994. 
  79. ^ Lavoie, Sue (29 tháng 1 năm 1996). “PIA00064: Neptune's Dark Spot (D2) at High Resolution”. NASA JPL. Truy cập ngày 28 tháng 2 năm 2008. 
  80. ^ S. G., Gibbard; de Pater, I.; Roe, H. G.; Martin, S.; Macintosh, B. A.; Max, C. E. (2003). “The altitude of Neptune cloud features from high-spatial-resolution near-infrared spectra” (PDF). Icarus 166 (2): 359–374. Bibcode:2003Icar..166..359G. doi:10.1016/j.icarus.2003.07.006. Truy cập ngày 26 tháng 2 năm 2008. 
  81. ^ Stratman, P. W.; Showman, A. P.; Dowling, T. E.; Sromovsky, L. A. (2001). “EPIC Simulations of Bright Companions to Neptune's Great Dark Spots” (PDF). Icarus 151 (2): 275–285. Bibcode:1998Icar..132..239L. doi:10.1006/icar.1998.5918. Truy cập ngày 26 tháng 2 năm 2008. 
  82. ^ Sromovsky, L. A.; Fry, P. M.; Dowling, T. E.; Baines, K. H. (2000). “The unusual dynamics of new dark spots on Neptune”. Bulletin of the American Astronomical Society 32: 1005. Bibcode:2000DPS....32.0903S. 
  83. ^ “Happy birthday Neptune”. ESA/Hubble. Truy cập ngày 13 tháng 7 năm 2011. 
  84. ^ a ă â Williams, Sam (24 tháng 11 năm 2004). Heat Sources Within the Giant Planets (DOC). UC Berkeley. Truy cập ngày 20 tháng 2 năm 2008. 
  85. ^ Lindal, Gunnar F. (1992). “The atmosphere of Neptune – an analysis of radio occultation data acquired with Voyager 2”. Astronomical Journal 103: 967–982. Bibcode:1992AJ....103..967L. doi:10.1086/116119. 
  86. ^ “Class 12 – Giant Planets – Heat and Formation”. 3750 – Planets, Moons & Rings. Colorado University, Boulder. 2004. Truy cập ngày 13 tháng 3 năm 2008. 
  87. ^ Pearl, J. C.; Conrath, B. J. (1991). “The albedo, effective temperature, and energy balance of Neptune, as determined from Voyager data”. Journal of Geophysical Research Supplement 96: 18,921–18,930. Bibcode:1991JGR....9618921P. 
  88. ^ Scandolo, Sandro; Jeanloz, Raymond (2003). “The Centers of Planets”. American Scientist 91 (6): 516. doi:10.1511/2003.6.516. 
  89. ^ McHugh, J. P. (1999). “Computation of Gravity Waves near the Tropopause”. American Astronomical Society, DPS meeting No. 31, #53.07 31. Bibcode:1999DPS....31.5307M. 
  90. ^ McHugh, J. P.; Friedson, A. J. (1996). “Neptune's Energy Crisis: Gravity Wave Heating of the Stratosphere of Neptune”. Bulletin of the American Astronomical Society: 1078. Bibcode:1996DPS....28.0507L. 
  91. ^ McKie, Robin (9 tháng 7 năm 2011). “Neptune's first orbit: a turning point in astronomy”. The Guardian. 
  92. ^ “Neptune Completes First Orbit Since Discovery: 11th July 2011 (at 21:48 U.T.±15min)”. 1 tháng 7 năm 2011. Truy cập ngày 10 tháng 7 năm 2011. 
  93. ^ Nancy Atkinson (26 tháng 8 năm 2010). “Clearing the Confusion on Neptune’s Orbit”. Universe Today. Truy cập ngày 10 tháng 7 năm 2011.  (Bill Folkner at JPL)
  94. ^ a ă Anonymous (16 tháng 11 năm 2007). “Horizons Output for Neptune 2010–2011”. Truy cập ngày 25 tháng 2 năm 2008. —Numbers generated using the Solar System Dynamics Group, Horizons On-Line Ephemeris System.
  95. ^ Williams, David R. (6 tháng 1 năm 2005). “Planetary Fact Sheets”. NASA. Truy cập ngày 28 tháng 2 năm 2008. 
  96. ^ Hubbard, W. B.; Nellis, W. J.; Mitchell, A. C.; Holmes, N. C.; McCandless, P. C.; Limaye, S. S. (1991). “Interior Structure of Neptune: Comparison with Uranus”. Science 253 (5020): 648–651. Bibcode:1991Sci...253..648H. doi:10.1126/science.253.5020.648. PMID 17772369. 
  97. ^ Stern, S. Alan; Colwell, Joshua E. (1997). “Collisional Erosion in the Primordial Edgeworth-Kuiper Belt and the Generation of the 30–50 AU Kuiper Gap”. The Astrophysical Journal (Geophysical, Astrophysical, and Planetary Sciences, Space Science Department, Southwest Research Institute) 490 (2): 879–882. Bibcode:1997ApJ...490..879S. doi:10.1086/304912. 
  98. ^ Petit, Jean-Marc; Morbidelli, Alessandro; Valsecchi, Giovanni B. (1998). “Large Scattered Planetesimals and the Excitation of the Small Body Belts” (PDF). Truy cập ngày 23 tháng 6 năm 2007. 
  99. ^ “List Of Transneptunian Objects”. Minor Planet Center. Truy cập ngày 25 tháng 10 năm 2010. 
  100. ^ Jewitt, David (2004). “The Plutinos”. UCLA. Truy cập ngày 28 tháng 2 năm 2008. 
  101. ^ Varadi, F. (1999). “Periodic Orbits in the 3:2 Orbital Resonance and Their Stability”. The Astronomical Journal 118 (5): 2526–2531. Bibcode:1999AJ....118.2526V. doi:10.1086/301088. 
  102. ^ John Davies (2001). Beyond Pluto: Exploring the outer limits of the solar system. Cambridge University Press. tr. 104. ISBN 0-521-80019-6. 
  103. ^ Chiang, E. I.; Jordan, A. B.; Millis, R. L.; M. W. Buie; Wasserman, L. H.; Elliot, J. L.; Kern, S. D.; Trilling, D. E.; Meech, K. J.; Wagner, R. M. (2003). “Resonance Occupation in the Kuiper Belt: Case Examples of the 5 : 2 and Trojan Resonances”. The Astronomical Journal 126: 430–443. arXiv:astro-ph/0301458. Bibcode:2003AJ....126..430C. doi:10.1086/375207. 
  104. ^ Sheppard, Scott S.; Trujillo, Chadwick A. (10 tháng 9 năm 2010). “Detection of a Trailing (L5) Neptune Trojan”. Science 329 (5997): 1304. Bibcode:2010Sci...329.1304S. doi:10.1126/science.1189666. PMID 20705814. 
  105. ^ a ă de la Fuente Marcos & de la Fuente Marcos (2012). “(309239) 2007 RW10: a large temporary quasi-satellite of Neptune”. Astronomy and Astrophysics Letters 545: L9. arXiv:1209.1577. Bibcode:2012A%26A...545L...9D. 
  106. ^ Boss, Alan P. (30 tháng 9 năm 2002). “Formation of gas and ice giant planets”. Earth and Planetary Science Letters. 
  107. ^ Thommes, Edward W.; Duncan, Martin J.; Levison, Harold F. (2001). “The formation of Uranus and Neptune among Jupiter and Saturn”. The Astronomical Journal 123 (5): 2862–2883. arXiv:astro-ph/0111290. Bibcode:2002AJ....123.2862T. doi:10.1086/339975. 
  108. ^ Hansen, Kathryn (7 tháng 6 năm 2005). “Orbital shuffle for early solar system”. Geotimes. Truy cập ngày 26 tháng 8 năm 2007. 
  109. ^ Crida, A. (2009). “Solar System formation”. Reviews in Modern Astronomy 21. arXiv:0903.3008. Bibcode:2009arXiv0903.3008C. 
  110. ^ Desch, S. J. (2007). “Mass Distribution and Planet Formation in the Solar Nebula”. The Astrophysical Journal 671 (1): 878–893. Bibcode:2007ApJ...671..878D. doi:10.1086/522825. 
  111. ^ Smith, R.; L. J. Churcher; M. C. Wyatt; M. M. Moerchen; C. M. Telesco (2009). “Resolved debris disc emission around η Telescopii: a young solar system or ongoing planet formation?”. Astronomy and Astrophysics 493 (1): 299–308. arXiv:0810.5087. Bibcode:2009A&A...493..299S. doi:10.1051/0004-6361:200810706. 
  112. ^ a ă “NASA Hubble Finds New Neptune Moon”. NASA. 15 tháng 7, 2013. Truy cập 16 tháng 7, 2013. 
  113. ^ Khối lượng của Triton: 2,14×1022 kg. Tổng khối lượng của 13 vệ tinh khác: 7,53×1019 kg, hay 0.35%. Khối lượng của vành đai là nhỏ không đáng kể.
  114. ^ Agnor, Craig B.; Hamilton, Douglas P. (2006). “Neptune's capture of its moon Triton in a binary–planet gravitational encounter”. Nature (Nature Publishing Group) 441 (7090): 192–194. Bibcode:2006Natur.441..192A. doi:10.1038/nature04792. PMID 16688170. 
  115. ^ Chyba, Christopher F.; Jankowski, D. G.; Nicholson, P. D. (1989). “Tidal evolution in the Neptune-Triton system”. Astronomy and Astrophysics (EDP Sciences) 219 (1–2): L23–L26. Bibcode:1989A&A...219L..23C. 
  116. ^ Wilford, John N. (29 tháng 8 năm 1989). “Triton May Be Coldest Spot in Solar System”. The New York Times. Truy cập ngày 29 tháng 2 năm 2008. 
  117. ^ R. M., Nelson; Smythe, W. D.; Wallis, B. D.; Horn, L. J.; Lane, A. L.; Mayo, M. J. (1990). “Temperature and Thermal Emissivity of the Surface of Neptune's Satellite Triton”. Science 250 (4979): 429–431. Bibcode:1990Sci...250..429N. doi:10.1126/science.250.4979.429. PMID 17793020. 
  118. ^ \begin{smallmatrix}\frac{r_{a}}{r_{p}} = \frac{2}{1-e}-1 = 2/0,2488-1=7,039.\end{smallmatrix}
  119. ^ Brown, Michael E.. “The Dwarf Planets”. California Institute of Technology, Department of Geological Sciences. Truy cập ngày 9 tháng 2 năm 2008. 
  120. ^ Holman, M. J.; Kavelaars, J. J.; Grav, T. và đồng nghiệp (2004). “Discovery of five irregular moons of Neptune” (PDF). Nature 430 (7002): 865–867. Bibcode:2004Natur.430..865H. doi:10.1038/nature02832. PMID 15318214. Truy cập ngày 24 tháng 10 năm 2011.  sửa
  121. ^ Staff (18 tháng 8 năm 2004). “Five new moons for planet Neptune”. BBC News. Truy cập ngày 6 tháng 8 năm 2007. 
  122. ^ Xem bài viết tương ứng để so sánh độ sáng biểu kiến của chúng với Sao Hải Vương.
  123. ^ Moore (2000):207.
  124. ^ Ví dụ, cho tới năm 1977, chu kỳ tự quay của Sao Hải Vương vẫn còn chưa được xác định chính xác. Xem: Cruikshank, D. P. (1 tháng 3 năm 1978). “On the rotation period of Neptune”. Astrophysical Journal, Part 2 – Letters to the Editor (University of Chicago Press) 220: L57–L59. Bibcode:1978ApJ...220L..57C. doi:10.1086/182636. 
  125. ^ Max, C. (1999). “Adaptive Optics Imaging of Neptune and Titan with the W.M. Keck Telescope”. Bulletin of the American Astronomical Society 31: 1512. Bibcode:1999BAAS...31.1512M. 
  126. ^ Gibbard, S. G.; Roe, H.; de Pater, I.; Macintosh, B.; Gavel, D.; Max, C. E.; Baines, K. H.; Ghez, A. (1999). “High-Resolution Infrared Imaging of Neptune from the Keck Telescope”. Icarus 156 (1): 1–15. Bibcode:2002Icar..156....1G. doi:10.1006/icar.2001.6766. 
  127. ^ Phillips, Cynthia (5 tháng 8 năm 2003). “Fascination with Distant Worlds”. SETI Institute. Bản gốc lưu trữ ngày 3 tháng 11 năm 2007. Truy cập ngày 3 tháng 10 năm 2007. 
  128. ^ a ă Burgess (1991):46–55.
  129. ^ Spilker, T. R.; Ingersoll, A. P. (2004). “Outstanding Science in the Neptune System From an Aerocaptured Vision Mission”. Bulletin of the American Astronomical Society 36: 1094. Bibcode:2004DPS....36.1412S. 

Đọc thêm[sửa | sửa mã nguồn]

  • Baum, Richard; Sheehan, William (2003). In Search of Planet Vulcan: The Ghost in Newton's Clockwork Universe. Basic Books. ISBN 978-0-7382-0889-3. 
  • Burgess, Eric (1991). Far Encounter: The Neptune System. Columbia University Press. ISBN 978-0-231-07412-4. 
  • Cruikshank, Dale P. (1996). Neptune and Triton. University of Arizona Press. ISBN 978-0-8165-1525-7. 
  • Elkins-Tanton, Linda T. (2006). Uranus, Neptune, Pluto, and the Outer Solar System. New York: Chelsea House. ISBN 978-0-8160-5197-7. 
  • Littmann, Mark (2004). Planets Beyond, Exploring the Outer Solar System. Courier Dover Publications. ISBN 978-0-486-43602-9. 
  • Miner, Ellis D.; Wessen, Randii R. (2002). Neptune: The Planet, Rings, and Satellites. Springer-Verlag. ISBN 978-1-85233-216-7. 
  • Moore, Patrick (2000). The Data Book of Astronomy. CRC Press. ISBN 978-0-7503-0620-1. 
  • Standage, Tom (2001). The Neptune File. Penguin. ISBN 978-0-8027-1363-6. 

Liên kết ngoài[sửa | sửa mã nguồn]

(tiếng Anh)

(tiếng Việt)