Neptunus

Dari Wikipedia bahasa Indonesia, ensiklopedia bebas
Langsung ke: navigasi, cari
Neptunus  Simbol astronomis Neptunus.
Neptunus dari Voyager 2
Neptunus dari wahana Voyager 2
Penemuan
Penemu Urbain Le Verrier
John Couch Adams
Johann Galle
Tanggal ditemukan 23 September 1846[1]
Penamaan
Ciri-ciri orbit[2]
Epos J2000
Aphelion 4.553.946.490 km
30,44125206 SA
Perihelion 4.452.940.833 km
29,76607095 SA
Sumbu semi-mayor 4.503.443.661 km
30,10366151 SA
Eksentrisitas 0,011214269
Periode orbit 60.190 hari
164,79 tahun
Periode sinodis 367,49 hari[3]
Kecepatan orbit rata-rata 5,43 km/s[3]
Anomali rata-rata 267,767281°
Inklinasi 1,767975° ke Ekliptika
6,43° ke ekuator Matahari
0,72° ke bidang Invariabel[4]
Bujur node menaik 131,794310°
Argumen perihelion 265,646853°
Satelit 13
Ciri-ciri fisik
Jari-jari khatulistiwa 24.764 ± 15 km[5][6]
3,883 Bumi
Jari-jari kutub 24.341 ± 30 km[5][6]
3,829 Bumi
Kepepatan 0,0171 ± 0,0013
Luas permukaan 7,6408×109 km²[6]
14,98 Bumi
Volume 6,254×1013 km³[3][6]
57,74 Bumi
Massa 1,0243×1026 kg[3]
17,147 Bumi
Massa jenis rata-rata 1,638 g/cm³[3][6]
Gravitasi permukaan di khatulistiwa 11.15 m/s²[3][6]
1.14 g
Kecepatan lepas 23,5 km/s[3][6]
Hari sideris 0,6713 hari[3]
16 j 6 men 36 d
Kecepatan rotasi 2,68 km/det
9,660 km/jam
Kemiringan sumbu 28,32°[3]
Asensio rekta bagi Kutub Utara  19j 57m 20d[5]
Deklinasi bagi Kutub Utara 42,950°[5]
Albedo 0,290 (terikat)
0,41 (geometrik)[3]
Suhu permukaan
   level 1 bar
   0,1 bar
(10 kPa)
min rata-rata maks
72 K[3]
55 K[3]
Magnitudo tampak 8,0 sampai 7,78[3]
Diameter sudut 2,2–2.4″[3]
Atmosfer[3]
Tinggi skala 19,7 ± 0,6 km
Komposisi
80±3,2% Hidrogen (H2)
19±3,2% Helium
1,5±0,5% Metana
~0,019% Hidrogen deuterida (HD)
~0,00015% Etana
Es:
Amonia
Air
Amonium hidrosulfida(NH4SH)
Metana (?)

Neptunus merupakan planet terjauh (kedelapan) jika ditinjau dari Matahari. Planet ini dinamai dari dewa lautan Romawi. Neptunus merupakan planet terbesar keempat berdasarkan diameter (49.530 km) dan terbesar ketiga berdasarkan massa. Massa Neptunus tercatat 17 kali lebih besar daripada Bumi, dan sedikit lebih besar daripada Uranus.[7] Neptunus mengorbit Matahari pada jarak 30,1 SA atau sekitar 4.450 juta km. Periode rotasi planet ini adalah 16,1 jam, sedangkan periode revolusinya adalah 164,8 tahun. Simbol astronomisnya adalah ♆, yang merupakan trident dewa Neptunus.

Neptunus ditemukan pada tanggal 23 September 1846.[1] Planet ini merupakan planet pertama yang ditemukan melalui prediksi matematika. Perubahan yang tak terduga di orbit Uranus membuat Alexis Bouvard menyimpulkan bahwa hal tersebut diakibatkan oleh gangguan gravitasi dari planet yang tak dikenal. Neptunus selanjutnya diamati oleh Johann Galle dalam posisi yang diprediksikan oleh Urbain Le Verrier. Satelit alam terbesarnya, Triton, ditemukan segera sesudahnya, sementara 12 satelit alam lainnya baru ditemukan lewat teleskop pada abad ke-20. Neptunus telah dikunjungi oleh satu wahana angkasa, yaitu Voyager 2, yang terbang melewati planet tersebut pada tanggal 25 Agustus 1989.

Komposisi penyusun planet ini mirip dengan Uranus, dan komposisi keduanya berbeda dari raksasa gas Yupiter dan Saturnus. Atmosfer Neptunus mengandung hidrogen, helium, hidrokarbon, kemungkinan nitrogen, dan kandungan "es" yang besar seperti es air, amonia, dan metana. Astronom kadang-kadang mengategorikan Uranus dan Neptunus sebagai "raksasa es" untuk menekankan perbedaannya.[8] Seperti Uranus, interior Neptunus terdiri dari es dan batu.[9] Metana di wilayah terluar planet merupakan salah satu penyebab kenampakan kebiruan Neptunus.[10]

Sementara atmosfer Uranus relatif tidak berciri, atmosfer Neptunus bersifat aktif dan menunjukkan pola cuaca. Contohnya, pada saat Voyager 2 terbang melewatinya pada tahun 1989, di belahan selatan planet terdapat Titik Gelap Besar yang mirip dengan Titik Merah Besar di Yupiter. Pola cuaca tersebut diakibatkan oleh angin yang sangat kencang, dengan kecepatan hingga 2.100 km/jam.[11] Karena jaraknya yang jauh dari Matahari, atmosfer luar Neptunus merupakan salah satu tempat terdingin di Tata Surya, dengan suhu terdingin −218 °C (55 K). Suhu di inti planet diperkirakan sebesar 5.400 K (5.000 °C).[12][13] Neptunus memiliki sistem cincin yang tipis. Sistem cincin tersebut baru dilacaktemu pada tahun 1960-an dan dipastikan keberadaannya oleh Voyager 2 pada tahun 1989.[14]

Sejarah[sunting | sunting sumber]

Penemuan[sunting | sunting sumber]

Lukisan Galileo menunjukkan bahwa ia pertama melihat Neptunus pada tanggal 28 Desember 1612 dan 27 Januari 1613. Pada kedua hari tersebut, Galileo salah menganggap Neptunus sebagai sebuah bintang tetap ketika planet ini muncul sangat dekat—konjungsi—dengan Yupiter pada langit malam;[15] karena itu, ia tidak dianggap sebagai penemu Neptunus. Pada masa pengamatan pertamanya bulan Desember 1612, Neptunus bersifat tetap di langit karena planet ini baru saja mengalami penghuluan pada hari itu. Gerakan ke belakang ini terbentuk ketika orbit Bumi membawa Bumi melewati planet terluar. Karena Neptunus baru saja memulai siklus penghuluan tahunannya, gerakan planet ini terlalu sulit dilacak menggunakan teleskop kecil Galileo.[16] Pada Juli 2009, fisikawan Universitas Melbourne, David Jamieson mengumumkan adanya bukti baru yang menyatakan bahwa Galileo setidaknya sadar bahwa bintang yang ia amati telah berpindah relatif terhadap bintang tetap.[17]

Tahun 1821, Alexis Bouvard menerbitkan tabel astronomi orbit tetangga Neptunus, yaitu Uranus.[18] Pengamatan selanjutnya menemukan pergeseran dari tabel tersebut, sehingga mendorong Bouvard berhipotesis bahwa suatu benda tak diketahui sedang melakukan perturbasi pada orbitnya melalui interaksi gravitasi.[19] Tahun 1843, John Couch Adams mulai mengamati orbit Uranus menggunakan data yang ia miliki. Melalui James Challis, ia meminta Sir George Airy, Astronomer Royal, mengirimkan data tersebut pada Februari 1844. Adams terus melakukan pengamatannya pada 1845–1846 dan menghasilkan beberapa perkiraan yang berbeda tentang sebuah planet baru, namun tidak menanggapi permintaan dari Airy tentang orbit Uranus.[20][21]

Tahun 1845–1846, Urbain Le Verrier, terlepas dari Adams, mengembangkan penghitungannya sendiri namun juga mengalami kesulitan memunculkan antusiasme rekannya tersebut. Pada Juni 1846, setelah melihat terbitan perkiraan pertama bujur planet karya Le Verrier dan kesamaan dengan perkiraan Adams, Airy membujuk Direktur Cambridge Observatory, James Challis untuk mencari planet itu. Challis dengan semangat mengamati langit sepanjang Agustus dan September.[19][22]

Sementara itu, melalui surat, Le Verrier meminta astronom Observatorium Berlin, Johann Gottfried Galle untuk mencari planet ini menggunakan refraktor observatorium. Heinrich d'Arrest, seorang pelajar di observatorium ini, memberitahu Galle bahwa mereka mampu membandingkan carta langit terkini di wilayah lokasi prediksi Le Verrier dengan keadaan langit saat itu untuk menemukan karakteristik perpindahan suatu planet, berbeda dengan bintang tetap. Pada sore 23 September 1846 ketika surat Le Verrier diterima, Neptunus ditemukan 1° dari tempat yang diprediksi Le Verrier, dan sekitar 12° dari prediksi Adams. Challis kemudian menyadari bahwa ia telah mengamati planet ini dua kali pada bulan Agustus dan gagal mengidentifikasinya karena pendekatannya yang kasual terhadap pengamatan tersebut.[19][23]

Setelah penemuan tersebut, muncul persaingan yang lebih nasionalis antara Perancis dan Britania Raya mengenai pihak yang pantas mendapat penghargaan atas penemuan planet ini. Konsensus internasional memutuskan bahwa Le Verrier dan Adams sama-sama berhak mendapat penghargaan. Sejak 1966, Dennis Rawlins mempertanyakan kredibilitas klaim Adams tentang penemuan bersama dan masalah ini dievaluasi kembali oleh sejarawan dengan pengembalian dokumen bersejarah "Neptune papers" pada tahun 1998 ke Royal Observatory, Greenwich.[24] Setelah meninjau dokumen tersebut, mereka menyatakan bahwa, "Adams tidak pantas menerima penghargaan bersama Le Verrier atas penemuan Neptunus. Penghargaan ini berhak diberikan kepada orang yang sama-sama berhasil memprediksikan lokasi planet dan meyakinkan para astronom untuk mencarinya."[25]

Penamaan[sunting | sunting sumber]

Sesaat setelah penemuannya, Neptunus hanya disebut sebagai "planet di luar Uranus" atau "planet Le Verrier". Usulan nama pertama berasal dari Galle, yang mengusulkan Yanus. Di Inggris, Challis mengusulkan Oceanus.[26]

Dengan mengklaim hak pemberian nama temuannya, Le Verrier langsung mengusulkan nama Neptunus untuk planet ini, sementara secara keliru menyatakan bahwa nama tersebut resmi disetujui oleh Bureau des Longitudes Perancis.[27] Pada bulan Oktober, ia mengusulkan agar planet ini diberi nama Le Verrier, sesuai nama dirinya, dan ia mendapatkan dukungan setia dari Direktur Observatorium, François Arago. Usulan ini ditentang di luar Perancis.[28] Almanak Perancis langsung memperkenalkan kembali nama Herschel untuk Uranus, sesuai nama penemunya Sir William Herschel, dan Leverrier untuk planet baru ini.[29]

Struve membawa nama Neptunus kepada Akademi Ilmu Pengetahuan Saint Petersburg pada 29 Desember 1846.[30] Neptunus kelak menjadi nama yang disetujui secara internasional. Dalam mitologi Romawi, Neptunus adalah dewa laut, yang dapat dikenali dari Poseidon Yunaninya. Permintaan nama mitologi sepertinya mendukung tata nama planet-planet lain, yang semuanya, kecuali Bumi, diberi nama sesuai mitologi Yunani dan Romawi.[31]

Banyak bahasa di dunia saat ini, bahkan di negara-negara yang tidak memiliki hubungan langsung dengan budaya Yunani-Romawi, memakai berbagai varian nama "Neptunus" untuk planet ini; dalam bahasa Cina, Jepang, dan Korea, nama planet ini dapat diterjemahkan secara harfiah sebagai "bintang raja laut" (海王星), karena Neptunus adalah dewa laut.[32]

Status[sunting | sunting sumber]

Sejak penemuannya tahun 1846 hingga penemuan Pluto pada tahun 1930, Neptunus adalah planet terjauh yang diketahui manusia. Setelah penemuan Pluto, Neptunus menjadi planet kedua terakhir selama 20 tahun antara 1979 dan 1999 ketika orbit elips Pluto membawanya lebih dekat dengan Matahari dibandingkan Neptunus.[33] Penemuan Sabuk Kuiper tahun 1992 mendorong banyak astronom memperdebatkan apakah Pluto pantas dianggap sebagai planet atau bagian dari struktur terbesar sabuk tersebut.[34][35] Pada tahun 2006, Persatuan Astronomi Internasional mendefinisikan kata "planet" untuk pertama kalinya, kembali mengelompokkan Pluto sebagai "planet kerdil" dan menjadikan Neptunus sekali lagi planet terakhir di Tata Surya.[36]

Komposisi dan struktur[sunting | sunting sumber]

Neptunus memiliki massa sebesar 1,0243×1026 kg,[3] atau tujuh belas kali massa Bumi dan 1/19 kali massa Yupiter.[7] Planet ini merupakan salah satu dari dua planet (selain Yupiter) yang gravitasi permukaannya lebih besar daripada Bumi.[37] Jari-jari khatulistiwanya tercatat sebesar 24.764 km,[5] atau sekitar empat kali jari-jari Bumi. Neptunus dan Uranus sering dijuluki "raksasa es", karena ukurannya yang lebih kecil dan kadar volatil yang lebih tinggi daripada Yupiter dan Saturnus.[38] Dalam pencarian planet luar surya, Neptunus telah digunakan sebagai metonim: objek-objek luar surya dengan massa yang mirip sering dijuluki dengan nama "Neptunes".[39]

Struktur internal[sunting | sunting sumber]

Struktur internal Neptunus mirip dengan Uranus. Atmosfer Neptunus membentuk sekitar lima hingga sepuluh persen massanya, dan kira-kira meliputi 10 hingga 20 persen struktur planet tersebut. Tekanan di atmosfer dapat mencapai 10 GPa. Metana, amonia, dan air dapat ditemui di daerah bawah atmosfer.[12]

Struktur internal Neptunus:
1. Atmosfer atas
2. Atmosfer yang terdiri dari hidrogen, helium, dan gas metana
3. Mantel yang terdiri dari es air, amonia, dan metana
4. Inti yang terdiri dari bebatuan (silikat dan nikel-besi)

Suhu di daerah mantel dapat mencapai 2.000 K hingga 5.000 K. Massa mantel tersebut sama dengan 10 hingga 15 kali massa Bumi, serta kaya akan air, amonia, dan metana.[1] Seperti kebiasaan dalam ilmu keplanetan, campuran ini dijuluki ber-es, meskipun "es" tersebut merupakan fluida superkritikal. Fluida ini, dengan konduktivitas elektrik yang tinggi, kadang-kadang disebut samudra air-amonia.[40] Di kedalaman 7.000 km, metana dapat terurai menjadi kristal intan yang lalu berpresipitasi ke inti.[41] Mantel terdiri dari lapisan air ionik, yaitu tempat molekul air pecah menjadi sup ion hidrogen dan oksigen. Di lapisan mantel yang lebih dalam, terdapat air superionik, yaitu tempat oksigen mengristal, namun ion hidrogen mengapung dengan bebas di oksigen.[42]

Inti Neptunus terdiri dari besi, nikel, dan silikat, dengan massa 1,2 kali Bumi.[43] Tekanan di inti diperkirakan sebesar 7 Mbar (700 GPa), jutaan kali lebih besar daripada tekanan di permukaan Bumi. Sementara itu, suhu di inti dapat mencapai 5.400 K.[12][13]

Atmosfer[sunting | sunting sumber]

Gabungan gambar berwarna dan hampir-inframerah Neptunus memperlihatkan pita metana di atmosfernya, dan empat satelitnya, Proteus, Larissa, Galatea, dan Despina.

Di ketinggian tinggi, atmosfer Neptunus terdiri dari 80% hidrogen dan 19% helium.[12] Jejak-jejak metana juga ada di Neptunus. Pita penyerap metana terbentuk di rentang gelombang di atas 600 nm, di bagian merah dan inframerah spektrum. Seperti Uranus, penyerapan cahaya merah oleh metana atmosfer adalah bagian yang memberikan Neptunus warna biru,[44] meski warna azure cerah Neptunus berbeda daripada warna cyan sejuk Uranus. Karena zat metana atmosfer Neptunus sama seperti Uranus, sejumlah konstituen atmosfer yang tidak dikenal diduga turut berkontribusi pada warna Neptunus.[10]

Atmosfer Neptunus terbagi lagi menjadi dua wilayah utama; troposfer bawah, tempat suhu terus menurun seiring ketinggiannya, dan stratosfer, tempat suhu terus meningkat seiring ketinggiannya. Batas di antara keduanya, yaitu tropopause, ada pada tekanan 01 bar (100 kPa).[8] Stratosfer kemudian dilanjutkan oleh termosfer pada tekanan kurang dari 10−5 hingga 10−4 mikrobar (1 hingga 10 Pa).[8] Termosfer secara bertahap berubah menjadi eksosfer.

Pita awan tinggi memberi bayangan pada dek awan bawah Neptunus

Model menunjukkan bahwa troposfer Neptunus dilapisi oleh awan dengan berbagai komposisi tergantung ketinggiannya. Awan tingkat atas muncul pada tekanan kurang dari satu bar, yang suhunya cocok bagi metana untuk mengembun. Untuk tekanan antara satu dan lima bar (100 dan 500 kPa), awan amonia dan hidrogen sulfida diyakini terbentuk. Di atas tekanan lima bar, awan Neptunus terdiri dari amonia, amonium sulfida, hidrogen sulfida dan air. Awan es air yang lebih dalam ditemukan pada tekanan sekitar 50 bar (5.0 MPa), yang suhunya mencapai 0 °C. Di bawahnya, awan amonia dan hidrogen sulfida terbentuk.[45]

Awan tinggi di Neptunus telah diamati menghasilkan bayangan pada lapisan awan opak di bawahnya. Ada pula pita awan tinggi yang menyelimuti planet ini pada garis lintang yang sama. Pita melingkar ini selebar 50–150 km dan berada 50–110 km di atas lapisan awan.[46]

Spektrum Neptunus menunjukkan bahwa stratosfer bawahnya berkabut akibat pengembunan produk fotolisis ultraviolet metana, seperti etana dan asetilena.[8][12] Stratosfer juga merupakan tempat bagi jejak-jejak karbon monoksida dan hidrogen sianida.[8][47] Stratosfer Neptunus lebih hangat daripada Uranus karena konsentrasi hidrokarbon yang tinggi.[8]

Termosfer planet ini memiliki suhu yang tidak normal sebesar 750 K dengan alasan yang masih belum jelas.[48][49] Planet ini terlalu jauh dari Matahari untuk menghasilkan suhu sepanas ini yang diakibatkan oleh radiasi ultraviolet. Satu dugaan mekanisme pemanasan ini ialah adanya interaksi atmosfer di medan magnet planet ini. Dugaan lain adalah adanya gelombang gravitasi dari dalam planet yang menghilang di atmosfer. Termosfer Neptunus terdiri dari jejak-jejak karbon dioksida dan air yang diduga terkumpul dari sumber-sumber luar seperti meteorit dan debu.[45][47]

Magnetosfer[sunting | sunting sumber]

Neptune juga memiliki magnetosfer yang mirip Uranus, dengan medan magnet yang sangat miring relatif terhadap sumbu rotasinya pada 47° dan berimbang pada 0,55 radii, atau sekitar 13500 km dari pusat fisik planet ini. Sebelum Voyager tiba di Neptunus, diduga bahwa magnetosfer miring Uranus mengakibatkan rotasi Neptunus yang menyamping. Dengan membandingkan medan magnet dua planet, para ilmuwan sekarang berpikir bahwa orientasi ekstrem merupakan karakteristik aliran di bagian dalam planet. Medan ini mungkin dibentuk oleh gerakan cairan konvektif dalam kulit bola tipis pada cairan konduktor listrik (diduga berupa gabungan amonia, metana dan air)[45] yang menghasilkan gerakan dinamo.[50]

Komponen dipol medan magnet di khatulistiwa magnetik Neptunus sekitar 14 mikrotesla (0,14 G).[51] Momentum magnetik dipol Neptunus sekitar 2,2 × 1017 T·m3 (14 μT·RN3; RN adalah radius Neptunus). Medan magnet Neptunus memiliki geometri rumit yang mencakup kontribusi relatif besar dari komponen non-dipolar, termasuk momentum kuadrupol kuat yang kekuatannya mungkin melebihi momentum dipol. Bumi, Yupiter, dan Saturnus memiliki momentum kuadrupol yang relatif kecil, dan medannya sedikit miring dari sumbu kutubnya. Momentum kuadrupol Neptunus yang besar bisa jadi merupakan hasil dari keseimbangan pusat planet dan masalah geometri penggerak dinamo medan magnet4.[52][53]

Kejutan busur Neptunus, tempat magnetosfer mulai memperlambat angin surya, terbentuk pada jarak 34,9 kali radius planet ini. Magnetopause, tempat tekanan magnetosfer mengimbangi angin surya, terbentuk pada jarak 23–26,5 kali radius Neptunus. Ekor magnetosfer memanjang hingga 72 kali radius Neptunus, dan bisa jadi lebih panjang lagi.[52]

Cincin planet[sunting | sunting sumber]

Cincin Neptunus, diambil oleh Voyager 2

Neptunus memiliki sebuah sistem cincin planet, meski kurang kokoh daripada Saturnus. Cincin-cincin tersebut terdiri dari partikel es yang diselubungi bahan berdasar silikat atau karbon yang memberi warna merah pada cincin.[54] Tiga cincin utamanya adalah Cincin Adams yang sempit, 63000 km dari pusat Neptunus, Cincin Le Verrier pada ketinggian 53000 km, dan Cincin Galle yang luas dan lemah pada ketinggian 42000 km. Perpanjangan lemah ke luar hingga Cincin Le Verier diberi nama Lassell; perpanjangan ini dibatasi oleh Cincin Arago di pinggiran luarnya pada ketinggian 57.000 km.[55]

Cincin planet pertama ditemukan tahun 1968 oleh tim yang dipimpin Edward Guinan,[14][56] namun akhirnya disimpulkan cincin ini belum lengkap.[57] Bukti bahwa cincin-cincin tersebut memiliki celah pertama muncul pada okultasi bintang tahun 1984 ketika cincin tersebut mengaburkan sebuah bintang ketika tenggelam, bukan ketika muncul.[58] Gambar yang diambil Voyager 2 tahun 1989 menyelesaikan masalah ini dengan memperlihatkan beberapa cincin lemah. Cincin ini memiliki struktur menggumpal,[59] akibatnya belum diketahui namun bisa jadi karena interaksi gravitasi dengan satelit kecil di orbit dekat cincin.[60]

Cincin terluar, Adams, terdiri dari lima busur utama yang diberi nama Courage, Liberté, Egalité 1, Egalité 2 dan Fraternité (Keberanian, Kebebasan, Kesetaraan dan Persaudaraan).[61] Keberadaan busur-busur ini sulit dijelaskan karena hukum gerakan akan memprediksikan bahwa busur tersebut tersebar menjadi cincin seragam dalam kurun waktu yang sangat singkat. Para astronom sekarang yakin bahwa busur-busur tersebut mengitari Neptunus sesuai bentuknya sekarang akibat dampak gravitasi Galatea, sebuah satelit yang dekat dengan cincin ini.[62][63]

Pengamatan dari Bumi pada tahun 2005 menunjukkan bahwa cincin Neptunus lebih tidak stabil daripada dugaan sebelumnya. Gambar yang diambil dari W. M. Keck Observatory tahun 2002 dan 2003 memperlihatkan kerusakan pada cincin jika dibandingkan dengan gambar dari Voyager 2. Karena itu, sepertinya busur Liberté akan menghilang selambat-lambatnya satu abad berikutnya.[64]

Iklim[sunting | sunting sumber]

Salah satu perbedaan antara Neptunus dan Uranus adalah tingkat aktivitas meteorologinya. Ketika Voyager 2 terbang melewati Uranus pada tahun 1986, planet ini terlihat lemah. Sebenarnya,Neptunus memiliki fenomena cuaca luar biasa ketika Voyager 2 melintasinya pada tahun 1989.[65]

Titik Gelap Besar (atas), Scooter (awan putih tengah),[66] dan Titik Gelap Kecil (bawah) yang sangat kontras.

Cuaca Neptunus dapat dikenali dari sistem badai dinamisnya yang ekstrem, dengan angin mencapai kecepatan 600 m/detik—hampir menyamai aliran supersonik.[11] Selain itu, dengan melacak gerakan awan tetap, kecepatan angin juga ditunjukkan beragam mulai dari 20 m/detik ke timur hingga 325 m/detik ke barat.[67] Di puncak awan, angin kuat memiliki kecepatan yang berkisar antara 400 m/detik di sepanjang khatulistiwa hingga 250 m/detik di kutub.[45] Kebanyakan angin di Neptunus berembus dengan arah melawan rotasi planet.[68] Pola angin yang umum menunjukkan adanya rotasi searah di lintang tinggi vs. rotasi menghulu di lintang bawah. Perbedaan arah aliran diduga merupakan "efek kulit" dan bukan karena proses atmosfer dalam apapun.[8] Di lintang 70° S, angin jet berkecepatan tinggi berembus dengan kecepatan 300 m/detik.[8]

Limpahan metana, etana dan etina di khatulistiwa Neptunus 10–100 kali lebih besar daripada di kutubnya. Ini ditafsirkan sebagai bukti adanya pembalikan massa air di khatulistiwa dan penyurutan di kutub.[8]

Pada tahun 2007 ditemukan bahwa troposfer atas kutub selatan Neptunus 10 °C lebih panas daripada keseluruhan Neptunus, yang suhu rata-ratanya sekitar −200 °C (70 K).[69] Perbedaan panas ini cukup untuk membiarkan metana, di manapun membeku di atmosfer atas Neptunus, mencair sebagai gas melintasi kutub selatan dan ke luar angkasa. "Titik panas" relatif ini dikarenakan kemiringan sumbu Neptunus, yang memaparkan kutub selatan ke Matahari selama seperempat terakhir tahun Neptunus, atau 40 tahun Bumi. Ketika Neptunus perlahan bergerak menuju sisi lain Matahari, kutub selatan akan gelap dan kutub utara terang, mengakibatkan pelepasan metana berpindah ke kutub utara.[70]

Akibat perubahan musim, pengamatan di pita awan belahan selatan Neptunus menunjukkan adanya peningkatan ukuran dan albedo. Peristiwa ini pertama kali terlihat tahun 1980 dan diperkirakan akan terus berlangsung hingga 2020. Periode orbit Neptunus yang panjang menghasilkan musim-musim yang berlangsung selama 40 tahun.[71]

Badai[sunting | sunting sumber]

Titik Gelap Besar, diambil oleh Voyager 2

Pada tahun 1989, Titik Gelap Besar, sebuah sistem badai antisiklon sebesar 13000×6600 km,[65] ditemukan oleh Voyager 2 NASA. Badai ini menyerupai Titik Merah Besar Yupiter. Sekitar lima tahun kemudian, pada 2 November 1994, Teleskop Antariksa Hubble tidak melihat Titik Gelap Besar di planet ini. Sebuah badai baru yang mirip dengan Titik Gelap Besar justru ditemukan di belahan utara Neptunus.[72]

Scooter (Skuter) adalah badai lain, sebuah kelompok awan putih jauh di selatan Titik Gelap Besar. Dijuluki Scooter karena ketika pertama kali diamati beberapa bulan sebelum penerbangan Voyager 2 1989, titik ini bergerak lebih cepat daripada Titik Gelap Besar.[68] Subsequent images revealed even faster clouds. Titik Gelap Kecil merupakan badai siklon selatan, badai terkencang kedua yang diamati selama penerbangan tahun 1989. Awalnya tampak gelap, namun ketika Voyager 2 mendekati planet ini, inti cerah terbentuk dan dapat dilihat di sebagian besar gambar beresolusi tinggi.[73]

Titik gelap Neptunus diduga terbentuk di troposfer pada ketinggian yang lebih rendah daripada lapisan awan cerah,[74] sehingga titik ini muncul sebagai lubang di lapisan awan atas. Sebagai fitur stabil yang terus ada hingga beberapa bulan, titik gelap ini dianggap sebagai struktur vorteks.[46] Titik gelap ini sering dikaitkan dengan awan metana cerah tetap yang terbentuk di sekitar lapisan tropopause.[75] Ketetapan awan memperlihatkan bahwa sejumlah bekas titik gelap akan terus ada sebagai siklon meski tidak lagi tampak sebagai sesuatu yang gelap. Titik gelap bisa menghilang jika bermigrasi terlalu dekat dengan khatulistiwa atau melalui serangkaian mekanisme yang tidak diketahui.[76]

Panas internal[sunting | sunting sumber]

Empat gambar yang diambil selang beberapa jam menggunakan Wide Field Camera 3 di Teleskop Antariksa Hubble NASA/ESA.[77]

Cuaca Neptunus yang beragam jika dibandingkan dengan Uranus diyakini disebabkan oleh panas internalnya yang tinggi.[78] Meski Neptunus terletak setengah jarak dari Matahari seperti Uranus, dan hanya menerima 40% sinar Matahari,[8] suhu permukaan kedua planet ini secara kasar setara.[78] Wilayah atas troposfer Neptunus memiliki suhu rendah −2.214 °C (−1,941 K). Pada kedalaman tempat tekanan atmosfer mencapai 1 bar (100 kPa), suhunya mencapai −20.115 °C (−19,842 K).[79] Jauh di dalam lapisan gas, suhu naik bertahap. Seperti Uranus, sumber pemanasan ini tidak diketahui, namun perbedaannya sangat besar: Uranus hanya memancarkan 1,1 kali energi yang diterima dari Matahari;[80] sementara Neptunus 2,61 kali energi yang diterima dari Matahari.[81] Neptunus adalah planet terjauh dari Matahari, namun energi internalnya mampu menggerakkan angin planet terkuat di Tata Surya. Beberapa penjelasan telah dikemukakan, termasuk pemanasan radiogenik dari inti planet,[82] konversi metana di bawah tekanan tinggi menjadi hidrogen, intan dan hidrokarbon (hidrogen dan intan akan naik dan tenggelam, melepaskan energi potensial gravitasi),[82][83] dan konveksi di atmosfer bawah yang menyebabkan gelombang gravitasi terpecah di atas tropopause.[84][85]

Orbit dan rotasi[sunting | sunting sumber]

Jarak rata-rata antara Neptunus dan Matahari adalah 4,50 miliar km (sekitar 30,1 AU), dan menyelesaikan orbitnya setiap 164,79 tahun

Jarak rata-rata antara Neptunus dan Matahari adalah 4,50 miliar km (sekitar 30,1 AU), dan menyelesaikan orbitnya setiap 164,79 tahun dengan variabilitas sekitar ±0,1 tahun.

Pada 11 Juli 2011, Neptunus menyelesaikan orbit barisentris pertamanya sejak ditemukan tahun 1846,[86][87] meski tidak muncul pada posisi penemuannya di langit karena Bumi berada pada lokasi berbeda dalam orbitnya selama 365,25 hari. Akibat gerakan Matahari terhadap barisenter Tata Surya, pada 11 Juli Neptunus juga tidak berada pada posisi penemuannya terhadap Matahari; jika sistem koordinat heliosentris digunakan, garis bujur penemuannya tercapai pada 12 Juli 2011.[88][89][90]

Orbit elips Neptunus berinklinasi 1,77° jika dibandingkan dengan Bumi. Akibat eksentrisitas sebesar 0,011, jarak antara Neptunus dan Matahari mencapai 101 juta km antara perihelion dan aphelion, titik terdekat dan terjauh planet dari Matahari di sepanjang jalur orbitnya.[2]

Kemiringan sumbu Neptunus adalah 28,32°,[91] sama seperti kemiringan Bumi (23°) dan Mars (25°). Akibatnya, planet ini mengalami perubahan musim yang sama seperti Bumi. Periode orbit Neptunus yang lama berarti musim-musim tersebut berlangsung selama 40 tahun Bumi.[71] Periode rotasi siderealnya (hari) secara kasar yaitu 11,611 jam.[88] Karena kemiringan sumbunya sama seperti Bumi, variasi panjang hari sepanjang tahunnya tidak terlalu ekstrem.

Karena Neptunus bukan benda padat, atmosfernya mengalami rotasi diferensial. Zona khatulistiwa yang lebar berotasi selama 18 jam, lebih lambat daripada rotasi medan magnetnya selama 16,1 jam. Rotasi terbalik terjadi di kawasan kutub yang berlangsung selama 12 jam. Rotasi diferensial planet ini paling menarik daripada planet-planet lain di Tata Surya,[92] dan mengakibatkan adanya hembusan angin lintang yang kuat.[46]

Resonansi orbit[sunting | sunting sumber]

Sebuah diagram memperlihatkan resonansi orbit besar di sabuk Kuiper yang diakibatkan oleh Neptunus: kawasan berwarna memiliki resonansi 2:3 (plutino), nonresonan "sabuk klasik" (cubewano), dan resonansi 1:2 (twotino).

Orbit Neptunus memiliki dampak besar terhadap wilayah di sekitarnya yang dikenal sebagai sabuk Kuiper. Sabuk Kuiper adalah cincin yang terdiri dari bebatuan es kecil, sama seperti sabuk asteroid namun lebih besar, membentang dari orbit Neptunus di 30 AU hingga 55 AU dari Matahari.[93] Gravitasi Yupiter mendominasi sabuk asteroid dan membentuk strukturnya, begitu pula dengan gravitasi Neptunus yang mendominasi sabuk Kuiper. Sepanjang usia Tata Surya, beberapa kawasan sabuk Kuiper menjadi kurang stabil akibat gravitasi Neptunus dan menciptakan celah pada struktur sabuk. Kawasan antara 40 dan 42 AU adalah salah satu contohnya.[94]

Memang ada orbit di kawasan kosong ini tempat objek dapat selamat sepanjang usia Tata Surya. Resonansi ini terjadi ketika periode orbit Neptunus sangat mirip dengan benda tersebut, yaitu sebesar 1:2 atau 3:4. Jika dikatakan sebuah benda mengorbit Matahari sekali setiap dua orbit Neptunus, benda tersebut hanya akan menyelesaikan setengah orbitnya ketika Neptunus kembali ke posisi aslinya. Resonansi terpadat ada di sabuk Kuiper, dengan 200 benda teridentifikasi,[95] yaitu 2:3. Benda pada resonansi ini menyelesaikan 2 orbit setiap 3 orbit Neptunus, dan dikenal sebagai plutino karena benda sabuk Kuiper terbesar, Pluto, termasuk di antaranya.[96] Meski Pluto secara rutin melintasi orbit Neptunus, resonansi sebesar 2:3 menjamin kedua planet tidak akan pernah bertabrakan.[97] Resonansi 3:4, 3:5, 4:7 dan 2:5 kurang padat.[98]

Neptunus memiliki beberapa benda troya yang menempati titik Lagrangian L4 Matahari-Neptunus— sebuah kawasan gravitasi stabil yang mengatur orbitnya.[99] Benda troya Neptunus dapat dilihat dengan resonansi 1:1 bersama Neptunus. Troya Neptunus sangat stabil orbitnya dan mungkin memang terbentuk di pinggir Neptunus, bukan terjebak oleh gravitasinya. Benda pertama sekaligus satu-atunya yang teridentifikasi berkaitan dengan titik Lagrangian L5 jalur Neptunus adalah 2008 LC18.[100]

Pembentukan dan perpindahan[sunting | sunting sumber]

Simulasi yang menunjukkan planet luar dan sabuk Kuiper: a) sebelum Yupiter dan Saturnus mencapai resonansi 2:1; b) setelah penghamburan objek sabuk Kuiper ke dalam akibat perpindahan orbit Neptunus; c) setelah pengeluaran objek sabuk Kuiper yang terserak oleh Yupiter.

Pembentukan raksasa es sulit untuk dimodelkan secara pasti. Berdasarkan model saat ini, metode akresi inti tidak dapat digunakan karena kepadatan materi di wilayah luar Tata Surya terlalu rendah. Berbagai hipotesis lain telah diajukan. Salah satunya adalah hipotesis yang mengusulkan bahwa raksasa es tidak dibentuk oleh akresi inti, tetapi oleh ketidakstabilan dalam cakram protoplanet awal, dan nantinya atmosfer mereka terembus jauh oleh radiasi dari bintang OB besar terdekat.[101]

Konsep lain yang digunakan adalah bahwa Neptunus terbentuk di tempat yang lebih dekat dari Matahari. Di tempat tersebut kepadatan materi besar, dan lalu planet ini mengalami perpindahan ke orbitnya sekarang setelah penyingkiran cakram protoplanet bergas.[102] Hipotesis perpindahan setelah pembentukan saat ini didukung karena lebih mampu menjelaskan keberadaan objek-objek kecil di wilayah trans-Neptunus.[103] Penjelasan mengenai hipotesis ini yang paling banyak didukung[104][105][106] dikenal dengan nama model Nice, yang membahas pengaruh perpindahan Neptunus dan planet raksasa lain terhadap struktur sabuk Kuiper.

Satelit[sunting | sunting sumber]

Neptunus (atas) dan Triton (bawah)
Warna alami Neptunus bersama Proteus (atas), Larissa (kanan bawah) dan Despina (kiri), dari Teleskop Antariksa Hubble

Neptunus diketahui memiliki 13 satelit.[3] Satelit terbesar terdiri dari 99,5 persen massa di orbit sekitar Neptunus[107] dan satu-satunya yang berbentuk sferoid adalah Triton, ditemukan oleh William Lassell 17 hari setelah penemuan Neptunus. Tidak seperti satelit planet besar lain di Tata Surya, Triton memiliki orbit menghulu, yang menandakan bahwa Triton terjebak oleh gravitasi Neptunus, bukannya terbentuk di tempat; Triton diduga pernah menjadi planet kerdil di sabuk Kuiper.[108] Triton sangat dekat dengan Neptunus sehingga terjebak dalam rotasi sinkronisnya, dan secara perlahan bergerak spiral ke dalam akibat akselerasi pasang dan akan terbelah dalam kurun 3,6 miliar tahun ketika Triton mencapai batas Roche.[109] Pada tahun 1989, Triton merupakan benda terdingin yang pernah diukur di tata surya,[110] dengan perkiraan suhu sekitar −235 °C (38 K).[111]

Satelit kedua Neptunus (menurut urutan penemuannya), yaitu satelit ireguler Nereid, memiliki salah satu orbit paling eksentrik di antara semua satelit di tata surya. Eksentrisitas sebesar 0,7512 memberikannya apoapsis tujuh kali lebih panjang daripada periapsisnya dari Neptuus.[112]

Satelit Neptunus, Proteus

Sejak Juli hingga September 1989, Voyager 2 menemukan enam satelit Neptunus baru.[52] Dari enam satelit tersebut, Proteus yang berbentuk ireguler terkenal sebagai benda padat besar yang tidak tertarik menjadi bentuk sferoid akibat gravitasinya sendiri.[113] Meski merupakan satelit terbesar kedua Neptunus, massa Proteus hanya 0,25% dari massa Triton. Orbit empat satelit terdalam Neptunus—Naiad, Thalassa, Despina dan Galatea—sangat dekat dengan cincin Neptunus. Satelit terjauh selanjutnya, Larissa, ditemukan pada 1981 ketika satelit ini mengokultasi sebuah bintang. Okultasi ini terjadi pada busur cincin, namun ketika Voyager 2 mengamati Neptunus pada tahun 1989, okultasi ini dinyatakan terjadi akibat satelitnya. Lima satelit ireguler baru yang ditemukan antara tahun 2002 dan 2003 diumumkan pada tahun 2004.[114][115] Karena Neptunus adalah dewa laut Romawi, satelit-satelit Planet ini diberi nama sesuai nama dewa-dewa laut selanjutnya.[31]

Pengamatan[sunting | sunting sumber]

Neptunus tidak dapat dilihat dengan mata telanjang, karena memiliki tingkat kecerahan antara magnitudo +7.7 dan +8.0,[3][116] yang bisa dikalahkan oleh satelit Galileo Yupiter, planet kerdil Ceres dan asteroid 4 Vesta, 2 Pallas, 7 Iris, 3 Juno dan 6 Hebe.[117] Sebuah teleskop atau teropong kuat akan menunjukkan Neptunus sebagai lingkaran biru kecil, sama seperti Uranus.[118]

Karena jarak Neptunus yang jauh dari Bumi, diameter sudut planet ini berkisar dari 2,2 hingga 2,4 detik busur,[3][116] terkecil di antara planet-planet di Tata Surya. Ukuran semunya yang kecil menjadikan Neptunus sebagai planet yang paling menantang untuk dipelajari secara visual. Sebagian besar data teleskop sangat terbatas sampai peluncuran Teleskop Antariksa Hubble dan teleskop darat berukuran besar dengan optik adaptif.[119][120]

Dari Bumi, Neptunus mengalami gerak menghulu setiap 367 hari, mengakibatkan terjadinya gerakan memutar berlawanan dengan bintang-bintang di belakangnya pada setiap oposisi. Gerakan memutar ini membawa Neptunus dekat dengan koordinat penemuan 1846 pada April dan Juli 2010 dan akan terjadi lagi pada Oktober dan November 2011.[90]

Pengamatan Neptunus pada gelombang frekuensi radio memperlihatkan bahwa planet ini adalah sumber emisi bersinambungan dan semburan tidak menentu. Kedua sumber diyakini berasal dari putaran medan magnet planet.[45] Di bagian inframerah spektrumnya, badai Neptunus terlihat lebih cerah dibandingkan sekitarnya yang lebih dingin, sehingga memungkinkan ukuran dan bentuk fitur-fitur planet ini siap dilacak.[121]

Penjelajahan[sunting | sunting sumber]

Ilustrasi Voyager 2 melewati Neptunus pada tahun 1989.

Voyager 2 berada di jarak terdekat dengan Neptunus pada 25 Agustus 1989. Karena Neptunus merupakan planet besar terakhir yang dikunjungi wahana antariksa ini, diputuskan agar Voyager 2 diterbangkan dalam jarak dekat dengan Triton, satelit Neptunus, tanpa mempertimbangkan konsekuensi terhadap lintasan terbangnya, sama seperti yang dilakukan kepada Voyager 1 ketika melintasi Saturnus dan satelitnya, Titan. Gambar yang dikirimkan ke Bumi dari Voyager 2 menjadi dasar program malam PBS tahun 1989, Neptune All Night.[122]

Mosaik Triton oleh Voyager 2

Ketika bertemu dengan Neptunus, sinyal dari wahana ini membutuhkan 246 menit untuk tiba di Bumi. Karena itu, sebagian besar misi Voyager 2 bergantung pada komando yang telah dimuat untuk pendekatan Neptunus. Voyager 2 melakukan pendekatan dengan satelit Nereid sebelum berada 4400 km dari atmosfer Neptunus pada 25 Agustus, kemudian terbang dekat dengan satelit terbesar Triton pada hari itu juga.[123]

Voyager 2 membenarkan keberadaan medan magnet mengitari planet ini dan menemukan bahwa medan ini seimbang dengan pusatnya dan mengambang sama seperti medan di sekitar Uranus. Pertanyaan tentang rotasi planet ini dipecahkan menggunakan pengukuran emisi radio. Voyager 2 juga memperlihatkan bahwa Neptunus memiliki sistem cuaca yang aktif. Enam satelit baru ditemukan, dan planet ini diperlihatkan memiliki lebih dari satu cincin.[52][123]

Pada tahun 2003, "Vision Missions Studies" NASA diusulkan untuk mengimplementasikan misi "Neptune Orbiter with Probes" yang melaksanakan ilmu tingkat Cassini tanpa tenaga listrik atau dorongan berbasis fisi. Penelitiannya sedang dilakukan di JPL dan California Institute of Technology.[124]

Lihat pula[sunting | sunting sumber]

Rujukan[sunting | sunting sumber]

  1. ^ a b c Hamilton, Calvin J. (August 4, 2001). "Neptune". Views of the Solar System. Diakses 2007-08-13. 
  2. ^ a b Yeomans, Donald K. (2006-7-13). "HORIZONS System". NASA JPL. Diakses 2007-08-08. —At the site, go to the "web interface" then select "Ephemeris Type: ELEMENTS", "Target Body: Neptune Barycenter" and "Center: Sun".
  3. ^ a b c d e f g h i j k l m n o p q r s Williams, David R. (2004-9-1). "Neptune Fact Sheet". NASA. Diakses 2007-08-14. 
  4. ^ "The MeanPlane (Invariable plane) of the Solar System passing through the barycenter". 2009-04-03. Diarsipkan dari aslinya tanggal 2009-04-20. Diakses 2009-04-10.  (diproduksi dengan Solex 10 ditulis oleh Aldo Vitagliano)
  5. ^ a b c d e P. Kenneth, Seidelmann; Archinal, B. A.; A’hearn, M. F. et al (2007). "Report of the IAU/IAGWorking Group on cartographic coordinates and rotational elements". Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy (Springer Netherlands) 90: 155–180. doi:10.1007/s10569-007-9072-y. Diakses 2008-03-07. 
  6. ^ a b c d e f g Merujuk kepada tekanan atmosfer 1 bar (100 kPa)
  7. ^ a b Williams, David R. (2007-11-29). "Planetary Fact Sheet – Metric". NASA. Diakses 2008-3-13. 
  8. ^ a b c d e f g h i j Lunine, Jonathan I. (1993). The Atmospheres of Uranus and Neptune. Lunar and Planetary Observatory, University of Arizona. Bibcode:1993ARA&A..31..217L. doi:10.1146/annurev.aa.31.090193.001245. 
  9. ^ 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. }
  10. ^ a b Munsell, Kirk; Smith, Harman; Harvey, Samantha (2007-11-13). "Neptune overview". Solar System Exploration. NASA. Diakses 2008-2-20. 
  11. ^ a b 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. 
  12. ^ a b c d e Hubbard, W. B. (1997). "Neptune's Deep Chemistry". Science 275 (5304): 1279–1280. doi:10.1126/science.275.5304.1279. PMID 9064785. 
  13. ^ a b Nettelmann, N.; French, M.; Holst, B.; Redmer, R. "Interior Models of Jupiter, Saturn and Neptune" (PDF). University of Rostock. Diakses 2008-2-25. 
  14. ^ a b Wilford, John N. (1982-6-10). "Data Shows 2 Rings Circling Neptune". The New York Times. Diakses 2008-2-29. 
  15. ^ Hirschfeld, Alan (2001). Parallax: The Race to Measure the Cosmos. New York, New York: Henry Holt. ISBN 0-8050-7133-4. 
  16. ^ Littmann, Mark; Standish, E. M. (2004). Planets Beyond: Discovering the Outer Solar System. Courier Dover Publications. ISBN 0-486-43602-0. 
  17. ^ Britt, Robert Roy (2009). "Galileo discovered Neptune, new theory claims". MSNBC News. Diakses 2009-7-10. 
  18. ^ Bouvard, A. (1821). Tables astronomiques publiées par le Bureau des Longitudes de France. Paris: Bachelier. 
  19. ^ a b c Airy, G. B. (1846-11-13). "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. 
  20. ^ O'Connor, John J.; Robertson, Edmund F. (2006). "John Couch Adams' account of the discovery of Neptune". University of St Andrews. Diakses 2008-2-18. 
  21. ^ Adams, J. C. (1846-11-13). "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. 
  22. ^ Challis, Rev. J. (1846-11-13). "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. 
  23. ^ Galle, J. G. (1846-11-13). "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. 
  24. ^ Kollerstrom, Nick (2001). "Neptune's Discovery. The British Case for Co-Prediction.". University College London. Diarsipkan dari aslinya tanggal November 11, 2005. Diakses 2007-3-19. 
  25. ^ William Sheehan, Nicholas Kollerstrom, Craig B. Waff. The Case of the Pilfered Planet – Did the British steal Neptune?. Scientific American. Diakses 2011-1-20. 
  26. ^ Moore (2000):206
  27. ^ Littmann (2004):50
  28. ^ Baum & Sheehan (2003):109–110
  29. ^ Gingerich, Owen (1958). "The Naming of Uranus and Neptune". Astronomical Society of the Pacific Leaflets 8: 9–15. Bibcode:1958ASPL....8....9G. 
  30. ^ 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. 
  31. ^ a b Blue, Jennifer (2008-12-17). "Planet and Satellite Names and Discoverers". USGS. Diakses 2008-2-18. 
  32. ^ "Planetary linguistics". nineplanets.org. Diakses 2010-4-8. 
  33. ^ Tony Long (2008). "Jan. 21, 1979: Neptune Moves Outside Pluto's Wacky Orbit". wired.com. Diakses March 13, 2008. 
  34. ^ Weissman, Paul R. "The Kuiper Belt". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. Bibcode:1995ARA&A..33..327W. 
  35. ^ "The Status of Pluto:A clarification". International Astronomical Union, Press release. 1999. Diarsipkan dari aslinya tanggal June 15, 2006. Diakses May 25, 2006. 
  36. ^ "IAU 2006 General Assembly: Resolutions 5 and 6" (PDF). IAU. 2006-8-24. 
  37. ^ Unsöld, Albrecht; Baschek, Bodo (2001). The New Cosmos: An Introduction to Astronomy and Astrophysics (ed. 5th). Springer. hlm. 47. ISBN 3-540-67877-8.  See Table 3.1.
  38. ^ Contohnya lihat: 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. 
  39. ^ Lovis, C.; Mayor, M.; Alibert Y.; Benz W. (May 18, 2006). "Trio of Neptunes and their Belt". ESO. Diakses February 25, 2008. 
  40. ^ Atreya, S.; Egeler, P.; Baines, K. (2006). "Water-ammonia ionic ocean on Uranus and Neptune?" (pdf). Geophysical Research Abstracts 8: 05179. 
  41. ^ Kerr, Richard A. (1999). "Neptune May Crush Methane Into Diamonds". Science 286 (5437): 25. doi:10.1126/science.286.5437.25a. PMID 10532884. 
  42. ^ Weird water lurking inside giant planets, New Scientist, 1 September 2010, Magazine issue 2776.
  43. ^ 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. 
  44. ^ Crisp, D.; Hammel, H. B. (June 14, 1995). "Hubble Space Telescope Observations of Neptune". Hubble News Center. Diakses April 22, 2007. 
  45. ^ a b c d e Elkins-Tanton (2006):79–83.
  46. ^ a b c 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. 
  47. ^ a b Encrenaz, Therese (2003). "ISO observations of the giant planets and Titan: what have we learnt?". Planet. Space Sci. 51 (2): 89–103. Bibcode:2003P&SS...51...89E. doi:10.1016/S0032-0633(02)00145-9. 
  48. ^ 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. 
  49. ^ Herbert, Floyd; Sandel, Bill R. (1999). "Ultraviolet Observations of Uranus and Neptune". Planet.Space Sci. 47 (8–9): 1119–1139. Bibcode:1999P&SS...47.1119H. doi:10.1016/S0032-0633(98)00142-1. 
  50. ^ Stanley, Sabine; Bloxham, Jeremy (March 11, 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. 
  51. ^ 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. 
  52. ^ a b c d 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. 
  53. ^ Russell, C. T.; Luhmann, J. G. (1997). "Neptune: Magnetic Field and Magnetosphere". University of California, Los Angeles. Diakses August 10, 2006. 
  54. ^ Cruikshank (1996):703–804
  55. ^ Blue, Jennifer (December 8, 2004). "Nomenclature Ring and Ring Gap Nomenclature". Gazetteer of Planetary. USGS. Diakses February 28, 2008. 
  56. ^ 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. 
  57. ^ 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. 
  58. ^ 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. 
  59. ^ "Missions to Neptune". The Planetary Society. 2007. Diakses October 11, 2007. 
  60. ^ Wilford, John Noble (December 15, 1989). "Scientists Puzzled by Unusual Neptune Rings". Hubble News Desk. Diakses February 29, 2008. 
  61. ^ Cox, Arthur N. (2001). Allen's Astrophysical Quantities. Springer. ISBN 0-387-98746-0. 
  62. ^ Munsell, Kirk; Smith, Harman; Harvey, Samantha (November 13, 2007). "Planets: Neptune: Rings". Solar System Exploration. NASA. Diakses February 29, 2008. 
  63. ^ 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. 
  64. ^ Staff (March 26, 2005). "Neptune's rings are fading away". New Scientist. Diakses August 6, 2007. 
  65. ^ a b Lavoie, Sue (February 16, 2000). "PIA02245: Neptune's blue-green atmosphere". NASA JPL. Diakses February 28, 2008. 
  66. ^ Lavoie, Sue (January 8, 1998). "PIA01142: Neptune Scooter". NASA. Diakses March 26, 2006. 
  67. ^ 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. 
  68. ^ a b Burgess (1991):64–70.
  69. ^ 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.  More than one of |work= and |journal= specified (help)
  70. ^ Orton, Glenn; Encrenaz, Thérèse (September 18, 2007). "A Warm South Pole? Yes, On Neptune!". ESO. Diakses September 20, 2007. 
  71. ^ a b Villard, Ray; Devitt, Terry (May 15, 2003). "Brighter Neptune Suggests A Planetary Change Of Seasons". Hubble News Center. Diakses February 26, 2008. 
  72. ^ 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. 
  73. ^ Lavoie, Sue (January 29, 1996). "PIA00064: Neptune's Dark Spot (D2) at High Resolution". NASA JPL. Diakses February 28, 2008. 
  74. ^ 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. Diakses February 26, 2008. 
  75. ^ 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. Diakses February 26, 2008. 
  76. ^ 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. 
  77. ^ "Happy birthday Neptune". ESA/Hubble. Diakses 13 July 2011. 
  78. ^ a b Williams, Sam (2004). "Heat Sources within the Giant Planets". University of California, Berkeley. Diakses March 10, 2008. 
  79. ^ 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. 
  80. ^ "Class 12 – Giant Planets – Heat and Formation". 3750 – Planets, Moons & Rings. Colorado University, Boulder. 2004. Diakses March 13, 2008. 
  81. ^ 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. 
  82. ^ a b Williams, Sam (November 24, 2004). Heat Sources Within the Giant Planets (DOC). UC Berkeley. Diakses February 20, 2008. 
  83. ^ Scandolo, Sandro; Jeanloz, Raymond (2003). "The Centers of Planets". American Scientist 91 (6): 516. doi:10.1511/2003.6.516. 
  84. ^ McHugh, J. P. (1999). "Computation of Gravity Waves near the Tropopause". American Astronomical Society, DPS meeting #31, #53.07 31. Bibcode:1999DPS....31.5307M. 
  85. ^ 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. [pranala nonaktif]
  86. ^ McKie, Robin (July 10, 2011). "Neptune's first orbit: a turning point in astronomy". guardian.co.uk. 
  87. ^ "Neptune Completes First Orbit Since Discovery: 11th July 2011 (at 21:48 U.T.±15min)". July 1, 2011. Diakses July 10, 2011. 
  88. ^ a b Munsell, K.; Smith, H.; Harvey, S. (November 13, 2007). "Neptune: Facts & Figures". NASA. Diakses August 14, 2007. 
  89. ^ Nancy Atkinson (2010-08-26). "Clearing the Confusion on Neptune’s Orbit". Universe Today. Diakses 2011-07-10.  (Bill Folkner at JPL)
  90. ^ a b Anonymous (November 16, 2007). "Horizons Output for Neptune 2010–2011". Diarsipkan dari aslinya tanggal December 10, 2008. Diakses February 25, 2008. —Numbers generated using the Solar System Dynamics Group, Horizons On-Line Ephemeris System.
  91. ^ Williams, David R. (January 6, 2005). "Planetary Fact Sheets". NASA. Diakses February 28, 2008. 
  92. ^ 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. 
  93. ^ 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. 
  94. ^ Petit, Jean-Marc; Morbidelli, Alessandro; Valsecchi, Giovanni B. (1998). "Large Scattered Planetesimals and the Excitation of the Small Body Belts" (PDF). Diakses June 23, 2007. 
  95. ^ "List Of Transneptunian Objects". Minor Planet Center. Diakses October 25, 2010. 
  96. ^ Jewitt, David (2004). "The Plutinos". UCLA. Diakses February 28, 2008. 
  97. ^ 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. 
  98. ^ John Davies (2001). Beyond Pluto: Exploring the outer limits of the solar system. Cambridge University Press. hlm. 104. ISBN 0521800196. 
  99. ^ 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. 
  100. ^ Sheppard, Scott S.; Trujillo, Chadwick A. (September 10, 2010). "Detection of a Trailing (L5) Neptune Trojan". Science 329 (5997): 1304. Bibcode:2010Sci...329.1304S. doi:10.1126/science.1189666. PMID 20705814. 
  101. ^ Boss, Alan P. (September 30, 2002). "Formation of gas and ice giant planets". Earth and Planetary Science Letters. 
  102. ^ 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. 
  103. ^ Hansen, Kathryn (June 7, 2005). "Orbital shuffle for early solar system". Geotimes. Diakses August 26, 2007. 
  104. ^ Crida, A. (2009). "Solar System formation". Reviews in Modern Astronomy 21. arXiv:0903.3008. Bibcode:2009arXiv0903.3008C. 
  105. ^ 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. 
  106. ^ 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. Bibcode:2009A&A...493..299S. doi:10.1051/0004-6361:200810706. 
  107. ^ Massa Triton: 2.14×1022 kg. Combined mass of 12 other known moons of Neptune: 7.53×1019 kg, or 0.35 percent. The mass of the rings is negligible.
  108. ^ 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. 
  109. ^ 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. 
  110. ^ Wilford, John N. (August 29, 1989). "Triton May Be Coldest Spot in Solar System". The New York Times. Diakses February 29, 2008. 
  111. ^ 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. 
  112. ^ \begin{smallmatrix}\frac{r_{a}}{r_{p}} = \frac{2}{1-e}-1 = 2/0.2488-1=7.039.\end{smallmatrix}
  113. ^ Brown, Michael E.. "The Dwarf Planets". California Institute of Technology, Department of Geological Sciences. Diakses February 9, 2008. 
  114. ^ Holman, Matthew J. et al. (August 19, 2004). "Discovery of five irregular moons of Neptune". Nature 430 (7002): 865–867. Bibcode:2004Natur.430..865H. doi:10.1038/nature02832. PMID 15318214. 
  115. ^ Staff (August 18, 2004). "Five new moons for planet Neptune". BBC News. Diakses August 6, 2007. 
  116. ^ a b Espenak, Fred (July 20, 2005). "Twelve Year Planetary Ephemeris: 1995–2006". NASA. Diakses March 1, 2008. 
  117. ^ See the respective articles for magnitude data.
  118. ^ Moore (2000):207.
  119. ^ Contohnya, pada tahun 1977, periode rotasi Neptunus bahkan masih belum pasti. Lihat: Cruikshank, D. P. (March 1, 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. 
  120. ^ 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. 
  121. ^ 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. 
  122. ^ Phillips, Cynthia (August 5, 2003). "Fascination with Distant Worlds". SETI Institute. Diarsipkan dari aslinya tanggal November 3, 2007. Diakses October 3, 2007. 
  123. ^ a b Burgess (1991):46–55.
  124. ^ 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. 

Bacaan lanjutan[sunting | sunting sumber]

Pranala luar[sunting | sunting sumber]