Güneşe uzaklığı: 4455.3 4494 4532.5 Mio km Yörüngesel dışmerkezlilik: 0.009 Yörüngesel eğiklik: 1.8 0 Eksensel eğiklik: 28.8 0 Çap: 50.538 km Kurtulma hızı: 24.1 km/sn Kütle: 17.2 (Yer = 1) Hacim: 57 (Yer = 1) Yoğunluk: 2.1 (su =1) En yüksek kadir: 7.7 Dolanım süresi: 164.8 yıl Eksensel dönme: 16 s 7 dk Kavuşum dönemi: 367.5 gün
Uyduları: 8 tane Naiad, Thalassa, Despina, Galatea, Larissa, Proteus, Triton, Nereid
Gözlem koşulları:
Yaklaşık 8 kadir parlaklığı ile Neptün oldukça sönüktür. Gök yüzünde çok yavaş ilerler. 90'lı yıllar boyunca Yay ve Oğlak takımyıldızlarında olacaktır. Çıplak gözle gök yüzünde ayırt edilemez ama belki dürbünle görülebilir. Küçük teleskop ile küçük yeşilimsi bir yuvarlak olarak görülür. Uydusu Triton 20 cm'lik teleskoplar ile ancak çok iyi koşullar altında görülebilir.Güneş sisteminin derinliklerinde,Uranüs’ün 1,6 milyar kilometre ötesinde dev gezegenlerin sonuncusu olan Neptün bulunur. Neptünlü gökbilimciler -tabii eğer varlarsa- Dünya hakkında hiçbir şey bilmiyor olmalılar. Ama çok gariptirki Dünyalı gökbilimciler daha onu gözlemlememişken bile varlığından haberdarlardı.
Onlar bu imkanı, Herschel 1781’de onu tanımlamadan önce de birçok kez görüldüğü kaydedilen Uranüs vermişti. Flamsteed’in ilk Uranüs kaydı 1690 gibi eski bir tarihtir. Bu gezegen neredeyse yüz yıl boyunca gözlemlendiği anlamına geliyordu ki bu süre bir Uranüs yılından uzundu. Dolayısıyla Uranüs için kesin sayılabilecek bir yörünge çizilebir demekti. Ama maalesef önceki gözlemler ile 1781’den sonra yapılanlar birbirlerini tutmuyordu. Bir yerlerde yanlış olan birşey vardı. Daha sonra Fransız matematikçi Alexis Bouvard, eski gözlemleri tamamen gözardı ederek, yani sadece, Uranüs’ün bir gezegen olduğu tespit edildikten sonra yapılan ölçümleri kullanarak yeni bir yörünge çizdi.
Ancak bu bile işe yaramadı. Uranüs bir türlü beklenildiği gibi davranmıyor ve sürekli olarak öngörülen yörüngesinin dışına çıkıyordu. Üstelik 1822 yılına kadar hızlı hareket ediyor gibi görünmüşken 1822’den sonra yavaşlamıştı. Bu durumda, daha önce hesaba katılmış yeni bir etkenin varlığı kaçınılmazdı.
1834 yılında, Papaz T.J. Hussey çok ilginç bir fikir öne sürmüştür. Bilmediğimiz bir gezegen Uranüs’ü etkiliyor olamaz mı? Bu gezegenin hareketindeki düzensizliği açıklayabilirdi. İzleri takip ederek suçluyu bulabilirdik.
Hussey, 1835 yılında Greenwich’e Kraliyet Gök Bilimcisi olan George Airy’ye bir mektup yazacak kadar ileri gitmişti. Onunla pek ilgilenmeyen Airy, cevabında kuram için, Uranüs üzerindeki herhangi bir dışsal etkiyi açıklayabilme açısından en ufak bir ümit vaadetmiyor demişti. Terslendiğini anlayan Hussey ise bu konuyla ilgilenmekten vazgeçmişti. Bundan sonraki ilk adım 1837 yılında Alexis Bouvard’ın yeğeni Eugéne Bouvard’dan gelmişti. Airy ile mektuplaşan Bouvard, ona görünmeyen bir cismin sorumlu olabileceğini yazdığında, ondan, böyle birşey olsa bile o cismin tespit etmek imkansız gibi birşeydir diye bir cevap almıştı. Bu sırada Uranüs de sorun çıkarmaya devam ediyordu. 1841 yılında genç bir Cambridge öğrencisi olan John Couch Adams tarafından tekrar gündeme getirildi. Adams günlüğüne şöyle yazmıştı:
“Bu hafta başında bir karar verdim, mezun olur olmaz, bugüne kadar üzerinde pek durulmamış bir konu olan, Uranüs’ün hareketindeki düzensizlikleri araştıracağım; bu duruma ondan daha uzak henüz keşfedilmemiş bir gezegen yol açıyor olabilir mi olamaz mı; belki bu gezegenin yörüngesi veya keşfini mümkün kılacak benzeri bir özelliği tespit edilebilir.”
1843’te mezun oldu, hem de büyük bir başarıyla. Ve o andan itibaren Uranüs’ün harektleri üzerinde çalışmaya başladı. Aynı yılın Ekim ayına gelindiğinde araştırmasının büyük bir bölümünü tamamlamıştı. 1845 yılının ortalarında ise yeni gezegenin konumunu yaklaşık olarak belirlemişti. Artık tek yapması gereken bir teleskop alıp onu aramaktı.
Adams, gözlem konusunda pek tecrübeli değildi ve kendine yardımcı olacak birini bulmaya çalıştı. Cambridge Üniversitesi’nde gök bilimi profesörü olan James Challais ile zaten görüşüyordu. Bir de Airy’ye mektup yazdı. Böylece yıllar süren ve hiç de hoş olmayan bir dizi talihsizliğin başlamasına neden oldu. Airy, genç ve tanınmış bir matematikçiye güvenmediği için olsa gerek, Adams ile hiç ilgilenmedi. Adams, iki kere onu görmeye gitti. Ancak birincisinde Airy seyahatteydi; ikincisindeyse uşak Adams’a, Kraliyet Gök Bilimcisi’nin akşam yemeğini yemekte olduğunu ve rahatsız edilemeyeceğini söyledi. Adams, daha fazla uğraşmadı ve ona varsayımsal gezegenin uzaklığını gök bilimi ölçütleriyle 38,4 olarak belirttiği, (ki bu Bode Yasası’na da uygundu) bir mektup bıraktı.
Airy ona Kasım ayında bir cevap yazdı; ancak mektubunda Adams’ın gereksiz bulduğu bir soru sormuş olduğundan yine bir sonuç alınamadı. Airy, hiç kuşkusuz büyük bir gökbilimciydi; ancak düzen ve yöntem takıntısı vardı. Ayrıca bir karar verdiğinde fikrini değiştirmek neredeyse imkansız gibi bir şeydi. O sırada Kanal’ın karşı tarafında da bazı gelişmeler yaşanıyordu.
Urbain Jean Joseph Le Verrier adlı genç bir Fransız matematikçi de Uranüs ile ilgileniyordu ve Adams’ınkine benzer bir çalışma yapmıştı. Tabii ki o sırada Adams’ın çalışmasından haberdar değildi çünkü ortada basılı herhangi birşey yoktu. Le Verrier olaya daha farklı bir biçimde yaklaştı ve biri 1845 diğeri ise 1846 yıllarında olmak üzere iki rapor bastırttı. Airy, bu raporlardan ikincisini okuduğunda Le Varrier’in sonuçlarının Adams’ınkilere neredeyse tıpa tıpaynı olduğunu gördü. Böylece yeni gezegen avına başlandı.
Bu durumda Airy’nin, İngiltere’nin en büyük gözlemevinin müdürü ve Kraliyet Gök Bilimcisi Olarak kişisel bir araştırma yapması beklenirdi. Ancak o böyle yapmadı. Greenwich’te buna uygun bir teleskop ve Airy hiçbir koşul altında normal işleyişi bozacak bir harekette bulunma taraftarı değildi. Challis’i aradı ve üniversitedeki güçlü Northumberland mercekli teleskobunu kullanarak bir araştırma yapmasını istedi. Challis pek istemeyerek de olsa bunu kabul etti; ancak elinde o bölgeye ait gerektiğince iyi bir yıldız çizelgesi yoktu. Bu durumda çalışmasını çok zaman alan, zor bir yöntemle yürütmesi gerekiyordu.
Le Verrier elde ettiği sonuçları Paris Gözlemevi’ne yollamış, ama hiçbir sonuç alamamıştı. Sabır, Le Verrier’in sahip olduğu meziyetlerden biri değildi; bir süre sonra raporunu Berlin Gözlemevi’ne, Johann Galle’ye de yolladı ve ondan belirlediği noktaya bakmasını istedi. Galle bu öneiye sıcak baktı ve genç yardımcısı Heinrich d’Arrest ile birlikte çalışmalara başladı.
Mükemmel bir teleskobu ve yeni yapılmış bir gök haritası olduğu için çok şanslıydı; üstelik Le Verrier’in çalışmasına olan güveni de sonsuzdu. Sonuçta gezegen, gözlem yapılan ilk gece tespit edildi. Küçüktü ama yuvarlak yüzeyi kolayca farkedilebiliyordu. Ayrıca birkaç saat içinde hatırı sayılır bir yol katetmişti.
Berlin Gözlemevi’nin müdürü Johann Encke, bu keşfi duyurmak için zaman kaybetmedi. 28 Eylül 1846'da Le Verrier’e yazdığı mektupta: “Bayım, izin verin de sizi gökbilimini zenginleştiren bu parlak keşfimizden dolayı en içten dileklerimle kutlayayım. Adınız, evrensel genelçekimin geçerliliğinin en ikna edici kanıtıyla birlikte sonsuza kadar anılacak. Sanırım bu birkaç kelimeyle bir bilim adamının duymak için beklediği sözleri özetlemiş oluyorum. Birşey eklemeye çalışmam lüzumsuz olacak.”
Bu arada artık avda yalnız olmadığının farkında olmayan Challis de Cambridge’de araştırmalarını sürdürüyordu. Le Verrier’in zaferini duyduğunda, yaptığı gözlemleri inceledi ve gezegeni, gözleme başladığı ilk dört gün içinde iki kez kaydetmiş olduğunu gördü. Notlarını karşılaştırdı; sonuçta keşfi kendisinin yapmamış olduğunu kabullenmesi biraz zor oldu!
Adams’ın Le Varrier ile aynı sonucu bulmuş ve hesaplarını ondan çok önce bitirmiş olduğunu öğrenen Fransızlar bu duruma çok sinirlendi. İngilizler keşif şerefini çalışıyorlarmış gibi bir hava yaratılmıştı. Sonuçta neredeyse uluslararası bir skandal yaşanıyordu. Neyse ki ne Adams ne de Le Varrier böyle şeylerle ilgilenmiyorlardı; ilk karşılaştıkları an aralarında bir dostluk doğdu. Üstelik Adams, Fransızca bilmiyordu; Le Varrier de İngilizce’ye en az onun Fransızca’ya olduğu kadar yabancıydı. Kısa süren bir tartışmadan sonra yeni gezegene Roma Deniz Tanrısı Neptün’ün adı verildi.
Neptün keşfedilir keşfedilmez, Uranüs’ün yörüngesi tekrar hesaplandı. Bu sefer eski gözlemler yerine oturdu. 1882 yılında karşı-konumda olan Neptün, bu tarihten önce Uranüs üzerinde hızlandırıcı bir etki yaratmıştı. 1882’den sonra bu durum tersine döndü. Ondokuzuncu yüzyılın ilk yıllarında Neptün ve Uranüs Güneş’in farklı taraflarında oldukları için, Neptün’ün Uranüs üzerinde tedirgin edici etkisi belirsizdi. Böylece Neptün’ün keşfi gecikmiş oldu. Gezegenin dolanım süresi 164,8 yıldır. Ayrıca daha önce de bahsettiğimiz gibi Neptün Bode Yasası’na uymaktadır.
Bu konuyla ilgili ilginiç bir durum daha vardır. Galileo, 1610 yılının Ocak ayında, Jüpiter’in dört büyük uydusunu gözlemlerken yaptığı çizimlerde, komşu yıldızları da göstermiştir. Bu yıldızlardan birinin Neptün olduğu konusunda hiçbir şüphe yoktur. Hatta Galileo onun yer değiştirdiğini bile belirtimiştir; ancak yeni bir cismi farkedemediği için suçlamaya hiç hakkımız yok sanırım.
Neptün, büyüklük olarak yaklaşık Uranüs kadardır. Aslında ondan azıcık daha küçüktür; ama hem daha yoğun hem de daha ağırdır. Mavi yuvarlağı üzerinde Dünya’daki teleskopları kullanarak birşey görebilmek mümkün değildir. Ancak kısa dalgaboyu kullanarak çekilen bazı fotoğraflarda birkaç leke farkedilebiliyor.
Neptün bulunduktan hemen sonra, Avrupa’daki en iyi teleskoplardan birine sahip olan ünlü İngiliz amatör gözlemci William Lassell onu gözlemlemeye başladı. Lassell, soluk bir halka gördüğünü iddia etti ama sonradan bir göz yanılması olduğu ortaya çıktı. Gerçek halka sistemi, 1989’da Voyager 2 tarafından keşfedilene kadar bilinmiyordu. Ancak Lassell büyük uydu Triton’u doğru görmüştü. Dairesel bir yörüngesi olan Triton, en büyük uydularda az rastlanır biçimde ters yönde dönüyordu. Voyager öncesi bilinen ikinci uydu olan Nereid’in keşfi, ancak 1949 yılında mümkün oldu. Onu çalışmalarını Teksas’taki McDonald Gözlemevi’nde sürdüren G.P. Kuiper bulmuştu. Nereid küçük bir uyduydu ve oldukça dışmerkezli olan yörüngesi bir uydununkinden çok, bir kuryuklu yıldızınkine benziyordu. Neptün ile arasındaki mesafe 1.345.000 kilometreden 9.000.000 kilometreye kadar değişiyordu. Gezegen etrafındaki bir tam dolanımını 360 günde tamamlıyordu.
Bunlardan başka daha birçok şey daha biliniyordu. Neptün’ün ekseni, Uranüs’ünki gibi aşırı eğik değildi. Eksenel eğikliği Dünya’nınkinden sadece 5 derece daha fazlaydı. Dönüş süresini bulmak zordu, çünkü gezegen üzerinde görünür bir ayrıntı yoktu. Bu süre, ancak Voyager’ın geçişinden sonra kesin olarak belirlenebildi ve 16 saat 7 dakika olarak hesaplandı. Uranüs ve Neptün ikiz gibi görünüyorlardı ama tek yumurta kizi sayılamazlardı. Neptün, Uranüs’ten farklı olarak güçlü bir iç ısı kaynağına sahipti. Dolayısıyla daha aktif ve hareketli bir dünya olduğu tahmin ediliyordu, daha sonra öyle olduğu da kanıtlandı.
25 Ağustos 1989’da Voyager 2, Neptün’ün karanlıkta kalan kutbu üzerinde, bulutların üst kısımlarının 5000 kilometre kadar yukarısından geçti. Bu, öbür devlerle yapılan buluşmalarla karşılaştırıldığında gerçekleşen en yakın buluşmadır. Uzay aracı görevini kusursuz bir biçimde yerine getirdi. Üstelik oniki yıldan beri yoldaydı ve 6,5 milyar kilometreye yakın bir mesafe katetmişti. Gönderdiği fotoğraflar ise en az 1979’da Jüpiter’den gönderdikleri kadar kaliteliydi.
Gezegen üzerinde görülen en büyük oluşum, bugün Büyük Kara Benek olarak adlandırılan iri oval bir şekildi. Neptün üzerinde yer alan bu şeklin büyüklüğü, Büyük Kızıl Benek’in Jüpiter’e oranıyla aynıydı. Bu iki leke enlemsel olarak da benzerlik gösteriyorlardı. Yakınındaki bulutlara göre batıya doğru hareket eden leke, ters saat yönünde dönüyordu. Üzerinde, metan kristallerinden oluşan ve metan sirriusları olarak bilinen seyrek bulutlar yer alıyordu. Güneyinde ise dönme süresi çok daha kısa olan küçük ve değişken bir şekil vardı; bu şekil bugün Scooter adıyla anılır. Daha da güneye indiğimizde ikinci bir kara leke (D2) ile karşılaşıyoruz. D2, beş Dünya gününde bir, Büyük Kara Leke’ye tur bindiriyor. Neptün’ün rüzgarlı bir dünuya olduğu çok açıktır; rüzgarın hızının saatte 1100 kilometreye kadar çıktığı olur. Diğer dev gezegenlerde olduğu gibi, dönme süresinin en kısa olduğu yer ekvator, en uzun olduğu yer ise kutuplardır. Sıcaklık aşağı yukarı Uranüs’ünki kadardır; Güneş’e çok daha uzak oluşunun yarattığı fark, iç ısı kaynağı sayesinde kapatılır.
Üst atmosferi, yüzde 85 hidrojen, yüzde 13 helyum, yüzde 1-2 arası metan oluşturur. Çeşitli bulut katmanlarına rastlanır. Bunlardan en sık görüleni büyük bir olasılıkla hidrojen sülfitten oluşmaktadır. Daha yukarıda ise onlardan ayrı ve alttaki bulutların üzerine ışığı süzerek ileten bulutlar vardır. Tabii düzenli olarak yaşanan bir takım süreçler de vardır. Söz gelimi, üst atmosferdeki metan Güneş’ten gelen kısadalga ışınımlarla dağılır ve hidrokarbon halini alır; bunlar aşağı doğru inmeye başlar, o zaman da önce buharlaşır sonra da yoğunlaşırlar. Alttaki daha sıcak atmosfere ulaşan hidrokarbon buz parçacıkları, tekrar metan halini alırlar. Oluşan metan bulutlara üst atmosfere doğru yükselmeye başlar ve böylece herşey en baştan başlamış olur.
Neptün’ün iç yapısı büyük bir olasılıkla Uranüs’ünkine benzemektedir. Demir silkatlı bir çekirdeği olabilir. Kürenin kendisinin de esas olarak buzlardan, özellikle de su buzundan oluştuğu tahmin edilmektedir. Çekirdeğin kesin bir şekilde ayrı olup olmadığı ise bilinmemektedir; ancak bariz bir sınırı olduğundan çok, aşamalı olarak karıştığı düşünülmektedir. Sonuçta bilinen birşey var ki o da Neptün’ün etrafa, Güneş’ten aldığı enerjininm 2,8 katı daha çok enerji yayıyor olduğudur. Bu da sıcaklığın niçin Uranüs’ünkinden daha düşük olmadığını açıklar.
Gezegen elde herhangi bir kanıt olmadığı halde beklenileni doğrular biçimde radyo dalgaları yaymaktadır. Aslında gerçek sürprizi, manyetik alanın, neredeyse Uranüs’ünki kadar eğik oluşu yaratmıştır. Dönme ekseni ile manyetik eksen arasındaki açı 47 derecedir; ve yine Uranüs’te olduğu gibi manyetik eksen gezegenin merkezinden geçmektedir. Uranüs’ün manyetik ekseninin bu garip duruşuna, dönme ekseninin aşırı eğik oluşunun yol açtığı zannediliyordu, ancak sonradan bir ilgisi olmadığı anlaşıldı. Bu konu hala esrarını korumaktadır.
Voyager öncesinde, Neptün’ün önlerinden geçtiği yıldızların gözlem- lenmesi sonucunda, gezegenin tam olmayan halkalara, başka bir değişle halka yaylarına, sahip olabileceği sonucuna varılmıştı. Ancak Voyager 2 oraya vardığında gezegenin Uranüs’ünkilerden bile daha net, beş tam halkası olduğu görüldü. Çok düzgün değillerdi; ana halkanın içinde daha parlak olan bazı bölgeler vardı. Halka sistemini oluşturan bütün parçalar biraraya getirilecek olsa ortaya 5 km çaplı bir uydu ancak çıkardı.
Yeni küçük uydular bulunacağı umuluyordu; öyle de oldu. Voyager altı uydu tespit etmişti: Naid, Thalassa, Despina, Galetea, Larissa ve Proteus. En büyükleri olan Proteus’un çapı 415 km kadardı. Aslında Nereid’den daha büyüktü ama Neptün’e çok yakın olduğundan Dünya’dan görülmesi imkansızdı.Voyager, onun bir fotoğrafını çekmişti; fotoğrafta Proteus’un engebeli ve kraterli bir yüzeye sahip olduğu görülebiliyordu. Galatea, halkalarından birine çok yakın bir konumda hareket ediyordu yani büyük bir olasılıkla bir çobandı. Ancak dikkatle yürütülen aramalara rağmen, başka bir halka çobanı bulunamamıştı. Yeni bulunan uyduların hepsi de gezegene hem Trito’dan hem de Nereid’den daha yakındı.
Voyager 2, Neptün’ün kuzey kutbu üzerinden geçtikten beş saat sonra, artık gerçekten de son hedefi olan Triton’a ulaştı. Triton oldukça etkileyici bir dünyaya benziyordu. Olduğu zannedilenden daha küçüktü; çapı topu topu 2705 kilometreydi; yani bizim Ay’ımızdan bile daha ufaktı. Yüzeyinin bulutlar yüzünden görülemeyeceği düşünülmüştü; ancak bu da doğru çıkmadı. Triton’un atmosferi o kadar inceydi ki, görüşü ancak hafif bir sis kadar etkileyebiliyordu. Yüzeyi, Satürn ile Uranüs’ün orta boylu veya küçük uydularınkilerle karşılaştırıldığında, daha fazla kaya ve daha az buzdan oluşuyordu. Ayrıca yüzey sıcaklığı da oldukça düşüktü. -236*C (-400*F) olan sıcaklığıyla Triton, insan yapımı bir sondanın o güne kadar ziyaret ettiği en soğuk dünyaydı.
Triton’un yüzeyi bir buz tabakasıyla kaplı gibi görünüyordu. Bu tabakanın altta su buzu, üstte de onu örten nitrojen ve metan buzlarından oluştuğu zannediliyordu. Su buzu spektroskop kullanılarak saptanmıştı. Ama olması gerektiği düşünülüyordu; çünkü nitrojen ve metan buzları yüzey şekillerini uzun süre muhafaza edebilecek kadar güçlü değillerdir ve genellikle hareket etme eğiliminde olurlar. Aslında Triton üzerinde fazla yüzey şekli de bulunmuyordu; söz gelimi hiç dağ yoktu, dolayısıyla uydu üzerindeki en alçak bölge ile en yüksek bölge arasındaki fark 70-80 metreyi geçmiyor olmalıydı.
Güneş ışığı güney kutbu, nitrojen karı ve buzu nedeniyle pembe görünüyordu. Renk oldukça çarpıcıydı; ayrıca orda burda ilk başta neden oldukları açıklanamayan bazı ilginç lekeler de vardı. Normal kraterlerin sayısı son derece azdı, ancak büyük bir olasılıkla artık donmuş olan amonyak su karışımı bir sıvının akmasıyla açılmış geniş izler vardı. Pembe kutup takkesinin kenarında, ince metan buzu kristalleri yüzünden o renk görünen mavimsi bir bölge göze çarpıyordu. Ekvatora doğru indiğimizde, uzun çatlakları ve yumuşak engebeleriyle kavun kabuğuna benzetildiği için Kantalup Arazisi olarak adlandırılan bölgeyi görürüz. Diğer yerlerde ise çukurlara ve bazılarının gutta dediği, mantara benzeyen garip şekillere rastlarız. Ayrıca bir de muhtemelen su buzundan oluşmuş ortaları düz, basık, donmuş göller vardır.
Pembe kutup takkesini de içine alan bölge yani Uhlanga Regio’da koyu renkli lekeler göze çarpar. Donmuş yüzeyin altında sıvı nitrojenden oluşan bir katman varmış gibi durmaktadır. Bu nitrojen bir gün herhangi bir nedenle kabuğun üzerine çıkacak olursa, basınç nedeniyle artık sıvı olarak kalamayacağı noktaya geldiğinde patlayacak, nitrojen buzu ve buharından oluşan bir sağnağa neden olacaktır. Sonuçta fışkıran parçacıklar ince atmosferi aşıp etrafa dağılacaktır. Bu durumda lekelerin gayzer olduğu söylenebilirdi yani Triton aktif bir dünyaydı ki böyle birşey kesinlikle beklenmiyordu. Bir başka açıklama da yüzeydeki toz parçacıklarının güneş ışığını tutarak sıcaklığı nitrojenin kaynama noktasının üstüne çıkardığı yönündeydi. Ancak her iki açıklama da gayzer fikrini geçerli hale getiriyordu. Fışkıran parçacıklar 8 kilometre yükseğe çıkabilir ve rüzgarla 150 kilometre kadar taşınabilirdi. Triton’un atmosferi nitrojen ve metan gazlarının bir karışımından oluşuyordu. Uydunun yüzeyindeki basıncın sadece 1/70.000’i kadardı.
Elimizdeki verileri değerlendirdiğimizde Triton’un oldum olası Neptün’ün uydusu olmadığı, bir zamanlar bağımsız bir cisim olduğu sonucuna varabiliriz. Uydu, Neptün tarafından yakalandığında, büyük bir olasılıkla eliptik bir yörüngeye sahipti; ancak sonrasında geçen bir milyar yıllık süre yörüngeyi dairesel bir şekil alması için zorlamış olmalıydı. Bu süre boyunca uydunun içi çalkalanıp ısınmış iç kısımları oluşturan madde yüzeye çıkmıştı; sonuçta da orada donup kalmıştı. Pembe karı ve nitrojen gayzerleriyle Triton, Güneş sistemindeki dünyaların hiçbirine benzemez.
Yakın gelecekte yapmayı istediğimiz şeylerden biri de Triton’u bir kez daha görebilmek olsa gerek. Triton mevsimleri son derece uzun ve karmaşıktır; Bu mevsimler boyunca buz dağılımında önemli değişiklikler meydana gelir. Nitrojen buzu tıpkı bir buzul gibi yüzebilir; hatta bir kutuptan diğerine kadar gitmeleri bile mümkündür. Ne yazık ki bugün için, Güneş sisteminin dış kesimlerine yeni sondalar göndermek söz konusu değildir. Bu da orayla ilgili yeni şeyler öğrenmek için daha çok bekleyeceğimiz anlamına gelmektedir. Üstelik yörüngesi oldukça dış merkezli olan Nereid, Voyager 2’nin geçişi sırasında görüntüleme açısından uygun olmayan bir konumdaydı; dolayısıyla onun hakkında çok az şey biliyoruz.
Neptün’den bakıldığında güneş ışığı en az 700 dolunay kadar güçlü bir şekilde görünecektir. Başka bir deyişle, bir metre uzakta yanan normal bir mum alevinden sekiz kat fazla biçimde. Neptün’den bakıldığında güneş ile Venüs arasındaki uzanım 11/2 derece. Dünya 2 derece, Mars 3 derece, Jüpiter ise 10 derece olacaktır. Satürn, uygun konumda olduğundan çıplak gözle görülebilecektir. Bu arada Satürn’ün Neptün’e bize olduğundan daha uzak olduğunu aklınızdan çıkarmayın. Ancak Uranüs bile uzun süreler boyunca gözden uzak olacaktır. Dolayısıyla Neptün’lü gök bilimciler var olsalardı diğer gezegenler hakkında çok az bilgi sahibi olacaklardı.
Neptün bizi ana Güneş sisteminin sınırına getirir. Tabii plüto da var ama Neptün’e uzun süre boyunca gezegen ailesinin en dıştaki üyesi olarak bakılmıştı.
RCGT Insert - 1 ay önce
VBMT Insert - 1 ay önce