el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el en de el en de el en de el ru el el el el el el hbs_lat el el el el en el it el fr el el en el el en el el ru el en el el en el el ms el en el sv el ja el el fr el zh sv el en el el de el ru el pl el el el el el el ko el el es el en el es el en el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el en el en el el el el el en el el el en el el el el el el el el el el el en el el el en el el el el el el el el en el el el el el en el en el el el el el el el el en el el el el el el en el el el el el el en el en el el el en el el el el el el en el el el en el el el en el el el el el el el en el el el el el el el el el el en en en en en el ru el en en fr el en en en en el en en en en en en ru el en en en de el en ru en el el el en en en en en en en en en en el el uk en en el en en en en en en en en en en en en en el el el el en uk en en el el en ru uk en en en ru en en en en en en en en el en en el ru en el uk en el el en en el en en el en en el el en uk en en en en en en en en el de fr el el el el el el el el el el el el el el el el el
Ο Ποσειδώνας είναι ο όγδοος, κατά σειρά απόστασης από τον ήλιο, πλανήτης του Ηλιακού συστήματος. Δεν είναι ορατός με γυμνό μάτι, ενώ αν παρατηρηθεί με ισχυρό τηλεσκόπιο μοιάζει με πράσινο δίσκο. Στην αστρονομία συμβολίζεται με την τρίαινα ♆.
Ο Ποσειδώνας ανακαλύφθηκε στις 23 Σεπτεμβρίου 1846[7] και ήταν ο πρώτος πλανήτης που βρέθηκε σύμφωνα με μαθηματική πρόβλεψη και όχι με βάση τις εμπειρικές παρατηρήσεις. Οι απροσδόκητες μεταβολές στην τροχιά του Ουρανού οδήγησαν τον Αλεξί Μπουβάρ να συμπεράνει ότι η τροχιά του υπόκειται σε βαρυτική διαταραχή από έναν άγνωστο πλανήτη. Στη συνέχεια, ο Ποσειδώνας παρατηρήθηκε από τον Γιόχαν Γκότφριντ Γκάλε σε απόσταση μικρότερη από μία μοίρα από τη θέση που προέβλεψε ο Ουρμπέν Λεβεριέ, και ο μεγαλύτερος δορυφόρος του, ο Τρίτωνας, ανακαλύφθηκε λίγο αργότερα, αν και κανένας από τους υπόλοιπους 13 δορυφόρους του πλανήτη δεν ανιχνεύτηκε τηλεσκοπικά μέχρι τον 20ο αιώνα. Τον Ποσειδώνα έχει επισκεφθεί ένα μόνο διαστημόπλοιο, το Βόγιατζερ 2, το οποίο πέρασε από τον πλανήτη στις 25 Αυγούστου 1989.[8][9]
Σε αντίθεση με τη σχετικά ήρεμη ατμόσφαιρα του Ουρανού, η ατμόσφαιρα του Ποσειδώνα είναι αξιοσημείωτη για τα ενεργά και ορατά καιρικά της φαινόμενα. Όταν το Βόγιατζερ 2 προσέγγισε τον Ποσειδώνα, για παράδειγμα, στο νότιο ημισφαίριο του πλανήτη υπήρχε μία μεγάλη σκοτεινή κηλίδα, συγκρίσιμη με τη Μεγάλη Ερυθρά Κηλίδα στο Δία. Αυτές οι καιρικές συνθήκες καθοδηγούνται από τους ισχυρότερους συνεχείς ανέμους κάθε πλανήτη στο ηλιακό μας σύστημα, καθώς καταγράφονται ταχύτητες ανέμου τόσο υψηλές όσο 2.100 χιλιόμετρα ανά ώρα.[12] Λόγω της μεγάλης απόστασης από τον Ήλιο, η εξωτερική ατμόσφαιρα του Ποσειδώνα είναι ένα από τα πιο κρύα μέρη του ηλιακού συστήματος, με τη θερμοκρασία στις κορυφές σύννεφων να πλησιάζει τους -218 °C (55 K). Ωστόσο, η θερμοκρασία στο κέντρο του πλανήτη είναι περίπου 5.400 Κ (5.000 °C).[13] Ο Ποσειδώνας έχει ένα αχνό και κατακερματισμένο σύστημα δακτυλίων, οι οποίοι είχαν ανιχνευτεί κατά τη διάρκεια της δεκαετίας του 1960. Όμως, η ύπαρξή τους ήταν αμφισβητήσιμη, μέχρι που επιβεβαιώθηκε το 1989 από το Βόγιατζερ 2.[14]
Σε κάποιες από τις παλαιότερες καταγεγραμμένες παρατηρήσεις μέσω τηλεσκοπίου, όπως φαίνεται από σχέδια του Γαλιλαίου τις 28 Δεκεμβρίου 1612 και 27 Ιανουαρίου 1613, δείχνουν σημεία τα οποία αντιστοιχούν στη θέση που τώρα ξέρουμε ότι ήταν ο Ποσειδώνας. Και στις δύο περιπτώσεις, ο Γαλιλαίος φαίνεται ότι αντιλήφθηκε τον Ποσειδώνα σαν απλανή αστέρα όταν βρισκόταν κοντά σε σύνοδο με το Δία,[15] γι'αυτό και δεν του πιστώνεται η ανακάλυψη του Ποσειδώνα.
Το 1821, ο Αλεξί Μπουβάρ δημοσίευσε αστρονομικούς πίνακες της τροχιάς του Ουρανού.[16] Μετέπειτα παρατηρήσεις αποκάλυψαν σημαντική απόκλιση από τους πίνακες, με αποτέλεσμα ο Μπουβάρ να υποθέσει ότι ένα άγνωστο σώμα προκαλεί βαρυτικές μεταβολές στην τροχιά του (παρέλξεις). Το 1843, ο Τζον Κουτς Άνταμς άρχισε να εργάζεται στην τροχιά του Ουρανού με βάση τα δεδομένα που είχε. Μέσω του διευθυντή του αστεροσκοπείου του Κέιμπριτζ, Τζέιμς Τσάλις, ζήτησε επιπλέον δεδομένα από τον Σερ Τζορτζ Άιρι, τον βασιλικό αστρονόμο, ο οποίος του τα παραχώρησε τον Φεβρουάριο του 1844. Ο Άνταμς συνέχισε το έργο του 1845-6, παράγοντας διάφορα μοντέλα για τον νέο πλανήτη.[17][18] Το 1845-46, ο Ουρμπέν Λε Βεριέ υπολόγισε ανεξάρτητα από τον Άνταμς τις μεταβολές, αλλά οι συμπατριώτες του δεν έδειξαν ενδιαφέρον.
Τον Ιούνιο του 1846, μετά την πρώτη δημοσίευση της εκτίμησης του γεωγραφικού μήκους του πλανήτη από τον Λε Βεριέ και την ομοιότητά της με την εκτίμηση του Άνταμς, ο Άιρι έπεισε τον Τσάλις να ψάξει τον πλανήτη, αλλά οι έρευνες του Τσάλις τον Αύγουστο και το Σεπτέμβριο απέβησαν άκαρπες. Παράλληλα, ο Λεβεριέ ζήτησε δια αλληλογραφίας από τον Γιόχαν Γκότφριντ Γκάλε, του Αστεροσκοπείου του Βερολίνου, να ψάξει για τον πλανήτη.[19][20] Ο Χάινριχ ντ' Αρέ, φοιτητής στο αστεροσκοπείο, πρότεινε στον Γκάλε να συγκρίνει τους προσφάτως σχεδιασμένους χάρτες του ουρανού στην περιοχή που προέβλεψε ο Λε Βεριέ ότι βρισκόταν ο πλανήτης με τον ουρανό, ώστε να εντοπίσει τη χαρακτηριστική μετατόπιση ενός πλανήτη. Το απόγευμα της 23ης Σεπτεμβρίου 1846, την μέρα που ο Γκάλε παρέλαβε το γράμμα, ο Ποσειδώνας ανακαλύφθηκε εντός μίας μοίρας από τη θέση που προέβλεψε ο Λε Βεριέ και περίπου 12 μοίρες από τη θέση του προέβλεψε ο Άνταμς. Ο Τσάλις αργότερα συνειδητοποίησε ότι είχε παρατηρήσει τον πλανήτη δύο φόρες τον Αύγουστο, αλλά δεν τον αναγνώρισε ως πλανήτη.[19][21]
Σύγκριση μεγέθους μεταξύ Ποσειδώνα και Γης.
Η εσωτερική δομή του Ποσειδώνα.
1 : Ανώτερη ατμόσφαιρα, άνω σύννεφα,
2 : Ατμόσφαιρα που αποτελείται από υδρογόνο, ήλιο και αέριο μεθάνιο,
3 : Μανδύας, ο οποίος αποτελείται από νερό, αμμωνία και παγωμένο μεθάνιο,
4 : Βραχώδης πυρήνας που αποτελείται από πυριτικά πετρώματα, νικέλιο και σίδηρο.
Η εσωτερική δομή του Ποσειδώνα μοιάζει με αυτή του Ουρανού. Η ατμόσφαιρά του αποτελεί περίπου το 5 με 10% της συνολικής μάζας και 10 με 20% της ακτίνας του πλανήτη, όπου φθάνει σε πιέσεις περίπου 10 GPa, ή περίπου 100.000 φορές μεγαλύτερη από αυτή της ατμόσφαιρας της Γης. Στις κατώτερες περιοχές της ατμόσφαιρας του πλανήτη υπάρχουν αυξημένες συγκεντρώσεις μεθανίου, αμμωνίας και νερού.[29]
Σταδιακά, αυτή η περιοχή θερμαίνεται και συμπυκνώνεται σχηματίζοντας έναν υπέρθερμο, υγρό μανδύα με θερμοκρασία μεταξύ 2.000 και 5.000 βαθμών Κέλβιν. Ο μανδύας έχει μάζα 10 με 15 φορές μεγαλύτερη από τη γήινη και είναι πλούσιος σε νερό, αμμωνία και μεθάνιο.[30] Αυτό το μείγμα αναφέρεται πολλές φορές ως πάγος, αν και είναι ένα καυτό, υπέρπυκνο υγρό. Αυτό το υγρό, το οποίο έχει υψηλή ηλεκτρική αγωγιμότητα, ονομάζεται μερικές φορές ωκεανός νερού-αμμωνίας.[31][32] Σε βάθος 7.000 χιλιομέτρων οι συνθήκες μπορεί να είναι τέτοιες ώστε το μεθάνιο να αποσυντίθεται σε κρυστάλλους διαμαντιών που πέφτουν βροχή σαν χαλάζι.[33][34] Οι επιστήμονες πιστεύουν ότι αυτού του είδους η βροχή διαμαντιών εμφανίζεται επίσης στον Δία, στον Κρόνο και στον Ουρανό.[35]
Ο πυρήνας του Ποσειδώνα πιθανότητα να αποτελείται από σίδηρο, νικέλιο και πυριτικά άλατα, με μάζα περίπου 1,2 φορές μεγαλύτερη από αυτή της Γης.[36] Η πίεση στο πυρήνα είναι 7 Mbar (700 GPa), εκατομμύρια φορές μεγαλύτερη από αυτή στην επιφάνεια της Γης, και με θερμοκρασία περίπου 4,900 - 5.400 Κ.[37][13]
Σε μεγάλο υψόμετρο, η ατμόσφαιρα του Ποσειδώνα είναι 80% υδρογόνο και 19% ήλιο.[38] Υπάρχουν επίσης ίχνη μεθανίου. Οι ευδιάκριτες ζώνες απορρόφησης του μεθανίου συμβαίνουν σε μήκη κύματος πάνω από 600 nm, στο κόκκινο και το υπέρυθρο τμήμα του φάσματος. Όπως και με τον Ουρανό, αυτή η απορρόφηση του ερυθρού φωτός από τον ατμοσφαιρικό μεθάνιο είναι μέρος αυτού που δίνει στον Ποσειδώνα το μπλε χρώμα του,[39] αν και η έντονη γαλάζια απόχρωση του Ποσειδώνα διαφέρει από την ηπιότερη, γαλαζοπράσινη του Ουρανού. Δεδομένου ότι η ατμοσφαιρική περιεκτικότητα σε μεθάνιο του Ποσειδώνα είναι παρόμοια με αυτή του Ουρανού, κάποιο άγνωστο ατμοσφαιρικό συστατικό θεωρείται ότι συμβάλλει στο χρώμα του Ποσειδώνα.[40]
Η ατμόσφαιρα του Ποσειδώνα υποδιαιρείται σε δύο κύριες περιοχές: το χαμηλότερο στρώμα της τροπόσφαιρας, όπου η θερμοκρασία μειώνεται με το υψόμετρο, και τη στρατόσφαιρα, όπου η θερμοκρασία αυξάνεται με το υψόμετρο. Το όριο μεταξύ των δύο, η τροπόπαυση, εμφανίζεται σε πίεση 0,1 bars (10 kPa).[41] Η στρατόσφαιρα δίνει συνέχεια θέση για τη θερμόσφαιρα σε πίεση μικρότερη από 10−5 με 10−4 bars (1 έως 10 Pa).[41] Η θερμόσφαιρα βαθμιαία μεταβάλλεται στην εξώσφαιρα.
Συνδυασμένη έγχρωμη και σχεδόν υπέρυθρη εικόνα του Ποσειδώνα, που δείχνει ζώνες μεθανίου στην ατμόσφαιρά του, όπως επίσης και τέσσερις από τους δορυφόρους του, τον Πρωτέα, τη Λάρισα, τη Γαλάτεια και τη Δέσποινα.
Τα μοντέλα υποδηλώνουν ότι η τροπόσφαιρα του Ποσειδώνα είναι χωρισμένη σε σύννεφα διαφορετικών συνθέσεων ανάλογα με το υψόμετρο. Τα σύννεφα στο πάνω επίπεδο εμφανίζονται σε πιέσεις κάτω του ενός bar, όπου η θερμοκρασία είναι κατάλληλη για να συμπυκνώσει το μεθάνιο. Για πιέσεις μεταξύ του ενός και πέντε bar (100 και 500 kPa), πιστεύεται ότι σχηματίζονται νέφη αμμωνίας και υδρόθειου. Πάνω από μια πίεση των πέντε μπαρ, τα σύννεφα μπορεί να αποτελούνται από αμμωνία, θειούχο αμμώνιο, υδρόθειο και νερό. Βαθύτερα νέφη πάγου και νερού θα πρέπει να βρίσκονται σε πιέσεις περίπου 50 ατμοσφαιρών (5,0 MPa), όπου η θερμοκρασία φθάνει τους 0 °C. Από κάτω, μπορεί να βρεθούν σύννεφα αμμωνίας και υδροθείου.[42]
Στον Ποσειδώνα έχουν παρατηρηθεί σύννεφα μεγάλου υψομέτρου να ρίχνουν σκιές στα αδιαφανή σύννεφα από κάτω. Υπάρχουν, επίσης, σε μεγάλο υψόμετρο, λωρίδες νεφών που τυλίγονται γύρω από τον πλανήτη σε σταθερό γεωγραφικό πλάτος. Αυτές οι περιμετρικές ζώνες έχουν πλάτος της τάξης των 50-150 χλμ. και βρίσκονται περίπου 50-110 χλμ. πάνω από την επιφάνεια των νεφών.[43] Αυτά τα υψόμετρα βρίσκονται στο στρώμα όπου εμφανίζεται ο καιρός, η τροπόσφαιρα. Ο καιρός δεν εμφανίζεται στην ανώτερη στρατόσφαιρα ή τη θερμόσφαιρα.
Σύννεφα στο ανώτερο σημείο της ατμόσφαιρας του Ποσειδώνα, από το Βόγιατζερ 2.
Το φάσμα του Ποσειδώνα δείχνει ότι η κατώτερη στρατόσφαιρά του είναι θολή, λόγω της συμπύκνωσης των προϊόντων της υπεριώδους φωτόλυσης του μεθανίου, όπως το αιθάνιο και το ακετυλένιο.[41] Η στρατόσφαιρα φιλοξενεί επίσης ίχνη μονοξειδίου του άνθρακα και υδροκυάνιου.[41][44] Η στρατόσφαιρα του Ποσειδώνα είναι θερμότερη από αυτή του Ουρανού, λόγω της αυξημένης συγκέντρωσης υδρογονανθράκων.[41]
Για λόγους που παραμένουν αδιευκρίνιστοι, η θερμόσφαιρα του Ποσειδώνα είναι σε ασυνήθιστα υψηλές θερμοκρασίες περίπου 750 Κ.[45][46] Ο πλανήτης είναι πολύ μακριά από τον Ήλιο για να έχει παραχθεί αυτή η θερμότητα από την υπεριώδη ακτινοβολία. Ένας πιθανός μηχανισμός θέρμανσης είναι η ατμοσφαιρική αλληλεπίδραση με τα ιόντα του μαγνητικού πεδίου του πλανήτη. Άλλοι πιθανοί μηχανισμοί είναι κύματα βαρύτητας από το εσωτερικό που διαχέονται στην ατμόσφαιρα. Η θερμόσφαιρα περιέχει ίχνη διοξειδίου του άνθρακα και νερού, τα οποία μπορεί να έχουν εναποτεθεί από εξωτερικές πηγές, όπως μετεωρίτες και σκόνη.[42][47]
Η διπολική συνιστώσα του μαγνητικού πεδίου στον μαγνητικό ισημερινό του Ποσειδώνα είναι περίπου 14 microteslas (0,14 G).[49] Η διπολική μαγνητική ροπή του Ποσειδώνα είναι περίπου 2,2 × 1017 T·m3 (14 μT·RN3 όπου RN είναι η ακτίνα του Ποσειδώνα). Το μαγνητικό πεδίο του Ποσειδώνα έχει μια πολύπλοκη γεωμετρία που περιλαμβάνει σχετικά μεγάλες συνεισφορές από μη διπολικά συστατικά, συμπεριλαμβανομένης μιας ισχυρής τετραπολικής ροπής που μπορεί να υπερβαίνει τη διπολική ροπή σε ισχύ. Αντίθετα, η Γη, ο Δίας και ο Κρόνος έχουν μόνο σχετικά μικρές τετραπολικές ροπές και τα πεδία τους έχουν μικρότερη κλίση από τον πολικό άξονα. Η μεγάλη τετραπολική ροπή του Ποσειδώνα μπορεί να είναι το αποτέλεσμα της μετατόπισης από το κέντρο του πλανήτη και των γεωμετρικών περιορισμών της γεννήτριας δυναμό του πεδίου.[50][51]
Το τοξοειδές κρουστικό κύμα (blow shock) του Ποσειδώνα, όπου η μαγνητόσφαιρα αρχίζει να επιβραδύνει τον ηλιακό άνεμο, συμβαίνει σε απόσταση 34,9 φορές την ακτίνα του πλανήτη. Η μαγνητόπαυση, όπου η πίεση της μαγνητόσφαιρας αντισταθμίζει τον ηλιακό άνεμο, βρίσκεται σε απόσταση 23–26,5 φορές την ακτίνα του Ποσειδώνα. Η ουρά της μαγνητόσφαιρας εκτείνεται σε τουλάχιστον 72 φορές την ακτίνα του Ποσειδώνα και πιθανότατα πολύ μακρύτερα.[50]
Η μεγάλη σκοτεινή κηλίδα (επάνω), το Σκούτερ (μεσαίο λευκό νέφος),[52] και η μικρή σκοτεινή κηλίδα (κάτω), με την αντίθεση τονισμένη.
Μία διαφορά μεταξύ Ποσειδώνα και του Ουρανού είναι το τυπικό επίπεδο της μετεωρολογικής δραστηριότητας τους. Όταν το διαστημόπλοιο Βόγιατζερ 2 πέταξε πάνω από τον Ουρανό, το 1986, ο πλανήτης ήταν οπτικά πολύ ήπιος. Αντίθετα, όταν το Βόγιατζερ 2 προσέγγισε τον Ποσειδώνα το 1989, εκείνος παρουσίασε αξιοσημείωτα καιρικά φαινόμενα.[53]
Μεγάλη Σκοτεινή Κηλίδα, από το Βόγιατζερ 2.
Η μεγάλη σκοτεινή κηλίδα από μακριά, όπως αποτυπώθηκε από το τηλεσκόπιο Χάμπλ. Δίπλα είναι εμφανές ένα μικρότερο σκοτεινό σημείο (πάνω δεξιά).
Ο εντυπωσιακότερος σχηματισμός στην επιφάνεια του πλανήτη είναι η Μεγάλη Σκοτεινή Κηλίδα στο νότιο ημισφαίριο. Η Μεγάλη Σκοτεινή Κηλίδα είναι περίπου η μισή της Μεγάλης Ερυθρής Κηλίδας του Δία, με διάμετρο ίση με της Γης.
Το 1989, η Μεγάλη Σκοτεινή Κηλίδα, ένα αντικυκλωνικό σύστημα καταιγίδων που εκτείνεται σε 13.000 km × 6.600 km (8.100 mi × 4.100 mi),[58] ανακαλύφθηκε από το διαστημόπλοιο Βόγιατζερ 2 της NASA. Η καταιγίδα έμοιαζε με τη Μεγάλη Ερυθρά Κηλίδα του Δία. Περίπου πέντε χρόνια αργότερα, στις 2 Νοεμβρίου 1994, το διαστημικό τηλεσκόπιο Hubble δεν είδε τη Μεγάλη Σκοτεινή Κηλίδα στον πλανήτη. Αντίθετα, μια νέα καταιγίδα παρόμοια με τη Μεγάλη Σκοτεινή Κηλίδα βρέθηκε στο βόρειο ημισφαίριο του Ποσειδώνα.[59]
Το σκούτερ είναι μια άλλη καταιγίδα, μια ομάδα λευκών σύννεφων πιο νότια από το Μεγάλο Σκοτεινό Σημείο. Αυτό το παρατσούκλι προέκυψε για πρώτη φορά κατά τους μήνες που προηγήθηκαν της συνάντησης του Βόγιατζερ 2 το 1989, όταν παρατηρήθηκαν να κινούνται με ταχύτητες μεγαλύτερες από το Μεγάλο Σκοτεινό Σημείο (και οι εικόνες που αποκτήθηκαν αργότερα θα αποκάλυπταν την παρουσία νεφών που κινούνταν ακόμη πιο γρήγορα από εκείνα που είχαν αρχικά εντοπίστηκε από το Βόγιατζερ 2).[60] Το Μικρό Σκοτεινό Σημείο είναι μια νότια κυκλωνική καταιγίδα, η δεύτερη πιο έντονη καταιγίδα που παρατηρήθηκε κατά τη διάρκεια της συνάντησης του 1989. Αρχικά ήταν εντελώς σκοτάδι, αλλά καθώς το Βόγιατζερ 2 πλησίαζε τον πλανήτη, αναπτύχθηκε ένας φωτεινός πυρήνας ο οποίος είναι ορατός στις περισσότερες από τις εικόνες υψηλότερης ανάλυσης.[61] Πιο πρόσφατα, το 2018, εντοπίστηκαν και μελετήθηκαν ένα νεότερο κύριο σκοτεινό σημείο και ένα μικρότερο σκοτεινό σημείο.[62]
Οι σκοτεινές κηλίδες του Ποσειδώνα πιστεύεται ότι εμφανίζονται στην τροπόσφαιρα σε χαμηλότερα υψόμετρα από τα φωτεινότερα χαρακτηριστικά σύννεφων,[63] επομένως εμφανίζονται ως τρύπες στα ανώτερα καταστρώματα σύννεφων. Δεδομένου ότι είναι σταθερά χαρακτηριστικά που μπορούν να διατηρηθούν για αρκετούς μήνες, πιστεύεται ότι είναι δομές δίνης.[64] Συχνά συνδέονται με σκοτεινά σημεία, είναι φωτεινότερα, επίμονα σύννεφα μεθανίου που σχηματίζονται γύρω από το στρώμα της τροπόπαυσης.[65] Η επιμονή των συντροφικών νεφών δείχνει ότι ορισμένα πρώην σκοτεινά σημεία μπορεί να συνεχίσουν να υπάρχουν ως κυκλώνες, παρόλο που δεν είναι πλέον ορατά ως σκοτεινό χαρακτηριστικό. Τα σκοτεινά σημεία μπορεί να εξαφανιστούν όταν μεταναστεύουν πολύ κοντά στον ισημερινό ή πιθανώς μέσω κάποιου άλλου άγνωστου μηχανισμού.[66]
Ο πιο ποικίλος καιρός του Ποσειδώνα σε σύγκριση με τον Ουρανό οφείλεται εν μέρει στην υψηλότερη εσωτερική του θέρμανση. Οι ανώτερες περιοχές της τροπόσφαιρας του Ποσειδώνα φτάνουν σε χαμηλή θερμοκρασία 51,8 K (−221,3 °C). Σε βάθος όπου η ατμοσφαιρική πίεση ισούται με 1 bar (100 kPa), η θερμοκρασία είναι 72,00 K (−201,15 °C).[67] Πιο βαθιά μέσα στα στρώματα του αερίου, η θερμοκρασία αυξάνεται σταθερά. Όπως και με τον Ουρανό, η πηγή αυτής της θέρμανσης είναι άγνωστη, αλλά η απόκλιση είναι μεγαλύτερη: Ο Ουρανός ακτινοβολεί μόνο 1,1 φορές περισσότερη ενέργεια από αυτή που λαμβάνει από τον Ήλιο,[68] ενώ ο Ποσειδώνας ακτινοβολεί περίπου 2,61 φορές περισσότερη ενέργεια από αυτή που λαμβάνει από τον Ήλιο.[69] Ο Ποσειδώνας είναι ο πιο απομακρυσμένος πλανήτης από τον Ήλιο και βρίσκεται πάνω από 50% πιο μακριά από τον Ήλιο από τον Ουρανό. Δέχεται μόνο το 40% του ηλιακού φωτός, ωστόσο η εσωτερική του ενέργεια είναι αρκετή για να οδηγήσει τους ταχύτερους πλανητικούς ανέμους που παρατηρούνται στο Ηλιακό Σύστημα. Ανάλογα με τις θερμικές ιδιότητες του εσωτερικού του, η θερμότητα που απομένει από το σχηματισμό του Ποσειδώνα μπορεί να είναι αρκετή για να εξηγήσει την τρέχουσα ροή θερμότητας, αν και είναι πιο δύσκολο να εξηγηθεί ταυτόχρονα η έλλειψη εσωτερικής θερμότητας του Ουρανού διατηρώντας τη φαινομενική ομοιότητα μεταξύ των δύο πλανητών.[70]
Ο Ποσειδώνας (κόκκινη τροχιά) ολοκληρώνει μια τροχιά γύρω από τον Ήλιο (κέντρο) για κάθε 164,79 τροχιές της Γης. Το γαλάζιο αντικείμενο που περιστρέφεται είναι ο Ουρανός.
Η μέση απόσταση μεταξύ Ποσειδώνα και Ήλιου είναι 4,5 δισεκατομμύρια χιλιόμετρα (περίπου 30,1 AU), και ολοκληρώνει μια τροχιά κάθε 164,79 χρόνια, με μεταβλητότητα περίπου ±0,1 έτη. Στις 11 Ιουλίου 2011, ο Ποσειδώνας ολοκλήρωσε την πρώτη πλήρη τροχιά μετά την ανακάλυψή του, το 1846,[71][72] αν και δεν εμφανίστηκε στην ακριβή θέση του ουρανού που ανακαλύφθηκε επειδή η Γη ήταν σε διαφορετική θέση στις 365,25 ημέρες τροχιάς της.
Η ελλειπτική τροχιά του Ποσειδώνα έχει κλίση 1,77 μοιρών σε σχέση με αυτή της Γης. Λόγω της εκκεντρότητας 0,011, η απόσταση μεταξύ Ποσειδώνα και Ήλιου ποικίλλει κατά 101 εκατομμύρια χιλιόμετρα μεταξύ περιηλίου και αφηλίου, το εγγύτερο και το πιο απομακρυσμένο σημείο της τροχιάς του πλανήτη γύρω από τον Ήλιο κατά μήκος της τροχιάς του, αντίστοιχα.[2]
Η κλίση του άξονα περιστροφής του Ποσειδώνα είναι 28,32 °,[73] κλίση παρόμοια με αυτή της Γης (23 °) και του Άρη (25 °). Ως αποτέλεσμα, αυτός ο πλανήτης βιώνει παρόμοιες εποχιακές αλλαγές με τη Γη. Ωστόσο, η μεγάλη τροχιακή περίοδος του Ποσειδώνα σημαίνει ότι οι εποχές διαρκούν σαράντα γήινα χρόνια.[74] Η αστρική περίοδος περιστροφής του (ημέρα) είναι περίπου 16,11 ώρες.[71] Επειδή η κλίση του άξονά του είναι συγκρίσιμη με εκείνη της Γης, η μεταβολή της διάρκειας της μέρας κατά τη διάρκεια του μακρού έτους δεν είναι περισσότερο ακραία.
Επειδή ο Ποσειδώνας δεν είναι στερεό σώμα, η ατμόσφαιρά του υφίσταται διαφορική περιστροφή. Η ευρεία ισημερινή ζώνη περιστρέφεται με περίοδο περίπου 18 ωρών, η οποία είναι πιο αργή από την περιστροφή 16,1 ωρών του μαγνητικού πεδίου του πλανήτη. Αντίθετα, το αντίστροφο ισχύει για τις πολικές περιοχές όπου η περίοδος περιστροφής είναι 12 ώρες. Αυτή η διαφορική περιστροφή είναι η πιο έντονη από οποιονδήποτε πλανήτη στο Ηλιακό Σύστημα[75] και οδηγεί σε ισχυρή διάτμηση του γεωγραφικού πλάτους του ανέμου.[76]
Ένα διάγραμμα που δείχνει τους κύριους τροχιακούς συντονισμούς στη ζώνη του Κάιπερ που προκαλούνται από τον Ποσειδώνα: ο συντονισμός 2:3 (plutinos), τα κλασικά αντικείμενα της ζώνης του Κάιπερ (cubewanos) και ο συντονισμός 1:2 (twotinos).
Η τροχιά του Ποσειδώνα έχει βαθύ αντίκτυπο στην περιοχή ακριβώς πέρα από αυτόν, γνωστή ως ζώνη του Κάιπερ. Η ζώνη αυτή είναι ένας δακτύλιος μικρών παγωμένων σωμάτων, παρόμοιος με την κύρια ζώνη των αστεροειδών αλλά πολύ μεγαλύτερος, που εκτείνεται από την τροχιά του Ποσειδώνα, και βρίσκεται σε απόσταση 30 AU έως περίπου 55 AU από τον Ήλιο.[77] Με τον ίδιο τρόπο που η βαρύτητα του Δία κυριαρχεί στη ζώνη των αστεροειδών, διαμορφώνοντας τη δομή της, έτσι και η βαρύτητα του Ποσειδώνα κυριαρχεί στη ζώνη του Κάιπερ. Από την αρχή δημιουργίας του Ηλιακού Συστήματος, ορισμένες περιοχές της ζώνης του Κάιπερ αποσταθεροποιήθηκαν λόγω της βαρύτητας του Ποσειδώνα, δημιουργώντας κενά στη δομή της. Ένα παράδειγμα αποτελεί η περιοχή μεταξύ 40 και 42 AU.[78]
Υπάρχουν τροχιές μέσα σε αυτές τις κενές περιοχές, όπου τα αντικείμενα μπορούν να επιβιώσουν καθόλη τη διάρκεια του Ηλιακού Συστήματος. Αυτοί οι τροχιακοί συντονισμοί συμβαίνουν όταν η τροχιακή περίοδος του Ποσειδώνα είναι ένα ακριβές κλάσμα της τροχιάς του αντικειμένου που περιφέρεται, όπως 1:2 ή 3:4. Εάν, για παράδειγμα, ένα αντικείμενο περιφέρεται γύρω από τον Ήλιο μία φορά για κάθε δύο τροχιές του Ποσειδώνα, θα χρειαστεί μόλις μισή τροχιά μέχρι να κάνει ο Ποσειδώνας μία περιστροφή και να επιστρέψει στην αρχική του θέση. Ο μεγαλύτερος αριθμός των αντικειμένων βρίσκεται στη ζώνη Κάιπερ, με περισσότερα από 200 γνωστά αντικείμενα,[79] με τον συντονισμό 2:3. Τα αντικείμενα σε αυτόν τον συντονισμό ολοκληρώνουν 2 τροχιές για κάθε 3 του Ποσειδώνα και είναι γνωστά ως πλουτίνοι, επειδή το μεγαλύτερο από τα γνωστά αντικείμενα της ζώνης Κάιπερ, ο Πλούτωνας, είναι μεταξύ αυτών.[80] Αν και ο Πλούτωνας διασχίζει τακτικά την τροχιά του Ποσειδώνα, ο συντονισμός 2:3 διασφαλίζει ότι δεν θα συγκρουστούν ποτέ.[81] Οι συντονισμοί 3:4, 3:5, 4:7 και 2:5 έχουν μικρότερο αριθμό αντικειμένων.[82]
Ο Ποσειδώνας έχει έναν αριθμό γνωστών τρωικών αντικειμένων που βρίσκονται στους χώρους των αντίστοιχων λαγκρανζιανών σημείων L4 και L5 της τροχιάς του — βαρυτικά σταθερές περιοχές που οδηγούν και ακολουθούν τον Ποσειδώνα στην τροχιά του.[83] Οι τρωικοί του Ποσειδώνα μπορούν να θεωρηθούν ότι βρίσκονται σε συντονισμό 1:1 μαζί του. Ορισμένοι τρωικοί είναι αξιοσημείωτα σταθεροί στις τροχιές τους και είναι πιθανό να έχουν σχηματιστεί δίπλα στον Ποσειδώνα, αντί να είναι ξένα αντικείμενα που έχουν αιχμαλωτιστεί από τη βαρύτητά του.
Κύριο λήμμα: Μοντέλο της Νίκαιας
Προσομοίωση των εξωτερικών πλανητών και της ζώνης των πλανητοειδών: α) Πρώιμη διάταξη, προτού ο Δίας και ο Κρόνος φθάσουν σε συντονισμό 2:1. β) Διασκορπισμός των πλανητοειδών στο εσωτερικό Ηλιακό Σύστημα μετά την τροχιακή μετατόπιση του Ποσειδώνα (σκούρο μπλε) και του Ουρανού (γαλάζιο). γ) Μετά την εκτίναξη των πλανητοειδών από τους πλανήτες.[84]
Ο Ποσειδώνας φωτογραφημένος από το τηλεσκόπιο Χαμπλ. Φαίνονται επίσης ο Πρωτέας (πάνω), η Λάρισσα (κάτω δεξιά) και η Δέσποινα (αριστερά).
Ο σχηματισμός των γιγάντων του πάγου, του Ποσειδώνα και του Ουρανού, έχει αποδειχθεί δύσκολο να μοντελοποιηθεί με ακρίβεια. Τα τρέχοντα μοντέλα υποδεικνύουν ότι η πυκνότητα της ύλης στις εξωτερικές περιοχές του Ηλιακού Συστήματος ήταν πολύ χαμηλή για να εξηγηθεί ο σχηματισμός τέτοιων μεγάλων σωμάτων από την παραδοσιακά αποδεκτή μέθοδο συσσώρευσης πυρήνα και έχουν διατυπωθεί διάφορες υποθέσεις για να εξηγηθεί ο σχηματισμός τους. Η μία είναι ότι οι γίγαντες του πάγου δεν σχηματίστηκαν από συσσώρευση πυρήνα, αλλά από αστάθειες εντός του αρχικού πρωτοπλανητικού δίσκου και, αργότερα, οι ατμόσφαιρές τους απομακρύνθηκαν από την ακτινοβολία από ένα κοντινό τεράστιο αστέρι OB.[85]
Μια εναλλακτική ιδέα είναι ότι σχηματίστηκαν πιο κοντά στον Ήλιο, όπου η πυκνότητα της ύλης ήταν υψηλότερη, και στη συνέχεια μετανάστευσαν στις τρέχουσες τροχιές τους μετά την αφαίρεση του αέριου πρωτοπλανητικού δίσκου. Αυτή η υπόθεση της μετανάστευσης μετά το σχηματισμό ευνοείται, λόγω της ικανότητάς της να εξηγεί καλύτερα την κατοχή των πληθυσμών μικρών αντικειμένων που παρατηρούνται στην περιοχή του Ποσειδώνα. Η τρέχουσα, πιο ευρέως αποδεκτή εξήγηση των λεπτομερειών αυτής της υπόθεσης, είναι γνωστή ως το μοντέλο της Νίκαιας, το οποίο διερευνά την επίδραση ενός μεταναστευτικού Ποσειδώνα και των άλλων γιγάντιων πλανητών στη δομή της Ζώνης του Κάιπερ.
Τρίτωνας, όπως φαίνεται από το Βόγιατζερ 2.
Κύριο λήμμα: Δορυφόροι του Ποσειδώνα
Οι δορυφόροι του Ποσειδώνα πήραν το όνομά τους από θαλάσσιες θεότητες της Ελληνικής και Ρωμαϊκής μυθολογίας.[86] Ο Ποσειδώνας έχει 14 γνωστούς δορυφόρους,[4][87] εκ των οποίων τον κατά πολύ μεγαλύτερο από τους υπόλοιπους Τρίτωνα, που αποτελεί το 99,5% μάζας των δορυφόρων του. Είναι ο μόνος με σφαιρικό σχήμα και ανακαλύφθηκε μόλις 17 μέρες μετά τον Ποσειδώνα. Επίσης, ο Τρίτωνας είναι ο μόνος μεγάλος δορυφόρος που περιστρέφεται ανάδρομα, υποδεικνύοντας ότι πιθανόν ήταν ένας πλανήτης νάνος της ζώνης του Κάιπερ που αιχμαλωτίστηκε από τη βαρύτητα του Ποσειδώνα.[88] Είναι αρκετά κοντά στον Ποσειδώνα για να κλειδωθεί σε μια σύγχρονη περιστροφή και αργά κινείται σπειροειδής προς τα μέσα λόγω της παλιρροιακής επιτάχυνσης. Θα διαλυθεί σε περίπου 3,6 δισεκατομμύρια χρόνια, όταν φτάσει στο όριο του Ρος. Το 1989, ο Τρίτωνας ήταν το πιο κρύο αντικείμενο που είχε μετρηθεί στο Ηλιακό Σύστημα,[89] με εκτιμώμενη θερμοκρασία 38 Κ (−235 °C).[90]
Ο δεύτερος γνωστός δορυφόρος του Ποσειδώνα (με σειρά ανακάλυψης), ο ακανόνιστος δορυφόρος Νηρηίδα, έχει μια από τις πιο εκκεντρικές τροχιές από οποιονδήποτε δορυφόρο στο Ηλιακό Σύστημα. Η εκκεντρότητα του 0,7512 του δίνει μια απόαψη (μακρύτερη απόσταση) που είναι επτά φορές η απόσταση της περίαψης (μικρότερη απόσταση) από τον Ποσειδώνα.
Από τον Ιούλιο έως τον Σεπτέμβριο του 1989, το Βόγιατζερ 2 ανακάλυψε έξι δορυφόρους του Ποσειδώνα.[91] Από αυτούς, ο Πρωτέας με ακανόνιστο σχήμα είναι αξιοσημείωτος για το ότι είναι τόσο μεγάλος όσο μπορεί να είναι ένα σώμα με την πυκνότητά του, χωρίς να τραβιέται σε σφαιρικό σχήμα από τη δική του βαρύτητα.[92] Αν και είναι ο δεύτερος σε μέγεθος δορυφόρος του Ποσειδώνα, αποτελεί μόνο το 0,25% της μάζας του Τρίτωνα. Οι τέσσερις εσωτερικοί δορυφόροι του Ποσειδώνα - η Ναϊάδα, η Θάλασσα, η Δέσποινα και η Γαλάτεια - περιφέρονται αρκετά κοντά ώστε να βρίσκονται μέσα στους δακτυλίους του Ποσειδώνα. Ο επόμενος μακρύτερος, η Λάρισσα, ανακαλύφθηκε αρχικά το 1981 όταν είχε κρύψει ένα αστέρι. Αυτή η απόκρυψη είχε αποδοθεί σε τόξα δακτυλίου, αλλά όταν το Βόγιατζερ 2 παρατήρησε τον Ποσειδώνα το 1989, βρέθηκε ότι το προκάλεσε η Λάρισσα. Πέντε νέοι ακανόνιστοι δορυφόροι που ανακαλύφθηκαν μεταξύ 2002 και 2003 ανακοινώθηκαν το 2004.[93][94] Ένας νέος δορυφόρος και ο μικρότερος μέχρι σήμερα, ο Ιππόκαμπος, βρέθηκε το 2013 από συνδυασμό πολλαπλών εικόνων Χαμπλ.[95] Επειδή ο Ποσειδώνας ήταν ο Ρωμαίος θεός της θάλασσας, οι δορυφόροι του Ποσειδώνα πήραν τα ονόματά τους από κατώτερους θεούς της θάλασσας.[96]
Μια σύνθετη εικόνα από το τηλεσκόπιο Χάμπλ που δείχνει τον Ιππόκαμπο με άλλους εσωτερικούς δορυφόρους που ανακαλύφθηκαν πιο πριν στο σύστημα δακτυλίων του Ποσειδώνα.
Κύριο λήμμα: Δακτύλιοι του Ποσειδώνα
Οι δακτύλιοι του Ποσειδώνα από το Βόγιατζερ 2
Στον Ποσειδώνα παρατηρήθηκαν πέντε κύριοι δακτύλιοι το 1984.[97][98] Στην πυκνότητά τους, είναι συγκρίσιμοι με τα λιγότερο πυκνά τμήματα των κύριων δακτυλίων του Κρόνου, αλλά μεγάλο μέρος του συστήματος δακτυλίων του Ποσειδώνα είναι αρκετά αδύναμο, αμυδρό και σκονισμένο, που μοιάζει περισσότερο με τους δακτυλίους του Δία.[99] Αποτελούνται από εξαιρετικά σκοτεινό υλικό, πιθανώς οργανικές ενώσεις επεξεργασμένες από την ακτινοβολία, παρόμοιες με αυτές που βρίσκονται στους δακτυλίους του Ουρανού.[100] Η αναλογία σκόνης στους δακτυλίους είναι υψηλή (μεταξύ 20% και 70%),[100] ενώ το οπτικό τους βάθος είναι χαμηλό έως μέτριο, λιγότερο από 0,1.[101] Εκτείνονται σε απόσταση από 42.000 έως 63.000 χιλιόμετρα πάνω από τα σύννεφα του πλανήτη, ενώ το πλάτος τους δεν ξεπερνάει τα 15 με 20 χιλιόμετρα.[102] Ο εξωτερικός δακτύλιος ονομάζεται Δακτύλιος Άνταμς και περιέχει πέντε ανεξάρτητα τόξα: την Αδελφότητα, την Ισότητα 1 και 2, την Ελευθερία και το Θάρρος.[103][104] Τα τρία πρώτα ονόματα προέρχονται από το σύνθημα της Γαλλικής Επανάστασης και της Γαλλικής Δημοκρατίας «Ελευθερία, Ισότητα, Αδελφοσύνη».[105] Ο αμέσως επόμενος δακτύλιος ονομάζεται Λε Βεριέ, ενώ στη συνέχεια βρίσκονται ο Λάσελ και ο Αραγκό και, τέλος, ο αμυδρός αλλά πλατύς δακτύλιος Γκάλε. Ο Ποσειδώνας έχει επίσης έναν αμυδρό ανώνυμο δακτύλιο που συμπίπτει με την τροχιά του δορυφόρου Γαλάτεια.[106]
Το 2018, το Ευρωπαϊκό Νότιο Αστεροσκοπείο ανέπτυξε μοναδικές μεθόδους βασισμένες σε λέιζερ για τη λήψη καθαρών και υψηλής ανάλυσης εικόνων του Ποσειδώνα από την επιφάνεια της Γης.
Ο Ποσειδώνας έγινε πιο φωτεινός κατά περίπου 10% μεταξύ 1980 και 2000 κυρίως λόγω της αλλαγής των εποχών.[107] Μπορεί να συνεχίσει να αυξάνει σε φωτεινότητα καθώς πλησιάζει στο περιήλιο το 2042. Το φαινόμενο μέγεθος κυμαίνεται επί του παρόντος από 7,67 έως 7,89 με μέσο όρο 7,78 και τυπική απόκλιση 0,06. Πριν από το 1980 ο πλανήτης ήταν αχνός με αριθμητική τιμή 8,0.[108] Ο ίδιος ο πλανήτης είναι πολύ αχνός για να είναι ορατός με γυμνό μάτι. Οι δορυφόροι Γαλιλαίου του Δία είναι πιο εμφανείς, όπως επίσης ο πλανήτης νάνος Δήμητρα και οι αστεροειδείς 4 Εστία, 2 Παλλάς, 7 Ίρις, 3 Ήρα και 6 Ήβη. Ένα τηλεσκόπιο ή μια ισχυρή διόπτρα μπορεί να αποτυπώσει τον Ποσειδώνα ως ένα μικρό μπλε δίσκο, παρόμοιο σε εμφάνιση με τον Ουρανό.
Λόγω της απόστασης του Ποσειδώνα από τη Γη, η φαινόμενη διάμετρός του κυμαίνεται από 2,2 έως 2,4 δευτερόλεπτα του τόξου, η μικρότερη διάμετρος από τους πλανήτες του Ηλιακού Συστήματος.[4][109] Το μικρό αυτό μέγεθος καθιστά δύσκολη την οπτική του μελέτη. Τα περισσότερα τηλεσκοπικά δεδομένα ήταν αρκετά περιορισμένα μέχρι την εμφάνιση του διαστημικού τηλεσκοπίου Χαμπλ και των μεγάλων επίγειων τηλεσκοπίων με προσαρμοστική οπτική.[110][111][112] Η πρώτη επιστημονικά χρήσιμη παρατήρηση του Ποσειδώνα από επίγεια τηλεσκόπια που χρησιμοποιούν προσαρμοστική οπτική ξεκίνησε το 1997 στη Χαβάη.[113] Στην παρούσα χρονική συγκυρία, ο πλανήτης εισέρχεται στην άνοιξη και το καλοκαίρι και έχει αποδειχθεί ότι θερμαίνεται, με αποτέλεσμα την αυξημένη ατμοσφαιρική δραστηριότητα και φωτεινότητα. Σε συνδυασμό με τις τεχνολογικές εξελίξεις, τα επίγεια τηλεσκόπια με προσαρμοστική οπτική καταγράφουν όλο και πιο λεπτομερείς εικόνες του. Τόσο το Χαμπλ όσο και τα τηλεσκόπια με προσαρμοστική οπτική στη Γη, έχουν κάνει πολλές νέες ανακαλύψεις στο Ηλιακό Σύστημα από τα μέσα της δεκαετίας του 1990, με μεγάλη αύξηση στον αριθμό των γνωστών δορυφόρων γύρω από τον πλανήτη. Το 2004 και το 2005, ανακαλύφθηκαν πέντε νέοι μικροί δορυφόροι του Ποσειδώνα με διάμετρο μεταξύ 38 και 61 χιλιομέτρων.[114]
Από τη Γη, ο Ποσειδώνας περνά από εμφανή ανάδρομη κίνηση κάθε 367 ημέρες, που έχει ως αποτέλεσμα μια κυκλική κίνηση ενάντια στα αστέρια του φόντου κατά τη διάρκεια κάθε αντίθεσης. Αυτοί οι κύκλοι τον έφεραν κοντά στις συντεταγμένες της ανακάλυψής του το 1846, τον Απρίλιο και τον Ιούλιο του 2010 και ξανά τον Οκτώβριο και τον Νοέμβριο του 2011.[115]
Η περίοδος τροχιάς του Ποσειδώνα 164 ετών σημαίνει ότι ο πλανήτης χρειάζεται κατά μέσο όρο 13 χρόνια για να κινηθεί σε κάθε αστερισμό του ζωδιακού κύκλου. Το 2011, ολοκλήρωσε την πρώτη του πλήρη τροχιά γύρω από τον Ήλιο από τότε που ανακαλύφθηκε και επέστρεψε εκεί όπου εντοπίστηκε για πρώτη φορά, βορειοανατολικά του Ιώτα Υδροχόου.[116]
Κατά την παρατήρηση του Ποσειδώνα στη ζώνη ραδιοσυχνοτήτων φαίνεται ότι είναι πηγή τόσο συνεχών εκπομπών, όσο και ακανόνιστων εκρήξεων. Και τα δύο πιστεύεται ότι προέρχονται από το περιστρεφόμενο μαγνητικό του πεδίο.[117] Στο υπέρυθρο τμήμα του φάσματος, οι καταιγίδες του Ποσειδώνα εμφανίζονται φωτεινές στο ψυχρότερο φόντο, επιτρέποντας να παρακολουθούνται εύκολα το μέγεθος και το σχήμα αυτών των χαρακτηριστικών.[118]
Ο Πρωτέας είναι ο δεύτερος μεγαλύτερος δορυφόρος του Ποσειδώνα πίσω από τον Τρίτωνα. Ο Πρωτέας ανακαλύφθηκε μόλις το 1989 από το διαστημόπλοιο Βόγιατζερ 2.
Ο Ποσειδώνας έχει εξερευνηθεί έως σήμερα μόνο από μία διαστημική αποστολή, το Βόγιατζερ 2, που πέρασε σε απόσταση 4.600 περίπου χιλιομέτρων από τις κορυφές των νεφών του πλανήτη στις 25 Αυγούστου 1989.[119] Ενώ οι επιστήμονες περίμεναν ότι θα συναντούσαν έναν πλανήτη με ήρεμη ατμόσφαιρα, όπως ο Ουρανός, επειδή η ηλιακή ακτινοβολία που φτάνει στο εξωτερικό ηλιακό σύστημα είναι ελάχιστη, το Βόγιατζερ τους διέψευσε αποκαλύπτοντας έναν πλανήτη με τους πιο γρήγορους ανέμους στο ηλιακό σύστημα, μα και με μια κηλίδα στην ατμόσφαιρα, μία μεγάλη ατμοσφαιρική καταιγίδα δηλαδή, αντάξια του μεγέθους της Μεγάλης Κόκκινης Κηλίδας του Δία, κατ' αναλογία με το μικρότερο μέγεθος του Ποσειδώνα. Το Βόγιατζερ 2 επιβεβαίωσε επίσης την ύπαρξη των δακτυλίων του πλανήτη και φωτογράφισε τους δορυφόρους του, και ιδιαίτερα τον Τρίτωνα, ανακαλύπτοντας στην επιφάνειά του κρυοηφαίστεια που εκτινάσσουν πίδακες παγωμένου αζώτου.
Από το 2018, η Εθνική Υπηρεσία Διαστήματος της Κίνας μελετά μια ιδέα για ένα ζευγάρι διαστρικών ανιχνευτών που μοιάζουν με το Βόγιατζερ 2, γνωστά ως Interstellar Express ή Interstellar Heliosphere Probe.[120] Και οι δύο ανιχνευτές θα εκτοξευθούν ταυτόχρονα το 2024 και θα ακολουθήσουν διαφορετικά μονοπάτια, για να εξερευνήσουν τα αντίθετα άκρα της ηλιόσφαιρας. Ο δεύτερος ανιχνευτής, IHP-2, θα πετάξει από τον Ποσειδώνα τον Ιανουάριο του 2038 περνώντας μόνο 1.000 χλμ. πάνω από τις κορυφές των νεφών και, πιθανώς, θα φέρει ένα ατμοσφαιρικό κρουστικό εκκρεμές που θα απελευθερωθεί κατά την προσέγγισή του.[121] Στη συνέχεια, θα συνεχίσει την αποστολή του σε όλη τη Ζώνη του Κάιπερ προς την ουρά της ηλιόσφαιρας, μέχρι στιγμής ανεξερεύνητη.
Μετά τις πτήσεις του Βόγιατζερ 2 και του IHP-2, το επόμενο βήμα στην επιστημονική εξερεύνηση του συστήματος του Ποσειδώνα θεωρείται ότι είναι μια τροχιακή αποστολή.[122] Οι περισσότερες προτάσεις έχουν γίνει από τη NASA, τις περισσότερες φορές για ένα Flagship τροχιακό όχημα. Μια τέτοια υποθετική αποστολή προβλέπεται να είναι δυνατή στα τέλη της δεκαετίας του 2020 ή στις αρχές της δεκαετίας του 2030.[122] Ωστόσο, έχουν γίνει συζητήσεις για την εκτόξευση των αποστολών στον Ποσειδώνα νωρίτερα. Το 2003, υπήρξε μια πρόταση στο "Vision Missions Studies" της NASA για μια αποστολή "Neptune Orbiter with Probes" που κάνει επιστήμη σε επίπεδο Κασσίνι.[123] Μια άλλη, πιο πρόσφατη πρόταση, ήταν το Argo, ένα διαστημικό σκάφος που θα εκτοξευόταν το 2019, το οποίο θα επισκεπτόταν τον Δία, τον Κρόνο, τον Ποσειδώνα και τη Ζώνη του Κάιπερ. Η εστίαση θα ήταν στον Ποσειδώνα και στο μεγαλύτερο δορυφόρο του Τρίτωνα, που θα διερευνηθεί γύρω στο 2029.[124] Η προτεινόμενη αποστολή New Horizons 2 (η οποία αργότερα καταργήθηκε) θα μπορούσε επίσης να είχε κάνει μια κοντινή πτήση του Ποσειδώνιου συστήματος. Επί του παρόντος, μια εκκρεμής πρόταση για το πρόγραμμα Discovery, η Trident, θα πραγματοποιούσε μια πτήση δίπλα στον Ποσειδώνα και τον Τρίτωνα.[125] Ωστόσο, η αποστολή δεν επιλέχθηκε για το Discovery 15 ή 16. Ο Neptune Odyssey είναι η τρέχουσα ιδέα αποστολής για έναν τροχιακό και ατμοσφαιρικό ανιχνευτή Ποσειδώνα, η οποία μελετάται ως πιθανή μεγάλη στρατηγική επιστημονική αποστολή από τη NASA που θα εκτοξευόταν μεταξύ 2031 και 2033 και θα έφτανε στον Ποσειδώνα έως το 2049.[126]
↑ Hamilton, Calvin J. (4 Αυγούστου 2001). «Neptune». Views of the Solar System. Ανακτήθηκε στις 13 Αυγούστου 2007.
↑ 2,0 2,1 Yeomans, Donald K. (13 Ιουλίου 2006). «HORIZONS System». NASA JPL. Ανακτήθηκε στις 8 Αυγούστου 2007.
↑ Seligman, Courtney. «Rotation Period and Day Length». Ανακτήθηκε στις 13 Αυγούστου 2009.
↑ 4,0 4,1 4,2 4,3 4,4 4,5 Williams, David R. (1 Σεπτεμβρίου 2004). «Neptune Fact Sheet». NASA. Ανακτήθηκε στις 14 Αυγούστου 2007.
↑ «The MeanPlane (Invariable plane) of the Solar System passing through the barycenter». 3 Απριλίου 2009. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 20 Απριλίου 2009. Ανακτήθηκε στις 10 Απριλίου 2009.  (παράχθηκε με το Solex 10 Αρχειοθετήθηκε 2008-12-20 στο Wayback Machine.)
↑ 6,0 6,1 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. http://adsabs.harvard.edu/doi/10.1007/s10569-007-9072-y. Ανακτήθηκε στις 2008-03-07.
↑ Hamilton, Calvin J. (4 Αυγούστου 2001). "Neptune". Views of the Solar System.
↑ Chang, Kenneth (18 October 2014). "Dark Spots in Our Knowledge of Neptune". The New York Times.
↑ "Exploration | Neptune". NASA Solar System Exploration.
↑ Podolak, M.; Weizman, A.; Marley, M. (1995). «Comparative models of Uranus and Neptune». Planetary and Space Science 43 (12): 1517–1522. doi:10.1016/0032-0633(95)00061-5. http://adsabs.harvard.edu/abs/1995P%26SS...43.1517P.
↑ Munsell, Kirk (13 Νοεμβρίου 2007). «Neptune overview». Solar System Exploration. NASA. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 3 Μαρτίου 2008. Ανακτήθηκε στις 20 Φεβρουαρίου 2008.
↑ Suomi, V. E.; Limaye, S. S.; Johnson, D. R. (1991). «High Winds of Neptune: A possible mechanism». Science (AAAS (USA)) 251 (4996): 929–932. doi:10.1126/science.251.4996.929. PMID 17847386.
↑ 13,0 13,1 Nettelmann, N. «Interior Models of Jupiter, Saturn and Neptune» (PDF). University of Rostock. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο (PDF) στις 18 Ιουλίου 2011. Ανακτήθηκε στις 25 Φεβρουαρίου 2008.
↑ Wilford, John N. (June 10, 1982). «Data Shows 2 Rings Circling Neptune». The New York Times. http://query.nytimes.com/gst/fullpage.html?sec=technology&res=950DE3D71F38F933A25755C0A964948260&n=Top/News/Science/Topics/Space. Ανακτήθηκε στις 2008-02-29.
↑ Hirschfeld, Alan (2001). Parallax: The Race to Measure the Cosmos. New York, New York: Henry Holt. ISBN 978-0-8050-7133-7.
↑ Bouvard, A. (1821). Tables astronomiques publiées par le Bureau des Longitudes de France. Παρίσι: Bachelier.
↑ O'Connor, John J.· Robertson, Edmund F. (2006). «John Couch Adams' account of the discovery of Neptune». University of St Andrews. Ανακτήθηκε στις 18 Φεβρουαρίου 2008.
↑ Adams, J. C. (13 Νοεμβρίου 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: 149–152. doi:10.1093/mnras/7.9.149. Bibcode: 1846MNRAS...7..149A.
↑ 19,0 19,1 Airy, G. B. (13 Νοεμβρίου 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. doi:10.1002/asna.18470251002. Bibcode: 1846MNRAS...7..121A.
↑ Challis, Rev. J. (13 Νοεμβρίου 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. doi:10.1093/mnras/7.9.145. Bibcode: 1846MNRAS...7..145C.
↑ Galle, J. G. (13 Νοεμβρίου 1846). «Account of the discovery of the planet of Le Verrier at Berlin». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 7: 153. doi:10.1093/mnras/7.9.153. Bibcode: 1846MNRAS...7..153G.
↑ Kollerstrom, Nick (2001). «Neptune's Discovery. The British Case for Co-Prediction». University College London. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 11 Νοεμβρίου 2005. Ανακτήθηκε στις 19 Μαρτίου 2007.
↑ William Sheehan; Nicholas Kollerstrom; Craig B. Waff (December 2004). «The Case of the Pilfered Planet – Did the British steal Neptune?». Scientific American. http://www.scientificamerican.com/article.cfm?id=the-case-of-the-pilfered. Ανακτήθηκε στις 20 Ιανουαρίου 2011.
↑ 24,0 24,1 "Neptune Fact Sheet". NASA
↑ Unsöld, Albrecht; Baschek, Bodo (2001). The New Cosmos: An Introduction to Astronomy and Astrophysics. The New Cosmos : An Introduction to Astronomy and Astrophysics (5th ed.). Springer. p. 47.
↑ Seidelmann, P. Kenneth; Archinal, Brent A.; A'Hearn, Michael F.; et al. (2007). "Report of the IAU/IAG Working Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006". Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy. 98 (3): 155–80.
↑ Boss, Alan P. (2002). "Formation of gas and ice giant planets". Earth and Planetary Science Letters. 202 (3–4): 513–23.
↑ Lovis, C.; Mayor, M.; Alibert Y.; Benz W. (18 May 2006). "Trio of Neptunes and their Belt". ESO.
↑ Hubbard, W. B. (1997-02-28). «Neptune's deep chemistry». Science (New York, N.Y.) 275 (5304): 1279–1280. doi:10.1126/science.275.5304.1279. ISSN 0036-8075. PMID 9064785. https://pubmed.ncbi.nlm.nih.gov/9064785/.
↑ «Neptune». web.archive.org. 15 Ιουλίου 2007. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 15 Ιουλίου 2007. Ανακτήθηκε στις 26 Φεβρουαρίου 2022.
↑ Atreya, S.; Egeler, P.; Wong, A. S. (2005). «Water-Ammonia Ionic Ocean on Uranus and Neptune-Clue from Tropospheric Hydrogen Sulfide Clouds» (στα αγγλικά). undefined. https://www.semanticscholar.org/paper/Water-Ammonia-Ionic-Ocean-on-Uranus-and-from-Clouds-Atreya-Egeler/049e6b35a22d3a7f0398fbdf3ff748329da47b39.
↑ Atreya, S. (2006). «Water-ammonia ionic ocean on Uranus and Neptune?». Geophysical Research Abstracts 8: 05179. https://meetings.copernicus.org/www.cosis.net/abstracts/EGU06/05179/EGU06-J-05179-1.pdf.
↑ Kerr, Richard A. (1999). «Neptune May Crush Methane Into Diamonds». Science 286 (5437): 25. doi:10.1126/science.286.5437.25a. http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/286/5437/25a. Ανακτήθηκε στις 2007-02-26.
↑ Kraus, D.; Vorberger, J.; Pak, A.; Hartley, N. J.; Fletcher, L. B.; Frydrych, S.; Galtier, E.; Gamboa, E. J. και άλλοι. (2017-09). «Formation of diamonds in laser-compressed hydrocarbons at planetary interior conditions» (στα αγγλικά). Nature Astronomy 1 (9): 606–611. doi:10.1038/s41550-017-0219-9. ISSN 2397-3366. https://www.nature.com/articles/s41550-017-0219-9.
↑ Kane, Sean. «Lightning storms make it rain diamonds on Saturn and Jupiter». Business Insider (στα Αγγλικά). Ανακτήθηκε στις 26 Φεβρουαρίου 2022.
↑ Podolak, M.; Weizman, A.; Marley, M. (1995). «Comparative models of Uranus and Neptune». Planetary and Space Science 43 (12): 1517–1522. doi:10.1016/0032-0633(95)00061-5. https://archive.org/details/sim_planetary-and-space-science_1995-12_43_12/page/1517.
↑ Hubbard, W. B. (1997-02-28). «Neptune's deep chemistry». Science (New York, N.Y.) 275 (5304): 1279–1280. doi:10.1126/science.275.5304.1279. ISSN 0036-8075. PMID 9064785. https://pubmed.ncbi.nlm.nih.gov/9064785/.
↑ Hubbard, W. B. (1997). «Neptune's Deep Chemistry». Science 275 (5304): 1279–1280. doi:10.1126/science.275.5304.1279. PMID 9064785. http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/275/5304/1279. Ανακτήθηκε στις 2008-02-19.
↑ Crisp, D. (14 Ιουνίου 1995). «Hubble Space Telescope Observations of Neptune». Hubble News Center. Ανακτήθηκε στις 22 Απριλίου 2007.
↑ «Solar System Exploration: Planets: Neptune». web.archive.org. 3 Μαρτίου 2008. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 3 Μαρτίου 2008. Ανακτήθηκε στις 26 Φεβρουαρίου 2022.
↑ 41,0 41,1 41,2 41,3 41,4 41,5 Lunine, Jonathan I. (1993). «The Atmospheres of Uranus and Neptune» (PDF). Lunar and Planetary Observatory, University of Arizona. Ανακτήθηκε στις 10 Μαρτίου 2008.
↑ 42,0 42,1 Elkins-Tanton, Linda T. (2006). Uranus, Neptune, Pluto, and the Outer Solar System. New York: Chelsea House. pp. 79–83
↑ Max, C.E.; Macintosh, B.A.; Gibbard, S.G.; Gavel, D.T.; et al. (2003). "Cloud Structures on Neptune Observed with Keck Telescope Adaptive Optics". The Astronomical Journal. 125 (1): 364–75.
↑ Encrenaz, Therese (2003). «ISO observations of the giant planets and Titan: what have we learnt?». Planet. Space Sci. 51: 89–103. doi:10.1016/S0032-0633(02)00145-9. http://adsabs.harvard.edu/abs/2003P%26SS...51...89E.
↑ 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. doi:10.1126/science.246.4936.1459. PMID 17756000. http://www-personal.umich.edu/~atreya/Articles/1989_Voyager_UV_Spectrometer.pdf.
↑ Herbert, Floyd; Sandel, Bill R. (1999). «Ultraviolet Observations of Uranus and Neptune». Planet.Space Sci. 47: 1119–1139. doi:10.1016/S0032-0633(98)00142-1. http://adsabs.harvard.edu/abs/1999P%26SS...47.1119H.
↑ Encrenaz, Thérèse (2003-02-01). «ISO observations of the giant planets and Titan: what have we learnt?» (στα αγγλικά). Planetary and Space Science. Recent Advances on the Atmosphere of Outer Planets and Titan 51 (2): 89–103. doi:10.1016/S0032-0633(02)00145-9. ISSN 0032-0633. https://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0032063302001459.
↑ Connerney, J.E.P.; Acuña, Mario H.; Ness, Norman F. (1991). "The magnetic field of Neptune". Journal of Geophysical Research. 96: 19, 023–42.
↑ 50,0 50,1 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): 1473–78.
↑ Russell, C.T.; Luhmann, J.G. (1997). "Neptune: Magnetic Field and Magnetosphere". University of California, Los Angeles
↑ Lavoie, Sue (8 Ιανουαρίου 1998). «PIA01142: Neptune Scooter». NASA. Ανακτήθηκε στις 26 Μαρτίου 2006.
↑ Lavoie, Sue (16 Φεβρουαρίου 2000). «PIA02245: Neptune's blue-green atmosphere». NASA JPL. Ανακτήθηκε στις 28 Φεβρουαρίου 2008.
↑ 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. doi:10.1126/science.245.4924.1367. PMID 17798743. http://adsabs.harvard.edu/abs/1989Sci...245.1367H. Ανακτήθηκε στις 2008-02-27.
↑ Orton, G. S.· Encrenaz T.· Leyrat C.· Puetter, R.· Friedson, A. J. (2007). «Evidence for methane escape and strong seasonal and dynamical perturbations of Neptune's atmospheric temperatures». Astronomy and Astrophysics. Ανακτήθηκε στις 10 Μαρτίου 2008.
↑ Orton, Glenn (18 Σεπτεμβρίου 2007). «A Warm South Pole? Yes, On Neptune!». ESO. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 2007-10-02. https://web.archive.org/web/20071002084050/http://www.eso.org/public/outreach/press-rel/pr-2007/pr-41-07.html. Ανακτήθηκε στις 2007-09-20.
↑ Lavoie, Sue (16 February 2000). "PIA02245: Neptune's blue-green atmosphere". NASA JPL.
↑ 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): 1740–42.
↑ Lavoie, Sue (29 January 1996). "PIA00064: Neptune's Dark Spot (D2) at High Resolution". NASA JPL.
↑ Shannon Stirone (22 December 2020). "Neptune's Weird Dark Spot Just Got Weirder – While observing the planet's large inky storm, astronomers spotted a smaller vortex they named Dark Spot Jr". The New York Times.
↑ S.G., Gibbard; de Pater, I.; Roe, H.G.; Martin, S.; et al. (2003). "The altitude of Neptune cloud features from high-spatial-resolution near-infrared spectra" (PDF). Icarus. 166 (2): 359–74.
↑ Max, C.E.; Macintosh, B.A.; Gibbard, S.G.; Gavel, D.T.; et al. (2003). "Cloud Structures on Neptune Observed with Keck Telescope Adaptive Optics". The Astronomical Journal. 125 (1): 364–75.
↑ 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): 275–85.
↑ 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.
↑ Lindal, Gunnar F. (1992). "The atmosphere of Neptune – an analysis of radio occultation data acquired with Voyager 2". Astronomical Journal. 103: 967–82.
↑ "Class 12 – Giant Planets – Heat and Formation". 3750 – Planets, Moons & Rings. Colorado University, Boulder. 2004.
↑ 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: Space Physics. 96: 18, 921–30.
↑ Imke de Pater and Jack J. Lissauer (2001), Planetary Sciences
↑ 71,0 71,1 Munsell, K. (13 Νοεμβρίου 2007). «Neptune: Facts & Figures». NASA. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 9 Δεκεμβρίου 2017. Ανακτήθηκε στις 14 Αυγούστου 2007.
↑ Anonymous (9 Φεβρουαρίου 2007). «Horizons Output for Neptune 2010–2011». Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 10 Δεκεμβρίου 2008. Ανακτήθηκε στις 25 Φεβρουαρίου 2008.
↑ Williams, David R. (6 Ιανουαρίου 2005). «Planetary Fact Sheets». NASA. Ανακτήθηκε στις 28 Φεβρουαρίου 2008.
↑ «Brighter Neptune Suggests a Planetary Change of Seasons». HubbleSite.org (στα Αγγλικά). Ανακτήθηκε στις 24 Φεβρουαρίου 2022.
↑ Hubbard, W. B.; Nellis, W. J.; Mitchell, A. C.; Holmes, N. C.; Limaye, S. S.; McCandless, P. C. (1991-08-09). «Interior Structure of Neptune: Comparison with Uranus» (στα αγγλικά). Science. doi:10.1126/science.253.5020.648. https://www.science.org/doi/abs/10.1126/science.253.5020.648.
↑ Max, C. E.; Macintosh, B. A.; Gibbard, S. G.; Gavel, D. T.; Roe, H. G.; de Pater, I.; Ghez, A. M.; Acton, D. S. και άλλοι. (2003-01). «Cloud Structures on Neptune Observed with Keck Telescope Adaptive Optics» (στα αγγλικά). The Astronomical Journal 125 (1): 364–375. doi:10.1086/344943. ISSN 0004-6256. https://iopscience.iop.org/article/10.1086/344943.
↑ Stern, S. Alan; Colwell, Joshua E. (1997-12). «Collisional Erosion in the Primordial Edgeworth‐Kuiper Belt and the Generation of the 30–50 AU Kuiper Gap» (στα αγγλικά). The Astrophysical Journal 490 (2): 879–882. doi:10.1086/304912. ISSN 0004-637X. https://iopscience.iop.org/article/10.1086/304912.
↑ Petit, Jean-Marc; Morbidelli, Alessandro; Valsecchi, Giovanni B. (1999-10-01). «Large Scattered Planetesimals and the Excitation of the Small Body Belts» (στα αγγλικά). Icarus 141 (2): 367–387. doi:10.1006/icar.1999.6166. ISSN 0019-1035. https://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0019103599961663.
↑ «List Of Transneptunian Objects». minorplanetcenter.net. Ανακτήθηκε στις 24 Φεβρουαρίου 2022.
↑ «Dave Jewitt: Plutinos». www2.ess.ucla.edu. Ανακτήθηκε στις 24 Φεβρουαρίου 2022.
↑ Varadi, F. (1999-11). «Periodic Orbits in the 3:2 Orbital Resonance and Their Stability» (στα αγγλικά). The Astronomical Journal 118 (5): 2526–2531. doi:10.1086/301088. ISSN 0004-6256. https://iopscience.iop.org/article/10.1086/301088.
↑ Internet Archive (2001). Beyond Pluto. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-80019-8.
↑ Chiang, E. I.; Jordan, A. B.; Millis, R. L.; Buie, M. W.; Wasserman, L. H.; Elliot, J. L.; Kern, S. D.; Trilling, D. E. και άλλοι. (2003-07). «Resonance Occupation in the Kuiper Belt: Case Examples of the 52 and Trojan Resonances» (στα αγγλικά). The Astronomical Journal 126 (1): 430–443. doi:10.1086/375207. ISSN 0004-6256. https://iopscience.iop.org/article/10.1086/375207.
↑ R. Gomes; H.F. Levison; K. Tsiganis; A. Morbidelli (2005). «Origin of the cataclysmic Late Heavy Bombardment period of the terrestrial planets». Nature 435 (7041): 466–9. doi:10.1038/nature03676. PMID 15917802. Bibcode: 2005Natur.435..466G.
↑ Boss, Alan P. (2002). "Formation of gas and ice giant planets". Earth and Planetary Science Letters. 202 (3–4): 513–23.
↑ "Planet and Satellite Names and Discoverers". Gazetteer of Planetary Nomenclature. U.S. Geological Survey.
↑ "Nasa's Hubble telescope discovers new Neptune moon". BBC. 15 Ιουλίου 2013.
↑ 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. doi:10.1038/nature04792. PMID 16688170. http://www.nature.com/nature/journal/v441/n7090/abs/nature04792.html. Ανακτήθηκε στις 2008-02-28.
↑ Wilford, John N. (29 Αυγούστου 1989). "Triton May Be Coldest Spot in Solar System". The New York Times.
↑ Nelson, R.M.; Smythe, W.D.; Wallis, B.D.; Horn, L.J.; et al. (1990). "Temperature and Thermal Emissivity of the Surface of Neptune's Satellite Triton". Science. 250 (4979): 429–31.
↑ Stone, E.C.; Miner, E.D. (1989). "The Voyager 2 Encounter with the Neptunian System". Science. 246 (4936): 1417–21.
↑ Brown, Michael E. "The Dwarf Planets". California Institute of Technology, Department of Geological Sciences.
↑ Holman, M.J.; Kavelaars, J.J.; Grav, T.; et al. (2004). "Discovery of five irregular moons of Neptune" (PDF). Nature. 430 (7002): 865–67
↑ "Five new moons for planet Neptune". BBC News. 18 August 2004.
↑ Grush, Loren (20 February 2019). "Neptune's newly discovered moon may be the survivor of an ancient collision". The Verge
↑ «Planetary Names: Planet and Satellite Names and Discoverers». planetarynames.wr.usgs.gov. Ανακτήθηκε στις 24 Φεβρουαρίου 2022.
↑ Hubbard, W. B.; Brahic, A.; Bouchet, P.; Elicer, L. R.; Haefner, R.; Manfroid, J.; Roques, F.; Sicardy, B. και άλλοι. (1985-01-01). «Occultation detection of a Neptune ring segment» (στα αγγλικά). Lunar and Planetary Inst. 16th Lunar and Planetary Sci. Conf.. https://ntrs.nasa.gov/citations/19850018247.
↑ Nicholson, Philip D.; Cooke, Maren L.; Matthews, Keith; Elias, Jonathan H.; Gilmore, Gerard (1990-09-01). «Five stellar occultations by Neptune: Further observations of ring arcs» (στα αγγλικά). Icarus 87 (1): 1–39. doi:10.1016/0019-1035(90)90020-A. ISSN 0019-1035. https://www.sciencedirect.com/science/article/pii/001910359090020A.
↑ Miner, Ellis D., επιμ. (2007). The discovery of the Neptune ring system. Springer Praxis Books. New York, NY: Praxis. σελίδες 61–72. ISBN 978-0-387-73981-6.
↑ 100,0 100,1 Smith, B. A.; Soderblom, L. A.; Banfield, D.; Barnet, C.; Basilevsky, A. T.; Beebe, R. F.; Bollinger, K.; Boyce, J. M. και άλλοι. (1989-12-15). «Voyager 2 at neptune: imaging science results». Science (New York, N.Y.) 246 (4936): 1422–1449. doi:10.1126/science.246.4936.1422. ISSN 0036-8075. PMID 17755997. https://pubmed.ncbi.nlm.nih.gov/17755997/.
↑ Horn, Linda J.; Hui, John; Lane, Arthur L.; Colwell, Joshua E. (1990). «Observations of Neptunian rings by Voyager Photopolarmeter Experiment» (στα αγγλικά). Geophysical Research Letters 17 (10): 1745–1748. doi:10.1029/GL017i010p01745. ISSN 1944-8007. https://onlinelibrary.wiley.com/doi/abs/10.1029/GL017i010p01745.
↑ «Planetary Names: Ring and Ring Gap Nomenclature». planetarynames.wr.usgs.gov. Ανακτήθηκε στις 24 Φεβρουαρίου 2022.
↑ Burns, J.A.; Hamilton, D.P.; Showalter, M.R. (2001). «Dusty Rings and Circumplanetary Dust: Observations and Simple Physics». Στο: Grun, E.; Gustafson, B. A. S.; Dermott, S. T.; Fechtig H., επιμ (pdf). Interplanetary Dust. Berlin: Springer, σσ. 641–725.
↑ Porco, C.C. (1991). «An Explanation for Neptune's Ring Arcs». Science 253 (5023): 995–1001. doi:10.1126/science.253.5023.995. PMID 17775342. Bibcode: 1991Sci...253..995P.
↑ Cox, Arthur N., επιμ. (2002) (στα αγγλικά). Allen’s Astrophysical Quantities. doi:10.1007/978-1-4612-1186-0. https://link.springer.com/book/10.1007/978-1-4612-1186-0.
↑ Miner, Ellis D.· Wessen, Randii R. (3 Δεκεμβρίου 2007). Planetary Ring Systems. Springer Science & Business Media. ISBN 978-0-387-73981-6.
↑ Schmude Jr., Richard W.; Baker, Ronald E.; Fox, Jim; Krobusek, Bruce A.; Pavlov, Hristo; Mallama, Anthony (2016-04-02). «The Secular and Rotational Brightness Variations of Neptune». arXiv:1604.00518 [astro-ph]. http://arxiv.org/abs/1604.00518.
↑ Mallama, A.; Hilton, J. L. (2018-10-01). «Computing apparent planetary magnitudes for The Astronomical Almanac» (στα αγγλικά). Astronomy and Computing 25: 10–24. doi:10.1016/j.ascom.2018.08.002. ISSN 2213-1337. https://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S221313371830009X.
↑ «NASA - 12-Year Ephemeris». eclipse.gsfc.nasa.gov. Ανακτήθηκε στις 25 Φεβρουαρίου 2022.
↑ Cruikshank, D. P. (1978-03-01). «On the rotation period of Neptune.». The Astrophysical Journal 220: L57–L59. doi:10.1086/182636. ISSN 0004-637X. https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1978ApJ...220L..57C.
↑ Max, C.; Macintosh, B.; Gibbard, S.; Roe, H.; de Pater, I.; Ghez, A.; Acton, S.; Wizinowich, P. και άλλοι. (1999-12-01). Adaptive Optics Imaging of Neptune and Titan with the W.M. Keck Telescope. 195, σελ. 93.02. https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1999AAS...195.9302M.
↑ «APOD: 2000 February 18 - Neptune through Adaptive Optics». apod.nasa.gov. Ανακτήθηκε στις 25 Φεβρουαρίου 2022.
↑ Roddier, F.; Roddier, C.; Brahic, A.; Dumas, C.; Graves, J. E.; Northcott, M. J.; Owen, T. (1997-08-01). «First ground-based adaptive optics observations of Neptune and Proteus» (στα αγγλικά). Planetary and Space Science 45 (8): 1031–1036. doi:10.1016/S0032-0633(97)00026-3. ISSN 0032-0633. https://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0032063397000263.
↑ Engvold, Oddbjorn (10 Μαΐου 2007). Reports on Astronomy 2003-2005 (IAU XXVIA): IAU Transactions XXVIA. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-85604-1.
↑ «Horizons Output for Neptune 2010–2011». web.archive.org. 2 Μαΐου 2013. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 2 Μαΐου 2013. Ανακτήθηκε στις 25 Φεβρουαρίου 2022.
↑ published, Geoff Gaherty (12 Ιουλίου 2011). «Neptune Completes First Orbit Since Its Discovery in 1846». Space.com (στα Αγγλικά). Ανακτήθηκε στις 25 Φεβρουαρίου 2022.
↑ Internet Archive (2006). Uranus, Neptune, Pluto, and the outer solar system. Facts on File. ISBN 978-0-8160-5197-7.
↑ Gibbard, S. G.; Roe, H.; de Pater, I.; Macintosh, B.; Gavel, D.; Max, C. E.; Baines, K. H.; Ghez, A. (2002-03-01). «High-Resolution Infrared Imaging of Neptune from the Keck Telescope» (στα αγγλικά). Icarus 156 (1): 1–15. doi:10.1006/icar.2001.6766. ISSN 0019-1035. https://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0019103501967661.
↑ Wu, Weiren; Yu, Dengyun; Huang, Jiangchuan; Zong, Qiugang; Wang, Chi; Yu, Guobin; He, Rongwei; Wang, Qian; Kang, Yan; Meng, Linzhi; Wu, Ke; He, Jiansen; Li, Hui (9 Ιανουαρίου 2019). "Exploring the solar system boundary". SCIENTIA SINICA Informationis. 49 (1): 1.
↑ Jones, Andrew (16 Απριλίου 2021). "China to launch a pair of spacecraft towards the edge of the solar system". SpaceNews. SpaceNews.
↑ 122,0 122,1 Clark, Stephen (25 Αυγούστου 2015). "Uranus, Neptune in NASA's sights for new robotic mission". Spaceflight Now.
↑ 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.
↑ Candice Hansen; et al. "Argo – A Voyage Through the Outer Solar System" (PDF). SpacePolicyOnline.com. Space and Technology Policy Group, LLC.
↑ "Exploring Triton With Trident: A Discovery-Class Mission" (PDF). Universities Space Research Association.
↑ Abigail Rymer; Brenda Clyde; Kirby Runyon (Αύγουστος 2020). "Neptune Odyssey: Mission to the Neptune-Triton System" (PDF).
Miner, Ellis D.; Wessen, Randii R. (2002). Neptune: The Planet, Rings, and Satellites. Springer-Verlag. ISBN 978-1-85233-216-7.