Ottův slovník naučný/Neptun
Neptun (Vodopán, ♆), nejzazší posud známá velká oběžnice v soustavě sluneční, byla vypočtena z působení na známou planetu Urana. Al.  r. 1821, ač měl s důstatek materiálu, 40 ročníků pravidelných pozorování planety Urana od r. 1781 počínajíc a 19 pozorování nahodilých z roku 1690—1781, nemohl , která by vzhledem k poruchům způsobeným Jupiterem a Saturnem vyhověla i novějším i starším pozorováním; proto založil počet jedině na pozorováních novějších. Hned po r. 1821 počaly se však jeviti nové odchylky mezi výpočtem a pozorováním; odchylky ty během doby rostly. Otázkou: jsou odchylky ty následkem působení některého posud neznámého tělesa? obírali se nejlepší astronomové oné doby: Bessel, Bouvard, Hansen a j. R. 1842 vypsala král. společnost nauk v Gotinkách jako cennou úlohu úplný rozbor pohybu Uranova se zvláštním ohledem na příčinu velké a stále rostoucí odchylky tabulek Bouvardových. Bessel, jenž jal se řešiti úlohu tu, zemřel a od té doby obírali se řešením úlohy té jen  v Cambridgei a  v Paříži.  jsa přesvědčen, že příčina odchylek jest neznámá posud oběžnice, obdržel v září r. 1845 příbližnou dráhu této.  položil si otázku: »Mohou se nepravidelnosti v běhu Urana vysvětliti působením oběžnice umístěné v rovině ekliptiky v dvojnásobné vzdálenosti od slunce? Jaká jest pro případ ten poloha, hmota a elementy dráhy oběžnice?«  udal v červnu r. 1846 příbližnou  oběžnice pro rok 1847 na 325°, což se  o 1° liší od udání . , kr. astronom anglický, vyzval proto prof.  v Cambridgei, aby podnikl vyhledání nové oběžnice.  pilně pokračoval v soustavném hledání. Zatím oznámil  31. srpna 1846 elementy hledané oběžnice a udal pro týž čas její místo. Výsledek ten sdělil s astronomem  v Berlíně, jenž pomocí výtečných map berlinských našel novou oběžnici 23. září, o necelý stupeň vzdálenou od místa vypočteného; zdánlivý průměr činil asi 3 sekundy.  obdržev 29. září pojednání Leverrierovo, obsahující nejurčitější data, pozoroval vytknutou  čásť oblohy a shledal, že jedna hvězda zdála se míti značnější průměr a že jest to hledaná oběžnice; 1. října obdržev zprávu o pozorování Gallově a prohledav četná svá pozorováni shledal, že viděl novou oběžnici již 4. a 12. srpna. Novou oběžnici nazval  v soukromých dopisech N-em, později přenechal  právo určiti název.  volil jméno vynálezce . Udržel se však název prvější. Běželo dále o  určení elementů N-ových. Našlo se, že planeta byla pozorována před : r. 1795 dvakráte, r. 1845 jednou, r. 1846 třikráte, a na základě pozorování těch bylo možno určiti dráhu N-ovu již dosti přesně. Tu však se objevilo, že výpočet  a souhlasící s ním výpočet  se od skutečnosti značně liší. Střední vzdálenost nové oběžnice od slunce činí asi 30 vzdáleností země od slunce, kdežto ji Leverrier určil na 36; skutečný  kolem slunce trvá 164 roků, dle Leverriera byl oběh 217 roků; hmota činí asi , dle Leverriera  hmoty sluneční. Šťastnou náhodou se  dráha Leverrierova odchylovala od dráhy  nejméně kolem r. 1840. Nejpřesnější výzkumy o pohybu N-ově vykonali  a Leverrier, jenž sestrojil též přesné tabulky pro N-a i Urana. Dle těchto potřebuje N. při střední vzdálenosti 4490 mill. km téměř 165 roků, aby oběhl kolem slunce ve své téměř kruhovité dráze. Pro malý pohyb N-ův pošinují se doby opposice v jednotlivých letech jen asi o 21/2 dne.

 Leverrierovy planety jsou:

Epocha 1850·0 středního času pařížského:

Kotouč planety průměru asi 21/2″ jeví se úplně kulatým ve zbarvení bledě modravém. O době rotace a poloze osy neznáme ničeho. Vidmo N-ovo, jež zkoumali Vogel a Huggins, jest slabší než vidmo Uranovo, ukazuje několik tmavých širokých a tmavých pruhův absorpčních (hlavně v části červené), jež mají stejnou polohu jako ve spektru Uranově. N. jest dle toho obklopen mocným obalem mračnovitým. Světlost N-ova jest dle Zöllnera 1460kráte slabší než světlost hvězdy α Aurigae. Albedo N-ovo rovná se 0·5. N. jeví se jako hvězda 8. velikosti. Průměr planety činí 62.200 km. Obsah převyšuje asi 80krát obsah země, hmota jest asi 17krát větší než hmota zemská; hustota N-ova rovná se 1/8 hustoty země. N. jest nejspíše ve stavu položhavém obalen mocným ovzduším. Pozorování Lassellova, jakoby planeta měla prstenec nebo podobné přívěsky, se nepotvrdila. Planeta byla častěji fotografována, hlavně od Robertsa. N-a doprovází družice, již 10. října 1846 objevil Lassell. Družice obíhá kolem oběžnice v 5 dnech, 21 hod. a 4 min., jest světlejší a nejspíše větší než měsíce Uranovy; dle fotometrických určení Pickeringových tak veliká jako náš měsíc. Pohyb družice jest , dráha její odkloněna jest od ekliptiky o 145°. Pickering určil příbližnou hodnotu průměru družice na 3600 km, předpokládaje stejné albedo s N-em. Družice jeví se ve velikosti 13.—14. Pozorování družice, jež v letech 1852—1883 konal , dokázala  polohy dráhy; sklonu dráhy družice přibylo za doby té o 5°. Výsledek ten byl potvrzen  v Pulkově a vzniká vlivem  oběžnice. Pól roviny dráhy družice opisuje kolem pólu osy N-ovy kruh, jehož polohu bude lze určiti z pozorování doby 2—3 století. Posud lze souditi, že úhel, jejž svírá rovina dráhy družice a rovník oběžnice, jest asi 20°—25° a že sploštění N-ovo jest zajisté menší než . Pozorování družice konal v letech 1885—1893 v Pulkově H. Struve. Některé výsledky výzkumův o dráze družice jsou: střední pohyb denní = 61·25748, délka uzlu na  se vztahující = 185·15° + 0·148° (t − 1890), sklon k rovníku = 119·35° − 0·165° (t − 1890), velká poloosa dráhy = 16·271″; výstřednost dráhy jest menší než 0·01. Z pohybu družice plyne hmota N-ova =  hmoty sluneční.

N-em jsou  označeny meze naší soustavy planetární; zdali za N-em existuje nějaká planeta (transneptunická), nelze s určitostí tvrditi. Gs.

Astronomie v Ottově slovníku naučném