Нептун (планета): Розніца паміж версіямі
| [дагледжаная версія] | [дагледжаная версія] |
Змесціва выдалена Змесціва дададзена
Няма тлумачэння праўкі |
|||
Радок 448:
| doi=10.1086/344943
}}</ref>.
==== Арбітальныя рэзанансы ====
{{also|Пояс Койпера}}
[[Файл:TheKuiperBelt classes-ru.svg|right|thumb|250px|Дыяграма паказвае арбітальныя рэзанансы, выкліканыя Нептунам ў поясе Койпера: 2:3 рэзананс ([[Плуціна]]), «[[Класічны аб'ект пояса Койпера|класічны пояс]]», з арбітамі, на якія Нептун істотнага ўплыву не аказвае, і 1:2 рэзананс ([[Туціна]])]]
Нептун аказвае вялікі ўплыў на вельмі аддалены ад яго [[пояс Койпера]]. Пояс Койпера — кальцо з ледзяных малых планет, падобнае [[Пояс астэроідаў|поясу астэроідаў]] паміж [[Марс (планета)|Марсам]] і [[Юпітэр (планета)|Юпітэрам]], але нашмат працяглей. Ён размяшчаецца ў межах ад арбіты Нептуна (30 а. а.) да 55 астранамічных адзінак ад Сонца<ref>{{cite journal
| title=Collisional Erosion in the Primordial Edgeworth-Kuiper Belt and the Generation of the 30—50 AU Kuiper Gap
| first=S. Alan | last=Stern | coauthors=Colwell, Joshua E.
| journal=The Astronomical Journal | year=1997 | volume=490 | pages=879—882 | doi=10.1086/304912
| url=http://www.iop.org/EJ/abstract/0004-637X/490/2/879
| accessdate=2010-01-13}}</ref>. [[Гравітацыя|Гравітацыйная сіла прыцягнення]] Нептуна аказвае найбольш істотны ўплыў на пояс Койпера (у тым ліку ў плане фарміравання яго структуры), якую можна параўнаць па долі з уплывам сілы прыцягнення Юпітэра на пояс астэроідаў. За час існавання Сонечнай сістэмы некаторыя вобласці пояса Койпера былі дэстабілізаваныя гравітацыяй Нептуна, і ў структуры пояса ўтварыліся прамежкі. У якасці прыкладу можна прывесці вобласць паміж 40 і 42 а. а. <ref>{{cite web
| title = Large Scattered Planetesimals and the Excitation of the Small Body Belts
| first = Jean-Marc
| last = Petit
| coauthors = Morbidelli, Alessandro; Valsecchi, Giovanni B.
| url = http://www.oca.eu/morby/papers/6166a.pdf
| year = 1998
| accessdate = 2007-06-23
| format = PDF
| archiveurl = http://www.webcitation.org/610cGEFFc
| archivedate = 2011-08-17
}}</ref>.
Арбіты аб'ектаў , якія могуць утрымлівацца ў гэтым поясе на працягу досыць доўгага часу , вызначаюцца т. н. векавымі рэзананс з Нэптунам . Для некаторых арбіт гэты час параўнальна з часам ўсяго існавання Сонечнай сістэмы [ 58 ] . Гэтыя рэзанансы з'яўляюцца, калі перыяд звароту аб'екта вакол Сонца суадносіцца з перыядам звароту Нептуна як невялікія натуральныя лікі , напрыклад , 1:2 або 3:4. Такім чынам аб'екты взаимостабилизируют свае арбіты . Калі , да прыкладу , аб'ект будзе здзяйсняць абарот вакол Сонца ў два разы павольней Нэптуна , то ён пройдзе роўна палову шляху , тады як Няптун вернецца ў сваё пачатковае становішча.
Найбольш шчыльна населеная частка пояса Койпера, якая ўключае ў сябе больш за 200 вядомых аб'ектаў, знаходзіцца ў рэзанансе 2:3 з Нэптунам<ref>{{cite web
| title = List Of Transneptunian Objects
| publisher = Minor Planet Center
| url = http://www.minorplanetcenter.org/iau/lists/TNOs.html
| accessdate = 2010-12-29
| archiveurl = http://www.webcitation.org/610cIRqkZ
| archivedate = 2011-08-17
}}</ref>. Гэтыя аб'екты здзяйсняюць адзін абарот кожныя 1½ абароту Нептуна і вядомыя як «[[плуціна]]», таму што сярод іх знаходзіцца адзін з найбуйнейшых аб'ектаў пояса Койпера — [[Плутон, карлікавая планета|Плутон]]<ref>{{cite web
| last = Jewitt
| first = David
| month = August
| year = 2009
| url = http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/kb/plutino.html
| title = The Plutinos
| publisher = UCLA — Earth and Space Sciences
| accessdate = 2013-05-23
| archiveurl = http://www.webcitation.org/6GpUVNZNO
| archivedate = 2013-05-23
}}</ref>.. Хоць арбіты Нептуна і Плутона падыходзяць вельмі блізка адна да адной, рэзананс 2:3 не дазволіць ім сутыкнуцца<ref>{{cite journal
| last=Varadi | first=F.
| title=Periodic Orbits in the 3:2 Orbital Resonance and Their Stability
| journal=The Astronomical Journal
| year=1999 | volume=118 | pages=2526—2531
| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1999AJ....118.2526V
| accessdate=2008-02-28
| doi=10.1086/301088 }}</ref>. У іншых, менш «населеных», абласцях існуюць рэзанансы 3:4, 3:5, 4:7 і 2:5<ref>{{cite book|title=Beyond Pluto: Exploring the outer limits of the solar system |author=John Davies.|publisher=Cambridge University Press|year=2001|pages=104}}</ref>.
У сваіх [[Пункты Лагранжа|пунктах Лагранжа]] (L<sub>4</sub> і L<sub>5</sub>) — зонах гравітацыйнай стабільнасці — Нептун ўтрымлівае мноства астэроідаў-[[Траянскія астэроіды|траянцаў]], як бы цягнучы іх за сабой па арбіце. Траянцы Нептуна знаходзяцца з ім у рэзанансе 1:1. Траянцы вельмі ўстойлівыя на сваіх арбітах, і таму гіпотэза іх захопу гравітацыйным полем Нептуна сумніўная. Хутчэй за ўсё яны сфармаваліся разам з ім<ref>{{cite journal
| title=Resonance Occupation in the Kuiper Belt: Case Examples of the 5:2 and Trojan Resonances
| first=E. I. | last=Chiang | coauthors=Jordan, A. B.; Millis, R. L.; Марк В. Буйе; Wasserman, L. H.; Elliot, J. L.; Kern, S. D.; Trilling, D. E.; Meech, K. J.; Wagner, R. M.
| journal=The Astronomical Journal | year=2003 | volume=126 | pages=430—443 | doi=10.1086/375207
| url=http://www.iop.org/EJ/abstract/1538-3881/126/1/430
| accessdate=2010-01-13}}</ref>.
=== Унутраная будова ===
Унутраная будова Нептуна нагадвае ўнутраную будову Урана. Атмасфера складае прыкладна 10-20 % ад агульнай масы планеты, і адлегласць ад паверхні да канца атмасферы складае 10-20 % адлегласці ад паверхні да ядра. Паблізу ядра ціск можа дасягаць 10 гПа. Аб'ёмныя канцэнтрацыі [[метан]]у, [[аміяк]]у і [[Вада|вады]] знойдзены ў ніжніх пластах атмасферы<ref name="hubbard"/>
[[Файл:Neptune diagram.svg|325px|thumb|left|Унутраная будова Нептуна:<br />1. Верхняя атмасфера, верхнія воблакі<br />2. Атмасфера, якая складаецца з вадароду, гелію і метана<br />
3. Мантыя, якая складаецца з вады, аміяку і метанавага лёду<br />
4. Каменна-ледзяное ядро]]
Паступова гэтая больш цёмная і больш гарачая вобласць ўшчыльняецца ў перагрэтую вадкую мантыю, дзе тэмпературы дасягаюць 2000-5000 К. Маса мантыі Нептуна перавышае зямную ў 10-15 разоў, паводле розных ацэнак, і багатая вадой, аміякам, метанам і іншымі злучэннямі<ref name="Hamilton"/>. Па агульнапрынятай у планеталогіі тэрміналогіі гэтую матэрыю называюць ледзяной, нават пры тым, што гэта гарачая, вельмі шчыльная вадкасць. Гэтую вадкасць, якая валодае высокай электраправоднасцю, часам называюць акіянам воднага аміяку<ref name="Atreya2006">{{cite journal
| last=Atreya | first=S. | coauthors=Egeler, P.; Baines, K.
| title=Water-ammonia ionic ocean on Uranus and Neptune?
| journal=Geophysical Research Abstracts
| volume=8 | pages=05179 | year=2006 | format=pdf
| url=http://www.cosis.net/abstracts/EGU06/05179/EGU06-J-05179-1.pdf}}</ref>. На глыбіні 7000 км умовы такія, што метан раскладаецца на алмазныя крышталі, якія «падаюць» на ядро<ref>{{cite journal
| last=Kerr | first=Richard A.
| title=Neptune May Crush Methane Into Diamonds
| journal=Science | year=1999 | volume=286
| issue=5437 | pages=25
| url=http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/286/5437/25a
| accessdate=2007-02-26
| doi=10.1126/science.286.5437.25a }}</ref>... Паводле адной з гіпотэз, маецца цэлы акіян «алмазнай вадкасці»<ref>{{cite journal
| coauthors=J. H. Eggert, D. G. Hicks, P. M. Celliers, D. K. Bradley, R. S. McWilliams, R. Jeanloz, J. E. Miller, T. R. Boehly & G. W. Collins
| title=Melting temperature of diamond at ultrahigh pressure
| journal=Nature Physics | year=2010|
| url=http://www.nature.com/nphys/journal/v6/n1/full/nphys1438.html }}</ref>. Ядро Нептуна складаецца з [[жалеза]], [[Нікель|нікелю]] і [[Сілікаты|сілікатаў]] і, як мяркуюць, мае масу ў 1,2 разы большую, чым у Зямлі<ref name="pass43">{{cite journal
| last=Podolak | first=M. | coauthors=Weizman, A.; Marley, M.
| title=Comparative models of Uranus and Neptune
| journal=Planetary and Space Science
| year=1995 | volume=43 | issue=12 | pages=1517—1522
| doi=10.1016/0032-0633(95)00061-5 }}</ref>. Ціск у цэнтры дасягае 7 мегабар, гэта значыць прыкладна ў 7 млн разоў больш, чым на паверхні Зямлі. Тэмпература ў цэнтры, магчыма, дасягае 5400 К<ref name="hubbard"/><ref>{{cite web
| last=Nettelmann | first=N.
| coauthors=French, M.; Holst, B.; Redmer, R.
| url=https://www-new.gsi.de/informationen/wti/library/plasma2006/PAPERS/TT-11.pdf
| format=PDF
| title=Interior Models of Jupiter, Saturn and Neptune
| publisher=University of Rostock | accessdate=2008-02-25
}}</ref>.
=== Магнітасфера ===
І сваёй [[магнітасфера]]й, і [[Магнітнае поле|магнітным полем]], моцна нахіленым на 47° адносна восі вярчэння планеты, якое распаўсюджваецца на 0,55 ад яе радыуса (прыблізна 13500 км), Нептун нагадвае Уран. Да прыбыцця да Нептуна «Вояджэра-2» навукоўцы лічылі, што нахіленая магнітасфера Урана была вынікам яго «бакавога кручэння». Аднак цяпер, пасля параўнання магнітных палёў гэтых двух планет, навукоўцы мяркуюць, што такая дзіўная арыентацыя магнітасферы ў прасторы можа быць выклікана прылівамі ва ўнутраных абласцях. Такое поле можа з'явіцца дзякуючы канвектыўным перасоўванням вадкасці ў тонкай сферычнай праслойцы электропроводных вадкасцей гэтых двух планет (меркаваная камбінацыя з аміяку, метану і вады)<ref name="elkins-tanton">Elkins-Tanton (2006): 79—83.</ref>, што прыводзіць у дзеянне [[гідрамагнітнае дынама]]<ref>{{cite journal
| last=Stanley | first=Sabine | coauthors=Bloxham, Jeremy
| title=Convective-region geometry as the cause of Uranus’ and Neptune’s unusual magnetic fields
| journal=Nature | date=March 11, 2004
| volume=428 | pages=151—153
| doi=10.1038/nature02376 }}</ref>.. Магнітнае поле на экватарыяльнай паверхні Нептуна ацэньваецца ў 1,42 [[Тэсла, адзінка вымярэння|μT]] на працягу [[Магнітны момант|магнітнага моманту]] 2,16{{e|17}} Tm³. Магнітнае поле Нептуна мае комплексную геаметрыю, якая ўключае адносна вялікія ўключэнні ад не біпалярных кампанентаў, уключаючы моцны квадрупольны момант, які па магутнасці можа перавышаць дыпольны. У супрацьлегласць гэтаму — у Зямлі, Юпітэра і Сатурна адносна невялікі квадрупольны момант, і іх поля менш адхіленыя ад палярнай восі<ref name="science4936">{{cite journal
| last=Ness | first=N. F.
| coauthors=Acuña, M. H.; Burlaga, L. F.; Connerney, J. E. P.; Lepping, R. P.; Neubauer, F. M.
| title=Magnetic Fields at Neptune
| journal=Science | year=1989 | volume=246
| issue=4936 | pages=1473—1478
| url=http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/246/4936/1473?ck=nck
| accessdate=2008-02-25
| doi=10.1126/science.246.4936.1473
| pmid=17756002 }}
</ref><ref>{{cite web
| last = Russell
| first = C. T.
| coauthors = Luhmann, J. G.
| year = 1997
| url = http://www-ssc.igpp.ucla.edu/personnel/russell/papers/nep_mag.html
| title = Neptune: Magnetic Field and Magnetosphere
| publisher = University of California, Los Angeles
| accessdate = 2006-08-10
| archiveurl = http://www.webcitation.org/610exQQPp
| archivedate = 2011-08-17
}}</ref>. [[Галоўная ўдарная хваля]] Нептуна, дзе магнітасфера пачынае запавольваць [[сонечны вецер]], праходзіць на адлегласці ў 34,9 планетарных радыусаў. Магнітапаўза, дзе ціск магнітасферы ўраўнаважвае сонечны вецер, знаходзіцца на адлегласці ў 23-26,5 радыусаў Нептуна. Хвост магнітасферы доўжыцца прыкладна да адлегласці ў 72 радыуса Нептуна, і вельмі імаверна, што значна далей<ref name="science4936"/>.
== Утварэнне і міграцыя ==
| |||