Прагляд зыходнага тэксту старонкі Нептун (планета)

{{значэнні|Спасылка=Нептун}}
{{Планета
 |маленькая картка              = 
 |тып                           = планета
 |фон                           = 
 |назва                         = Нептун [[File:Neptune symbol (bold).svg|24px|♆]]
 |сімвал                        = Neptune symbol.svg
 |выява                         = Neptune Voyager2 color calibrated, brightened.png
 |шырыня                        = 240px
 |подпіс                        = Нептун з «[[КА Вояджэр-2|Вояджэра-2]]».
 |выява2                        = 
 |шырыня2                       = 
 |подпіс2                       = 
 |іншыя назвы                   = 
 |абазначэнне астэроіда         = 
 |катэгорыя астэроіда           =

 |адкрыццё-ref                  = 
 |першаадкрывальнік             = [[Урбэн Жан Жазеф Левер’е|Урбэн Левер’е]], [[Іаган Готфрыд Гале|Іаган Гале]], [[Генрых Луі д’Арэ|Генрых д’Арэ]]
 |месца адкрыцця                = Берлін
 |дата адкрыцця                 = [[23 верасня]] [[1846]]<ref name="Hamilton">{{cite web
 |first       = Calvin J.
 |last        = Hamilton
 |date        = August 4, 2001
 |url         = http://www.solarviews.com/eng/neptune.htm
 |title       = Neptune
 |publisher   = Views of the Solar System
 |access-date  = 2007-08-13
 |archive-url  = https://www.webcitation.org/610c0mQft?url=http://www.solarviews.com/eng/neptune.htm
 |archive-date = 17 жніўня 2011
 |url-status     = live
}}</ref>
 |спосаб адкрыцця               = разлік

 |арбіта-ref                    = <ref name="horizons">{{cite web
 |first       = Donald K.
 |last        = Yeomans
 |date        = July 13, 2006
 |url         = http://ssd.jpl.nasa.gov/?horizons
 |title       = HORIZONS System
 |publisher   = NASA JPL
 |access-date  = 2007-08-08
 |archive-url  = https://www.webcitation.org/610c1UtKH?url=http://ssd.jpl.nasa.gov/?horizons
 |archive-date = 17 жніўня 2011
 |url-status     = live
}}</ref>{{efn|Аскулюючыя арбіты, якія супадаюць з рэальнымі ў эпосе [[J2000.0]], дадзеныя ў адносінах да цэнтра цяжару сістэмы Нептуна. Параметры цэнтра цяжару выкарыстоўваюцца таму, што яны, у адрозненне ад параметраў цэнтра планеты, не змяняюцца пры руху спадарожнікаў Нептуна.}}
 |эпоха                         = 
 |перыгелій                     = {{formatnum:4452940833}} км<br />29,76607095 а. а.
 |афелій                        = {{formatnum:4553946490}} [[Кіламетр|км]]<br />30,44125206 [[Астранамічная адзінка|а. а.]]
 |перыастр                      = 
 |апаастр                       = 
 |апсіда                        = 
 |перыапсіда                    = 
 |апаапсіда                     = 
 |вялікая паўвось               = {{formatnum:4503443661}} км<br />30,10366151 а. е.
 |радыус арбіты                 = 
 |эксцэнтрысітэт                = 0,011214269
 |сідэрычны перыяд              = {{formatnum:60190.03}}<ref name="fact2" /> [[дзень|дня]]<br />{{nobr|164,79 года}}
 |сінадычны перыяд              = 367,49 дня<ref name="fact">{{cite web
 |url         = http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/neptunefact.html
 |title       = Neptune Fact Sheet
 |date        = September 1, 2004
 |publisher   = NASA
 |access-date  = 2007-08-14
 |last        = Williams
 |first       = David R.
 |archive-url  = https://www.webcitation.org/610c2BTlB?url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/neptunefact.html
 |archive-date = 17 жніўня 2011
 |url-status     = live
}}</ref>
 |арбітальная хуткасць          = 5,4349 км/с<ref name="fact"/>
 |анамалія                      = 267,767281°
 |нахіл                         = 1,767975°<br />6,43° адносна [[Сонца|сонечнага]] экватара
 |вуглавое перамяшчэнне         = 
 |даўгата ўзыходнага вузла      = 131,794310°
 |даўгата перыастра             = 
 |час перыастра                 = 
 |аргумент перыцэнтра           = 265,646853°
 |палавінная амплітуда          = 
 |чый спадарожнік               =
 |спадарожнікі                  = [[Спадарожнікі Нептуна|14]]

 |фізічныя характарыстыкі-ref   = 
 |памеры                        = 
 |сціск                         = 0,0171 ± 0,0013
 |экватарыяльны радыус          = 24 764 ± 15 км<ref name="Seidelmann2007">{{cite journal
 | first=Seidelmann | last=P. Kenneth
 | coauthors=Archinal, B. A.; A’Hearn, M. F.
 | title=Report of the IAU/IAG Working Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006
 | journal=Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy
 | volume=90 | pages=155—180 | year=2007
 | doi=10.1007/s10569-007-9072-y | issn=0923-2958 (Print)
 | url=http://adsabs.harvard.edu/doi/10.1007/s10569-007-9072-y
 | publisher=Springer Netherlands | access-date=2008-03-07 |display-authors=etal}}</ref>{{efn|name="1bar"|
Радыус газавай планеты ўмоўны, бо саму планету цяжка аддзяліць ад яе атмасферы. Таму за паверхню планеты ўмоўна прынята вобласць, дзе ціск складае {{nobr|1 бар}}.}}
 |палярны радыус                = {{nobr|{{formatnum:24341}} ± 30 км}}<ref name="Seidelmann2007"/>{{efn|name="1bar"}}
 |сярэдні радыус                = 
 |акружнасць вялікага круга     = 
 |плошча паверхні               = 7,6408{{e|9}} км²<ref name="fact2"/>{{efn|name="1bar"}}
 |аб'ём                         = 6,254{{e|13}} км³<ref name="fact"/>{{efn|name="1bar"}}
 |маса                          = 1,0243{{e|26}}&nbsp;[[кілаграм|кг]]<ref name="fact"/>
 |шчыльнасць                    = 1,638 г/см³<ref name="fact"/>{{efn|name="1bar"}}
 |паскарэнне вольнага падзення  = 11,15 м/с²<ref name="fact"/>{{efn|name="1bar"}} (1,14&nbsp;''g'')
 |першая касмічная хуткасць     = 
 |другая касмічная хуткасць     = 23,5 км/c<ref name="fact"/>{{efn|name="1bar"}}
 |хуткасць вярчэння             = 2,68 км/с<br />9648 км/ч
 |перыяд вярчэння               = 0,6653 дня<ref>{{артыкул|аўтар=Erich Karkoschka.|загаловак=Neptune’s Rotational Period Suggested by the Extraordinary Stability of Two Features |спасылка=http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0019103511001783|мова=en|выдавецтва=Icarus|год=20 May 2011}}</ref><br />{{nobr|15 г 57 хв 59 с}}
 |нахіл восі                    = 28,32°<ref name="fact"/>
 |прамое ўзыходжанне            = {{RA|19|57|20}}<ref name="Seidelmann2007"/>
 |схіленне                      = 42,950°<ref name="Seidelmann2007"/>
 |палярная нябесная шырата      = 
 |палярная нябесная даўгата     = 
 |альбеда                       = 0,29 ([[Альбеда Бонда|Бонд]])<br />0,41 ([[Геаметрычнае альбеда|геам.]])<ref name="fact"/>
 |спектральны клас              = 
 |бачная зорная велічыня        = 8,0—7,78<sup>m</sup><ref name="fact"/><ref name="ephemeris">{{cite web
 |last        = Espenak
 |first       = Fred
 |date        = July 20, 2005
 |url         = http://sunearth.gsfc.nasa.gov/eclipse/TYPE/TYPE.html
 |title       = Twelve Year Planetary Ephemeris: 1995—2006
 |publisher   = NASA
 |access-date  = 2008-03-01
 |archive-url  = https://www.webcitation.org/610c2uk4K?url=http://eclipse.gsfc.nasa.gov/TYPE/TYPE.html
 |archive-date = 17 жніўня 2011
 |url-status     = dead
}}</ref>
 |абсалютная зорная велічыня    = 
 |вуглавы дыяметр               = 2,2"—2,4"<ref name="fact"/><ref name="ephemeris"/>

 |тэмпература на паверхні       = 
 |тэмпература 1 імя             = узровень 1 бара
 |тэмпература 1 мінімум         = 
 |тэмпература 1 сярэдняя        = 72 [[Кельвін (адзінка вымярэння)|К]]<ref name="fact"/>(каля -200 °С)
 |тэмпература 1 максімум        = 
 |тэмпература 2 імя             = 0,1 бара (трапапаўза)
 |тэмпература 2 мінімум         = 
 |тэмпература 2 сярэдняя        = 55 К<ref name="fact"/>
 |тэмпература 2 максімум        =

 |атмасфера-ref                 = <ref name="fact"/>
 |атмасферны ціск               = 
 |шкала вышыні                  = 
 |склад атмасферы               = <table>
<tr>
<td>80±3,2 %</td><td>[[вадарод]] (H<sub>2</sub>)</td>
</tr><tr>
<td>19±3,2 %</td><td>[[гелій]]</td>
</tr><tr>
<td>1,5±0,5 %</td><td>[[метан]]</td>
</tr><tr>
<td>~0,019 %</td><td>[[дэйтэрыд вадароду]] (HD)</td>
</tr><tr>
<td>~0,00015 %</td><td>[[этан]]</td>
</tr><tr>
<td>'''Льды:'''</td><td></td>
</tr><tr>
<td></td><td>[[аміяк|аміячныя]]</td>
</tr><tr>
<td></td><td>[[вада|водныя]]</td>
</tr><tr>
<td></td><td>[[гідрасульфід амонію|гідросульфідна-амоніявыя]] (NH<sub>4</sub>SH)</td>
</tr><tr>
<td></td><td>метанавыя (?)</td>
</tr></table>
}}
'''Непту́н''' — восьмая і самая далёкая планета [[Сонечная сістэма|Сонечнай сістэмы]]. Нептун таксама з’яўляецца чацвёртай па дыяметры і трэцяй па масе планетай. Маса Нептуна ў {{nobr|17,2 разы}}, а дыяметр экватара ў {{nobr|3,9 разы}} большыя чым [[Зямля (планета)|зямныя]]<ref name="OXFORD">{{кніга|аўтар = Саймон Миттон, Жалкин Миттон.|загаловак = Астрономия|месца = М. |выдавецтва = Росмэн |год = 1998 |старонкі = 78—79 |старонак = 160 |серыя = OXFORD|isbn = 5-257-00345-7 }}</ref>. Планета была названа ў гонар [[Нептун (міфалогія)|рымскага бога мораў]]. Яго астранамічны сімвал [[Файл:Neptune symbol.svg|16px|♆]] — стылізаваны трызубец [[Нептун (міфалогія)|Нептуна]].

Выяўлены [[23 верасня]] [[1846]] года<ref name="Hamilton" />, Нептун стаў першай планетай, адкрытай дзякуючы матэматычным разлікам, а не шляхам рэгулярных назіранняў. Выяўленне непрадбачаных змяненняў у арбіце [[Уран (планета)|Урана]] спарадзіла гіпотэзу аб невядомай планеце, [[Гравітацыя|гравітацыйным]] уплывам якой яны і абумоўленыя. Нептун быў знойдзены ў межах прадказанага становішча. Неўзабаве быў адкрыты і яго спадарожнік [[Трытон (спадарожнік)|Трытон]], аднак астатнія 13 спадарожнікаў, вядомыя цяпер, былі невядомыя да XX стагоддзя. Планету наведаў толькі адзін касмічны апарат, «[[Вояджэр-2]]», які праляцеў паблізу Нептуна 25 жніўня 1989 года.

Нептун па складзе блізкі да [[Уран (планета)|Урана]], і абедзве планеты адрозніваюцца па складзе ад большых [[планета-гігант|планет-гігантаў]] — [[Юпітэр (планета)|Юпітэра]] і [[Сатурн (планета)|Сатурна]]. Часам Уран і Нептун выдзяляюць у асобную катэгорыю «ледзяных гігантаў»<ref>{{cite news|url=http://science.compulenta.ru/559921/|title=В структуре ледяных гигантов должен быть мощный слой суперионной воды|date=3 сентября 2010|publisher=Компьюлента|access-date=2011-10-09|archive-url=https://web.archive.org/web/20100905193254/http://science.compulenta.ru/559921/|archive-date=5 верасня 2010|url-status=dead}}</ref>. Атмасфера Нептуна, як і атмасферы Юпітэра і Сатурна, складаецца ў асноўным з [[вадарод]]у і [[Гелій|гелію]]<ref name="Радзини">{{кніга|аўтар =Джанлука Радзини.|загаловак = Космос |месца =М. |выдавецтва =АСТ, Астрель |год = 2002|старонкі = 124—125 |старонак = 320|isbn = 5-17-005952-3}}</ref>, разам са слядамі [[Вуглевадароды|вуглевадародаў]] і, магчыма, [[азот]]у, аднак утрымлівае ў сабе больш высокую прапорцыю льдоў: воднага, аміячнага, метанавага. Ядро Нептуна, як і Урана, складаецца галоўным чынам з льдоў і горных парод<ref name="Podolak1995">{{cite journal
 | last=Podolak | first=M.
 |author2=Weizman, A.|author3=Marley, M.
 | title=Comparative models of Uranus and Neptune
 | journal=Planetary and Space Science | volume=43
 | issue=12 | pages=1517—1522 | year=1995
 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1995P%26SS...43.1517P
 | doi=10.1016/0032-0633(95)00061-5 | issn = 0032-0633}}</ref>. Сляды [[метан]]у ў знешніх слаях атмасферы, у прыватнасці, з'яўляюцца прычынай сіняга колеру планеты<ref name="bluecolour">{{cite web
 |first       = Kirk
 |last        = Munsell
 |coauthors   = Smith, Harman; Harvey, Samantha.
 |date        = November 13, 2007
 |url         = http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Neptune&Display=OverviewLong
 |title       = Neptune overview
 |work        = Solar System Exploration
 |publisher   = NASA
 |access-date  = 2008-02-20
 |archive-url  = https://www.webcitation.org/610c3vAlO?url=http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Neptune
 |archive-date = 17 жніўня 2011
 |url-status     = dead
}}</ref>.

У атмасферы Нептуна бушуюць самыя моцныя вятры сярод планет Сонечнай сістэмы, паводле некаторых ацэнак, іх хуткасці могуць дасягаць {{nobr|2100 км/г}}<ref name="Suomi1991">{{cite journal
 | last=Suomi | first=V. E.
 |author2=Limaye, S. S.|author3=Johnson, D. R. | year=1991
 | title=High Winds of Neptune: A possible mechanism
 | journal=Science | volume=251
 | issue=4996 | pages=929—932 | publisher=AAAS (USA)
 | doi=10.1126/science.251.4996.929
 | pmid=17847386
 }}</ref>. Падчас пралёту «[[Вояджэр-2|Вояджэра-2]]» у 1989 годзе ў паўднёвым паўшар'і Нептуна была выяўлена так званая [[Вялікая цёмная пляма]], падобная да [[Вялікая чырвоная пляма|Вялікай чырвонай плямы]] на [[Юпітэр (планета)|Юпітэры]]. Тэмпература Нептуна ў верхніх слаях атмасферы блізкая да {{nobr|-220 °C}}<ref name="OXFORD"/><ref name="Радзини"/>. У цэнтры Нептуна тэмпература складае паводле розных ацэнак ад 5400 K<ref name="hubbard"/> да 7000-7100&nbsp;°C<ref>{{кніга|аўтар =В. Л. Пантелеев.|загаловак = Физика Земли и планет. Курс лекций |спасылка =http://lnfm1.sai.msu.ru/grav/russian/lecture/geophiz/node42.html |месца =М. |выданне =Московский государственный университет им. М.В.Ломоносова, Физический факультет |год = 2001}}</ref><ref>{{кніга|аўтар=Жарков Владимир Наумович|загаловак=Геофизические исследования планет и спутников|спасылка=http://www.scgis.ru/russian/cp1251/h_dgggms/1-2003/scpub-3_chap-2.pdf|месца =М.|выдавецтва=ОИФЗ РАН|год= 2002}}</ref>, што супастаўна з тэмпературай на паверхні Сонца і параўнальна з унутранай тэмпературай большасці вядомых планет. У Нептуна ёсць слабая і фрагментаваная [[Кольцы Нептуна|кальцавая сістэма]], магчыма, выяўленая яшчэ ў 1960-я гады, але пацверджаная «Вояджэрам-2» толькі ў 1989 годзе<ref name=ring1>{{cite news
 | last=Wilford | first=John N. | date=June 10, 1982
 | title=Data Shows 2 Rings Circling Neptune
 | publisher=The New York Times
 | url=http://query.nytimes.com/gst/fullpage.html?sec=technology&res=950DE3D71F38F933A25755C0A964948260&n=Top/News/Science/Topics/Space
 | access-date=2008-02-29 }}</ref>.

У 1948 годзе ў гонар адкрыцця планеты Нептун было прапанавана назваць новы хімічны элемент пад нумарам 93 [[Нептуній|нептуніем]]<ref>{{кніга|частка=Нептуний|загаловак=Серебро—Нильсборий и далее|спасылка=http://books.google.com/books?id=BJzFQwAACAAJ|адказны=Ред.: Петрянов-Соколов И. В|выданне="Наука"|месца=М.|год=1983|том=2|серыя=Популярная библиотека химических элементов|старонак=570|тыраж=50000}}{{Недаступная спасылка}}</ref>.

12 ліпеня 2011 г. споўніўся роўна адзін нептуніянскі год ці {{nobr|164,79 зямнога года}} — з моманту адкрыцця Нептуна 23 верасня 1846 г.<ref name=NASA-20110712>{{cite news |date=12 июля 2011 |title=Hubble's Neptune Anniversary Pictures |publisher=NASA |url=http://www.nasa.gov/mission_pages/hubble/science/neptune-circuit.html |lang=en |access-date=2011-07-18 }}</ref><ref name=bbc-20110712>{{cite news |last=Хадсон |first=Алекс |date=11 июля 2011 |title=С днем рождения, Нептун! |publisher=BBC Russian |url=http://www.bbc.co.uk/russian/science/2011/07/110711_neptune_one_year.shtml |access-date=2011-07-12 }}</ref>.

== Гісторыя адкрыцця ==

{{main|Адкрыццё Нептуна}}

Згодна з замалёўкамі, [[Галілеа Галілей]] назіраў Нептун 28 снежня 1612, а затым 29 студзеня 1613 г. Аднак у абодвух выпадках Галілей прыняў планету за нерухомую зорку ў [[Злучэнне (астраномія)|злучэнні]] з [[Юпітэр (планета)|Юпітэрам]] на начным небе<ref>{{cite book
 | first=Alan | last=Hirschfeld
 | title=Parallax:The Race to Measure the Cosmos | year=2001
 | publisher=Henry Holt | location=New York, New York
 | isbn=0-8050-7133-4 }}</ref>. Таму Галілей не лічыцца першаадкрывальнікам Нептуна.

Падчас першага перыяду назіранняў у снежні 1612 года Нептун быў у пункце стаяння і якраз у дзень назіранняў ён пачаў адваротны рух. Бачны адваротны рух назіраецца, калі [[Зямля (планета)|Зямля]] абганяе па сваёй арбіце знешнюю планету. Паколькі Нептун быў паблізу пункта стаяння, рух планеты быў занадта слабым, каб быць заўважаным з дапамогай маленькага тэлескопа Галілея<ref>{{cite book
 | first=Mark | last=Littmann |author2=Standish, E. M.
 | title=Planets Beyond: Discovering the Outer Solar System
 | year=2004 | publisher=Courier Dover Publications
 | isbn=0-4864-3602-0 }}</ref>.

У [[1821]] [[Алексіс Бувар]] апублікаваў астранамічныя табліцы арбіты Урана<ref>{{cite book
 | first=A. | last=Bouvard | year=1821
 | title=Tables astronomiques publiées par le Bureau des Longitudes de France
 | publisher=Bachelier | location=Paris }}</ref>. Пазнейшыя назіранні паказалі істотныя адхіленні сапраўднага руху Урана ад табліц. У прыватнасці, англійскі астраном Т. Хасі на аснове ўласных назіранняў выявіў анамаліі ў арбіце Урана і выказаў меркаванне, што яны могуць выклікацца наяўнасцю знешняй планеты. У [[1834]] Хасі наведаў Бувара ў Парыжы і абмеркаваў з ім пытанне аб гэтых анамаліях. Бувар пагадзіўся з гіпотэзай Хасі і абяцаў правесці разлікі, неабходныя для пошуку гіпатэтычнай планеты, калі знойдзе час для гэтага, але ў далейшым не займаўся гэтай праблемай. У [[1843]] [[Джон Кух Адамс]] вылічыў арбіту гіпатэтычнай восьмай планеты для тлумачэння змены ў арбіце Урана. Ён паслаў свае вылічэнні сэру [[Джордж Бідэль Эйры|Джорджу Эйры]], каралеўскаму астраному, а той у адказ папрасіў тлумачэнняў. Адамс пачаў накідваць адказ, але чамусьці так і не адправіў яго і ў далейшым не настойваў на сур’ёзнай рабоце па гэтым пытанні<ref>{{cite web
 |first       = John J.
 |last        = O’Connor
 |author2=Robertson, Edmund F.
 |date=March 2006
 |url         = http://www-groups.dcs.st-and.ac.uk/~history/Extras/Adams_Neptune.html
 |title       = John Couch Adams’ account of the discovery of Neptune
 |publisher   = University of St Andrews
 |access-date  = 2008-02-18
 |archive-url  = https://www.webcitation.org/610c4tx23?url=http://www-groups.dcs.st-and.ac.uk/~history/Extras/Adams_Neptune.html
 |archive-date = 17 жніўня 2011
 |url-status     = live
}}</ref><ref>{{cite journal
 | first=J. C. | last=Adams
 | url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1846MNRAS...7..149A&db_key=AST&data_type=HTML&format=&high=42c888df4622238
 | title=Explanation of the observed irregularities in the motion of Uranus, on the hypothesis of disturbance by a more distant planet
 | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
 | volume=7 | pages=149 | date=November 13, 1846
 | access-date=2008-02-18
 | publisher=Blackwell Publishing}}</ref>.

[[Файл:Urbain Le Verrier.jpg|thumb|upright|left||[[Урбэн Жан Жазеф Левер’е|Урбэн Левер’е]], матэматык, які адкрыў Нептун.]]

Урбэн Левер’е незалежна ад Адамса ў 1845—1846 гады правёў свае ўласныя разлікі, але астраномы Парыжскай абсерваторыі не падзялялі яго энтузіязму і праводзіць пошукі меркаванай планеты не сталі. У чэрвені, азнаёміўшыся з першай апублікаванай Левер’е ацэнкай даўгаты планеты і пераканаўшыся, што яна блізкая да ацэнкі Адамса, Эйры пераканаў дырэктара Кембрыджскай абсерваторыі Д. Чэліса пачаць пошукі планеты, якія беспаспяхова працягваліся на працягу жніўня і верасня<ref name="MNRAS7">{{cite journal
 | first=G. B. | last=Airy
 | url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1846MNRAS...7..121A&db_key=AST&data_type=HTML&format=&high=42c888df4622238
 | title=Account of some circumstances historically connected with the discovery of the planet exterior to Uranus
 | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
 | volume=7 | pages=121—144 | date=November 13, 1846
 | access-date=2008-02-18
 | publisher=Blackwell Publishing}}
</ref><ref>{{cite journal
 | first=Rev. J. | last=Challis
 | url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1846MNRAS...7..145C&db_key=AST&data_type=HTML&format=&high=42c888df4622238
 | title=Account of observations at the Cambridge observatory for detecting the planet exterior to Uranus
 | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
 | volume=7 | pages=145—149 | date=November 13, 1846
 | access-date=2008-02-18
 | publisher=Blackwell Publishing}}</ref>. Чэліс двойчы назіраў Нептун, але з тае прычыны, што ён адклаў апрацоўку вынікаў назіранняў на больш позні тэрмін, яму не ўдалося своечасова ідэнтыфікаваць адшуканую планету<ref name="MNRAS7"/><ref>{{cite journal
 | first=J. G. | last=Galle
 | url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1846MNRAS...7..153G&db_key=AST&data_type=HTML&format=&high=42c888df4622238
 | title=Account of the discovery of the planet of Le Verrier at Berlin
 | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
 | volume=7 | pages=153 | date=November 13, 1846
 | access-date=2008-02-18
 | publisher=Blackwell Publishing }}</ref>.

Тым часам Левер’е ўдалося пераканаць астранома Берлінскай абсерваторыі [[Іаган Готфрыд Гале|Іагана Готфрыда Гале]] заняцца пошукамі планеты. [[Генрых Луі Д’Арэ|Генрых Д’Арэ]], студэнт абсерваторыі, прапанаваў Гале параўнаць нядаўна намаляваную карту неба ў раёне прадказанага Левер’е месцазнаходжання з відам неба на бягучы момант, каб заўважыць перамяшчэнне планеты адносна нерухомых зорак. Планета была знойдзена ў першую ж ноч прыкладна пасля адной гадзіны пошукаў. Разам з дырэктарам абсерваторыі [[Іаган Франц Энке|Іаганам Энке]] на працягу двух начэй яны працягвалі назіраць участак неба, дзе знаходзілася планета, у выніку ім удалося выявіць яе перамяшчэнне адносна зорак і пераканацца, што гэта сапраўды новая планета<ref>{{кніга|аўтар = Elkins-Tanton L. T.|загаловак = Uranus, Neptune, Pluto, and the Outer Solar System|месца = New York|выдавецтва = Chelsea House|год = 2006|серыя=The Solar System|isbn=0-8160-5197-6|pages = 64}}</ref>. Нептун быў знойдзены [[23 верасня]] [[1846]] года, у межах 1° ад каардынат, прадказаны Левер’е, і прыкладна ў 12° ад каардынат, прадказаны Адамсам.

Услед за адкрыццём пачалася спрэчка паміж англічанамі і французамі за права лічыць адкрыццё Нептуна сваім. У канчатковым выніку кансэнсус быў знойдзены і было прынята рашэнне лічыць Адамса і Левер’е суадкрывальнікамі. У [[1998]] годзе былі зноў знойдзеныя так званыя «паперы Нептуна» (гістарычна значныя паперы з [[Грынвіцкая абсерваторыя|Грынвіцкай абсерваторыі]]), якія былі незаконна прысвоены астраномам Олінам Дж. Эгенам, захоўваліся ў яго на працягу амаль трох дзесяцігоддзяў і былі знойдзены ў яго валоданні толькі пасля яго смерці<ref name="Neptdisc">{{cite web | url=http://www.ucl.ac.uk/sts/nk/neptune/index.htm | title=Neptune’s Discovery. The British Case for Co-Prediction | access-date=2007-03-19 | first=Nick | last=Kollerstrom | year=2001 | publisher=University College London | archive-url=https://web.archive.org/web/20051111190351/http://www.ucl.ac.uk/sts/nk/neptune/ | archive-date=11 лістапада 2005 | url-status=live }}</ref>. Пасля перагляду дакументаў некаторыя гісторыкі зараз лічаць, што Адамс не заслугоўвае роўных з Левер’е правоў на адкрыццё Нептуна (што, зрэшты, падвяргалася сумненням і раней: напрыклад Дэнісам Роулінсам яшчэ з [[1966]] года). У [[1992]] годзе ў артыкуле ў часопісе «Dio»<ref>[http://www.dioi.org DIO, The International Journal of Scientific History]</ref> ён назваў патрабаванні брытанцаў прызнаць раўнапраўе Адамса на адкрыццё крадзяжом<ref>{{cite web|title=The Neptune Conspiracy: British Astronomy’s PostDiscovery Discovery|author=Rawlins, Dennis.|year=1992|work=Dio|url=http://www.dioi.org/vols/w23.pdf|access-date=2008-03-10|format=PDF|archive-url=https://www.webcitation.org/610c5d88H?url=http://www.dioi.org/vols/w23.pdf|archive-date=17 жніўня 2011|url-status=live}}</ref>. «Адамс прарабіў некаторыя вылічэнні, але ён быў крыху не ўпэўнены ў тым, дзе знаходзіцца Нептун» — сказаў Нікалас Колеструм з {{нп4|Універсітэцкі каледж Лондана|універсітэцкага каледжа Лондана|en|University College London}} ў [[2003]] годзе<ref>{{cite web|title=Lost letters’ Neptune revelations|author=McGourty, Christine.|work=BBC News|year=2003|url=http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/2936663.stm|access-date=2008-03-10|archive-url=https://www.webcitation.org/610c6qfIY?url=http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/2936663.stm|archive-date=17 жніўня 2011|url-status=live}}</ref><ref>Обзор документов о Нептуне: 1998 recovery appeared in [http://www.dioi.org/vols/w91.pdf ''DIO 9.1''] (1999) and William Sheehan, Nicholas Kollerstrom, Craig B. Waff (December 2004), [http://www.sciam.com/article.cfm?articleID=000CA850-8EA4-119B-8EA483414B7FFE9F The Case of the Pilfered Planet — Did the British steal Neptune?] ''Scientific American''</ref>.

=== Назва ===

Некаторы час пасля адкрыцця Нептун абазначаўся проста як «знешняя ад Урана планета» або як «планета Левер’е». Першым, хто выказаў ідэю аб афіцыйнай назве, быў Гале, які прапанаваў назву «Янус». У Англіі Чайлз прапанаваў іншую назву: «Акіян»<ref>Moore (2000): 206</ref>.

Сцвярджаючы, што мае права даць найменне адкрытай ім планеце, Левер’е прапанаваў назваць яе Нептунам, ілжыва сцвярджаючы, што такая назва адобрана французскім {{нп4|Бюро даўгот|бюро даўгот|uk|Бюро довгот}}<ref>Littmann (2004): 50</ref>. У кастрычніку ён спрабаваў назваць планету па сваім імені — «Левер’е» — і быў падтрыманы дырэктарам абсерваторыі [[Франсуа Араго]], аднак гэтая ініцыятыва натыкнулася на істотнае супраціўленне за межамі Францыі<ref>Baum & Sheehan (2003): 109—110</ref>. Французскія альманахі вельмі хутка вярнулі назву Гершэль для [[Уран (планета)|Урана]], у гонар яго першаадкрывальніка [[Уільям Гершэль|Уільяма Гершэля]], і Левер’е для новай планеты<ref>{{cite journal
 | first=Owen | last=Gingerich
 | title=The Naming of Uranus and Neptune
 | journal=Astronomical Society of the Pacific Leaflets
 | year=1958 | volume=8 | pages=9—15
 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1958ASPL....8....9G
 | access-date=2008-02-19
}}</ref>.

Дырэктар [[Пулкаўская абсерваторыя|Пулкаўскай абсерваторыі]] [[Васіль Струвэ]] аддаў перавагу назве «Нептун». Пра прычыны свайго выбару ён паведаміў на з’ездзе Імператарскай Акадэміі навук у Пецярбургу [[29 снежня]] [[1846]] г.<ref>{{cite journal
 | url=http://articles.adsabs.harvard.edu/full/seri/AN.../0025/0000164.000.html
 | title=Second report of proceedings in the Cambridge Observatory relating to the new Planet (Neptune)
 | year=1847 | journal=[[Astronomische Nachrichten]]
 | volume=25 | pages=309 | last=Hind | first=J. R.
 | access-date=2008-02-18
 | doi=10.1002/asna.18470252102 }} Smithsonian/NASA Astrophysics Data System (ADS)</ref> Гэтая назва атрымала падтрымку за межамі [[Расійская імперыя|Расіі]] і неўзабаве стала агульнапрынятым міжнародным найменнем планеты.

У [[Рымская міфалогія|рымскай міфалогіі]] [[Нептун (міфалогія)|Нептун]] — бог мора і адпавядае грэчаскаму [[Пасейдон]]у<ref name="USGS">{{cite web
 |first       = Jennifer
 |last        = Blue
 |date        = December 17, 2008
 |url         = http://planetarynames.wr.usgs.gov/append7.html
 |title       = Planet and Satellite Names and Discoverers
 |publisher   = USGS
 |access-date  = 2008-02-18
 |archive-url  = https://web.archive.org/web/20070714225312/http://planetarynames.wr.usgs.gov/append7.html
 |archive-date = 14 ліпеня 2007
 |url-status     = dead
}}</ref>.

=== Статус ===

З моманту адкрыцця і да [[1930]] года Нептун заставаўся самай далёкай ад [[Сонца]] вядомай планетай. Пасля адкрыцця [[Плутон (карлікавая планета)|Плутона]] Нептун стаў перадапошняй планетай, за выключэннем 1979—1999 гадоў, калі Плутон знаходзіўся ўнутры арбіты Нептуна<ref>{{cite web
 |title       = Jan. 21, 1979: Neptune Moves Outside Pluto’s Wacky Orbit
 |work        = wired.com
 |url         = http://www.wired.com/science/discoveries/news/2008/01/dayintech_0121
 |author      = Tony Long.
 |year        = 2008
 |access-date  = 2008-03-13
 |archive-url  = https://www.webcitation.org/611TxEZiX?url=http://www.wired.com/science/discoveries/news/2008/01/dayintech_0121
 |archive-date = 18 жніўня 2011
 |url-status     = live
}}</ref>. Аднак даследаванне [[Пояс Койпера|пояса Койпера]] ў 1992 годзе прывяло да абмеркавання пытання аб тым, ці лічыць Плутон планетай або часткай пояса Койпера<ref>{{cite web
 |author      = Weissman, Paul R.
 |title       = The Kuiper Belt
 |work        = Annual Review of Astronomy and Astrophysics
 |url         = http://adsabs.harvard.edu/abs/1995ARA&A..33..327W
 |access-date  = 2006-10-04
 |archive-url  = https://www.webcitation.org/610cAVaH4?url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1995ARA
 |archive-date = 17 жніўня 2011
 |url-status     = live
}}</ref><ref>{{cite web|year=1999|title=The Status of Pluto:A clarification|work=[[International Astronomical Union]], Press release|url=http://www.iau.org/STATUS_OF_PLUTO.238.0.html|access-date=2006-05-25|archive-url=https://web.archive.org/web/20060216182214/http://www.iau.org/STATUS_OF_PLUTO.238.0.html|archive-date=16 лютага 2006|url-status=dead}}</ref>. У 2006 годзе [[Міжнародны астранамічны саюз]] прыняў [[XXVI Асамблея Міжнароднага астранамічнага саюза|новае вызначэнне тэрміна «планета»]] і класіфікаваў Плутон як [[Карлікавая планета|малую планету]], і, такім чынам, зноў зрабіў Нептун апошняй планетай [[Сонечная сістэма|Сонечнай сістэмы]]<ref>{{cite news|url=http://www.iau.org/static/resolutions/Resolution_GA26-5-6.pdf|title=IAU 2006 General Assembly: Resolutions 5 and 6|date=August 24, 2006|publisher=IAU|format=PDF}}</ref>.

=== Эвалюцыя ўяўленняў аб Нептуне ===

Яшчэ ў канцы 1960-х уяўленні аб Нептуне некалькі адрозніваліся ад сённяшніх. Хоць былі адносна дакладна вядомыя [[Сідэрычны год|сідэрычны]] і [[Сінадычны перыяд|сінадычны]] перыяды абароту вакол Сонца, сярэдняя адлегласць ад Сонца, нахіл экватара да плоскасці арбіты, існавалі і параметры, вымераныя менш дакладна. У прыватнасці, маса ацэньвалася ў 17,26 зямных замест 17,15; экватарыяльны радыус ў 3,89 замест 3,88 ад зямных. Зорны перыяд абароту вакол восі ацэньваўся ў 15 гадзін 8 хвілін замест 15 гадзін і 58 хвілін, што з’яўляецца найбольш істотным разыходжаннем цяперашніх ведаў аб планеце з ведамі таго часу<ref>{{кніга|аўтар =Б. А. Воронцов-Вельяминов.|загаловак = Астрономия. Учебник для 10 класса|месца = М.|выдавецтва = Просвещение|год = 1970|старонкі = 140-141|старонак = 145}}</ref>.

У некаторых момантах розначытанні былі і пазней. Першапачаткова, да палёту [[Вояджэр-2|Вояджэра-2]], меркавалася, што [[Магнітнае поле планет|магнітнае поле]] Нептуна мае такую ж канфігурацыю, як поле [[Зямля (планета)|Зямлі]] або [[Сатурн (планета)|Сатурна]]. Паводле апошніх уяўленняў, поле Нептуна мае выгляд так званага «нахіленага рататара». Геаграфічныя і магнітныя «полюсы» Нептуна (калі прадставіць яго поле дыпольным эквівалентам) апынуліся пад вуглом адзін да аднаго больш 45°. Такім чынам, пры вярчэнні планеты яе магнітнае поле апісвае конус<ref>{{cite web
 |first       = Леонид Васильевич
 |last        = Ксанфомалити
 |date=February 1991
 |url         = http://epizodsspace.narod.ru/bibl/ziv/1991/2/nep.html
 |title       = Нептун, его кольца и спутники
 |publisher   = Зарубежная космонавтика
 |access-date  = 2010-06-01
 |archive-url  = https://www.webcitation.org/610cBCeLH?url=http://epizodsspace.narod.ru/bibl/ziv/1991/2/nep.html
 |archive-date = 17 жніўня 2011
 |url-status     = live
}}</ref>.

== Фізічныя характарыстыкі ==

[[Файл:Neptune, Earth size comparison true color.jpg|thumb|Параўнанне памераў Зямлі і Нептуна]]

Валодаючы масай у {{nobr|1,0243{{e|26}} [[Кілаграм|кг]]}}<ref name="fact"/> Нептун з’яўляецца прамежкавым звяном паміж [[Зямля (планета)|Зямлёй]] і вялікімі газавымі гігантамі. Яго маса ў 17 разоў пераўзыходзіць зямную, але складае толькі {{Дроб|1|19}} ад масы Юпітэра{{efn|Маса Зямлі 5,9736{{e|24}} кг, што дае суадносіны мас:
: <math>\begin{smallmatrix}\frac{M_{Neptune}}{M_{Earth}}
\ =\ \frac{1,02 \times 10^{26}}{5,97 \times 10^{24}}
\ =\ 17,09\end{smallmatrix}</math>
Маса Урана складае 8,6810{{e|25}} кг, што дае суадносіны мас:
: <math>\begin{smallmatrix}\frac{M_{Uranus}}{M_{Earth}}
\ =\ \frac{8,68 \times 10^{25}}{5,97 \times 10^{24}}
\ =\ 14,54\end{smallmatrix}</math>
Маса Юпітэра складае 1,8986{{e|27}} кг, што дае суадносіны мас:
: <math>\begin{smallmatrix}\frac{M_{Jupiter}}{M_{Neptune}}
\ =\ \frac{1,90 \times 10^{27}}{1,02 \times 10^{26}}
\ =\ 18,63\end{smallmatrix}</math>
<ref>{{cite web
 |last        = Williams
 |first       = David R.
 |date        = November 29, 2007
 |url         = http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/
 |title       = Planetary Fact Sheet — Metric
 |publisher   = NASA
 |access-date  = 2008-03-13
 |archive-url  = https://www.webcitation.org/610cCDGk4?url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/
 |archive-date = 17 жніўня 2011
 |url-status     = live
}}</ref>}}. Экватарыяльны радыус Нептуна роўны 24 764 км<ref name="Seidelmann2007"/>, што амаль у 4 разы больш за зямны. Нептун і [[Уран (планета)|Уран]] часта лічацца падкласам газавых гігантаў, які называюць «ледзянымі гігантамі» з-за іх меншага памеру і большай канцэнтрацыі лятучых рэчываў<ref>{{cite journal
 | first=Alan P. | last=Boss
 | title=Formation of gas and ice giant planets
 | journal=Earth and Planetary Science Letters
 | year=2002 | volume=202 | issue=3—4
 | pages=513—523 | doi=10.1016/S0012-821X(02)00808-7 }}</ref>. Пры пошуку экзапланет Нептун выкарыстоўваецца як [[Метанімія|метонім]]: выяўленыя [[Экзапланета|экзапланеты]] з падобнай масай часта называюць «Нептунамі»<ref>{{cite news
 | first=C.
 | last=Lovis
 | date=May 18, 2006
 | coauthors=Mayor, M.; Alibert Y.; Benz W.
 | url=http://www.eso.org/public/outreach/press-rel/pr-2006/pr-18-06.html
 | title=Trio of Neptunes and their Belt
 | publisher=[[European Southern Observatory|ESO]]
 | access-date=2008-02-25
 | archive-url=https://web.archive.org/web/20080301205452/http://www.eso.org/public/outreach/press-rel/pr-2006/pr-18-06.html
 | archive-date=1 сакавіка 2008
 | url-status=dead
 }}</ref>, таксама часта астраномы выкарыстоўваюць як метонім Юпітэр («Юпітэры»).

=== Арбіта і вярчэнне ===

[[Файл:Neptune Orbit.gif|thumb|За адзін поўны абарот Нептуна вакол Сонца наша планета здзяйсняе 164,79 абароту.]]

Сярэдняя адлегласць паміж Нептунам і Сонцам — {{nobr|4,55 млрд км}} (каля 30,1 сярэдніх адлегласцей паміж Сонцам і Зямлёй, або {{nobr|30,1 а. а.}}), і поўны абарот вакол Сонца ў яго займае 164,79 года. Адлегласць паміж Нептунам і Зямлёй складае ад 4,3 да {{nobr|4,6 млрд км}}<ref>http://festival.1september.ru/articles/579779/ Движение планет и искусственных спутников Земли, раздел Нептун</ref>. [[12 ліпеня]] [[2011]] г. Нептун завяршыў свой першы з моманту адкрыцця планеты ў [[1846]] годзе поўны абарот<ref name="fact2">{{cite web
 |first       = K.
 |last        = Munsell
 |coauthors   = Smith, H.; Harvey, S.
 |url         = http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Neptune&Display=Facts
 |title       = Neptune: Facts & Figures
 |date        = November 13, 2007
 |publisher   = NASA
 |access-date  = 2007-08-14
 |archive-url  = https://www.webcitation.org/610cCqcz9?url=http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Neptune
 |archive-date = 17 жніўня 2011
 |url-status     = live
}}</ref><ref name="Horizons2011">{{cite web
 |author      = Anonymous.
 |date        = February 9, 2007
 |url         = http://home.comcast.net/~kpheider/nept2011.txt
 |title       = Horizons Output for Neptune 2010—2011
 |access-date  = 2008-02-25
 |archive-url  = https://www.webcitation.org/610cEXYfC?url=http://home.comcast.net/~kpheider/nept2011.txt
 |archive-date = 17 жніўня 2011
 |url-status     = live
}}— Лікавыя параметры згенераваныя сістэмай «Horizons On-Line Ephemeris System», распрацаванай групай Solar System Dynamics.</ref>. З Зямлі ён быў бачны іначай, чым у дзень адкрыцця, бо перыяд абароту Зямлі вакол Сонца (365,25 дня) не кратны перыяду абароту Нептуна. Эліптычная арбіта планеты нахілена на 1,77° адносна арбіты Зямлі. Эксцэнтрысітэт арбіты складае 0,011, у выніку, адлегласць паміж Нептунам і Сонцам змяняецца на 101 млн км — розніца паміж [[Перыгелій|перыгеліем]] і [[Афелій|афеліем]], г. зн. самым блізкім і самым аддаленым пунктамі палажэння планеты ўздоўж арбітальнага шляху<ref name="horizons"/>. Восевы нахіл Нептуна — 28,32°<ref>{{cite web
 |last        = Williams
 |first       = David R.
 |date        = January 6, 2005
 |url         = http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/planetfact.html
 |title       = Planetary Fact Sheets
 |publisher   = NASA
 |access-date  = 2008-02-28
 |archive-url  = https://www.webcitation.org/610cFZWVe?url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/planetfact.html
 |archive-date = 17 жніўня 2011
 |url-status     = live
}}</ref>, што падобна на нахіл восі Зямлі і [[Марс (планета)|Марса]]. У выніку гэтага на планеце ёсць падобныя сезонныя змены. Аднак з-за доўгага арбітальнага перыяду Нептуна сезоны доўжацца на працягу сарака гадоў кожны<ref name="villard"/>.

Сідэрычны перыяд вярчэння для Нептуна роўны {{nobr|16,11 гадзіны}}<ref name="fact2" />. З-за восевага нахілу, падобнага з зямным (23°), змены ў сідэрычным перыядзе вярчэння на працягу яго доўгага года не значныя. Нептун не мае цвёрдай паверхні, таму яго атмасфера схільная да неаднароднага кручэння. Шырокая экватарыяльная зона верціцца з перыядам прыблізна 18 гадзін, што павольней, чым 16,1-гадзіннае вярчэнне магнітнага поля планеты. У адрозненне ад экватара палярныя вобласці верцяцца за 12 гадзін. Сярод усіх планет Сонечнай сістэмы такі від кручэння найбольш ярка выяўлены іменна ў Нептуна<ref>{{cite journal
 | last=Hubbard | first=W. B.
 | coauthors=Nellis, W. J.; Mitchell, A. C.; Holmes, N. C.; McCandless, P. C.; Limaye, S. S.
 | title=Interior Structure of Neptune: Comparison with Uranus
 | journal=Science | year=1991 | volume=253
 | issue=5020 | pages=648—651
 | url=http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/253/5020/648
 | access-date=2008-02-28
 | doi=10.1126/science.253.5020.648
 | pmid=17772369 }}</ref>. Гэта прыводзіць да моцнага шыротнага зруху вятроў<ref name="apj125">{{cite journal
 | last=Max | first=C. E.
 | coauthors=Macintosh, B. A.; Gibbard, S. G.; Gavel, D. T.; Roe, H. G.; de Pater, I.; Ghez, A. M.; Acton, D. S.; Lai, O.; Stomski, P.; Wizinowich, P. L.
 | title=Cloud Structures on Neptune Observed with Keck Telescope Adaptive Optics
 | journal=The Astronomical Journal
 | year=2003 | volume=125 | issue=1 | pages=364—375
 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003AJ....125..364M
 | access-date=2008-02-27
 | doi=10.1086/344943
}}</ref>.

==== Арбітальныя рэзанансы ====

{{also|Пояс Койпера}}
 [[Файл:TheKuiperBelt classes-ru.svg|right|thumb|250px|Дыяграма паказвае арбітальныя рэзанансы, выкліканыя Нептунам у поясе Койпера: 2:3 рэзананс ([[Плуціна]]), «[[Класічны аб'ект пояса Койпера|класічны пояс]]», з&nbsp;арбітамі, на&nbsp;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 |author2=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 | access-date=2010-01-13 }}{{Недаступная спасылка}}</ref>. [[Гравітацыя|Гравітацыйная сіла прыцягнення]] Нептуна аказвае найбольш істотны ўплыў на пояс Койпера (у тым ліку на фарміраванне яго структуры), якую можна параўнаць па долі з уплывам сілы прыцягнення Юпітэра на пояс астэроідаў. За час існавання Сонечнай сістэмы некаторыя вобласці пояса Койпера страцілі ўстойлівасць з-за гравітацыі 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
 |access-date  = 2007-06-23
 |format      = PDF
 |archive-url  = https://www.webcitation.org/610cGEFFc?url=http://www.oca.eu/morby/papers/6166a.pdf
 |archive-date = 17 жніўня 2011
 |url-status     = live
}}</ref>.

Арбіты аб'ектаў, якія могуць утрымлівацца ў гэтым поясе на працягу досыць доўгага часу, вызначаюцца т. зв. векавымі рэзанансамі з Нептунам. Для некаторых арбіт гэты час параўнальны з часам усяго існавання Сонечнай сістэмы<ref>{{cite web
 | title  = Транснептуновые объекты
 | url  = http://www.astronet.ru/db/msg/1176733/node4.html
 | access-date  = 2009-11-27
 | archive-url  = https://www.webcitation.org/610cGzCqu?url=http://www.astronet.ru/db/msg/1176733/node4.html
 | archive-date  = 17 жніўня 2011
 | url-status  = live
 }}</ref>. Гэтыя рэзанансы ўзнікаюць, калі перыяд абароту аб'екта вакол Сонца суадносіцца з перыядам абарачэння Нептуна як невялікія натуральныя лікі, напрыклад, 1:2 або 3:4. Такім чынам, аб'екты ўзаемна стабілізуюць свае арбіты. Калі, да прыкладу, аб'ект будзе здзяйсняць абарот вакол Сонца ў два разы павольней чым Нептуна, то ён пройдзе роўна палову шляху, тады як Нептун 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 Нептунам<ref>{{cite web
 |title       = List Of Transneptunian Objects
 |publisher   = Minor Planet Center
 |url         = http://www.minorplanetcenter.org/iau/lists/TNOs.html
 |access-date  = 2010-12-29
 |archive-url  = https://www.webcitation.org/610cIRqkZ?url=http://www.minorplanetcenter.org/iau/lists/TNOs.html
 |archive-date = 17 жніўня 2011
 |url-status     = live
}}</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
 |date=August 2009
 |url         = http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/kb/plutino.html
 |title       = The Plutinos
 |publisher   = UCLA — Earth and Space Sciences
 |access-date  = 2013-05-23
 |archive-url  = https://www.webcitation.org/6GpUVNZNO?url=http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/kb/plutino.html
 |archive-date = 23 мая 2013
 |url-status     = live
}}</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
 | access-date=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 |url=https://archive.org/details/beyondplutoexplo00davi |author=John Davies.|publisher=Cambridge University Press|year=2001|pages=[https://archive.org/details/beyondplutoexplo00davi/page/104 104]}}</ref>.

У сваіх [[Пункты Лагранжа|пунктах Лагранжа]] (L<sub>4</sub> і L<sub>5</sub>) — зонах гравітацыйнай стабільнасці — Нептун утрымлівае 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 выклікае сумненні. Хутчэй за ўсё яны ўтварыліся 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 |author2=Jordan, A. B.|author3=Millis, R. L.|author4=Марк В. Буйе|author5=Wasserman, L. H.|author6=Elliot, J. L.|author7=Kern, S. D.|author8=Trilling, D. E.|author9=Meech, K. J.|author10= 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 | access-date=2010-01-13 }}{{Недаступная спасылка}}</ref>.

=== Унутраная будова ===

Па ўнутранай будове Нептун падобны на Уран. 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 слаях 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 метану<br />
3. Мантыя, якая складаецца з вады, аміяку і метанавага лёду<br />
4. Каменна-ледзяное ядро]]

Паступова гэтая больш цёмная і больш гарачая вобласць ушчыльняецца 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. | author2=Egeler, P. | author3=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 | access-date=15 мая 2014 | archive-date=5 лютага 2012 | archive-url=https://web.archive.org/web/20120205194205/http://www.cosis.net/abstracts/EGU06/05179/EGU06-J-05179-1.pdf | url-status=dead }}</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
 | access-date=2007-02-26
 | doi=10.1126/science.286.5437.25a }}</ref>. Паводле адной з гіпотэз, на планеце распасціраецца 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. |author2=Weizman, A.|author3=Marley, M.
 | title=Comparative models of Uranus and Neptune
 | url=https://archive.org/details/sim_planetary-and-space-science_1995-12_43_12/page/1517 | 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 большы, 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
 | access-date=2008-02-25
 | archive-url=https://web.archive.org/web/20080227062528/https://www-new.gsi.de/informationen/wti/library/plasma2006/PAPERS/TT-11.pdf
 | archive-date=27 лютага 2008
 | url-status=dead
 }}</ref>.

=== Магнітасфера ===

І сваёй [[магнітасфера]]й, і [[Магнітнае поле планет|магнітным полем]], моцна нахіленым (аж на 47°) адносна восі вярчэння планеты, якое распаўсюджваецца на 0,55 ад яе радыуса (прыблізна 13500 км), Нептун нагадвае Уран. Да прыбыцця да Нептуна «[[Вояджэр-2|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 электраправодных 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 {{нп4|Магнітнае дынама|гідрамагнітнае дынама|ru|Магнитное динамо}}<ref>{{cite journal
 | last=Stanley | first=Sabine |author2=Bloxham, Jeremy
 | title=Convective-region geometry as the cause of Uranus’ and Neptune’s unusual magnetic fields
 | url=https://archive.org/details/sim_nature-uk_2004-03-11_428_6979/page/151 | 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 складаную геаметрыю, якая ўключае адносна вялікія складнікі ад не біпалярных кампанентаў, у тым ліку моцны квадрупольны момант, які па магутнасці можа перавышаць [[Электрычны дыполь|дыпольны]]. У супрацьлегласць гэтаму — у Зямлі, Юпітэра і Сатурна адносна невялікі квадрупольны момант, і іх палі 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
 | access-date=2008-02-25
 | doi=10.1126/science.246.4936.1473
 | pmid=17756002 }}
</ref><ref>{{cite web
 |last        = Russell
 |first       = C. T.
 |author2=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
 |access-date  = 2006-08-10
 |archive-url  = https://www.webcitation.org/610exQQPp?url=http://www-ssc.igpp.ucla.edu/personnel/russell/papers/nep_mag.html
 |archive-date = 17 жніўня 2011
 |url-status     = live
}}</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"/>.

== Атмасфера і клімат ==

=== Атмасфера ===

У верхніх слаях атмасферы знойдзены [[вадарод]] і [[гелій]], якія складаюць адпаведна 80 і 19 % на гэтай вышыні<ref name="hubbard">{{cite journal
 | last=Hubbard | first=W. B.
 | title=Neptune’s Deep Chemistry
 | journal=Science | year=1997
 | volume=275 | issue=5304 | pages=1279—1280
 | url=http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/275/5304/1279
 | access-date=2008-02-19
 | doi=10.1126/science.275.5304.1279
 | pmid=9064785 }}</ref>. Таксама назіраюцца сляды [[метан]]у. Прыкметныя палосы паглынання метану сустракаюцца на даўжынях хваль вышэй 600 нм у чырвонай і інфрачырвонай частцы [[спектр]]а. Як і ў выпадку з Уранам, паглынанне чырвонага святла метанам з’яўляецца найважнейшым фактарам, які надае атмасферы Нептуна сіняе адценне, хоць яркі блакіт Нептуна адрозніваецца ад больш умеранага аквамарынавага колеру Урана<ref>{{cite web
 |last        = Crisp
 |first       = D.
 |author2=Hammel, H. B.
 |date        = June 14, 1995
 |url         = http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1995/09/image/a/
 |title       = Hubble Space Telescope Observations of Neptune
 |publisher   = Hubble News Center
 |access-date  = 2007-04-22
 |archive-url  = https://www.webcitation.org/610cJK0UZ?url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1995/09/image/a/
 |archive-date = 17 жніўня 2011
 |url-status     = live
}}</ref>. Паколькі ўтрыманне метану ў атмасферы Нептуна не моцна адрозніваецца ад долі метану ў атмасферы Урана, мяркуецца, што існуе таксама нейкі, пакуль невядомы, кампанент атмасферы, які спрыяе ўтварэнню сіняга колеру<ref name="bluecolour"/>. Атмасфера Нептуна падзяляецца на 2 асноўныя вобласці: больш нізкая [[трапасфера]], дзе тэмпература зніжаецца разам з вышынёй, і [[стратасфера]], дзе тэмпература з вышынёй, наадварот, павялічваецца. Мяжа паміж імі, [[трапапаўза]], знаходзіцца на ўзроўні ціску ў 0,1 бар<ref name="atmo">{{cite web
 |title       = The Atmospheres of Uranus and Neptune
 |last        = Lunine
 |first       = Jonathan I.
 |publisher   = Lunar and Planetary Observatory, University of Arazona
 |year        = 1993
 |format      = PDF
 |url         = http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1993ARA%26A..31..217L&data_type=PDF_HIGH&whole_paper=YES&type=PRINTER&filetype=.pdf
 |access-date  = 2008-03-10
 |archive-url  = https://www.webcitation.org/610cKG6cV?url=http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1993ARA&A..31..217L
 |archive-date = 17 жніўня 2011
 |url-status     = live
}}</ref>. Стратасфера змяняецца [[тэрмасфера]]й на ўзроўні ціску ніжэй, чым 0<sup>−4</sup> — 10<sup>−5</sup> мікрабар. Тэрмасфера паступова пераходзіць у [[Экзасфера|экзасферу]]. Мадэлі трапасферы Нептуна дазваляюць меркаваць, што ў залежнасці ад вышыні яна складаецца з аблокаў зменнага складу. Аблокі верхняга ўзроўню знаходзяцца ў зоне ціску ніжэй аднаго бара, дзе тэмпература спрыяе кандэнсацыі метану.

[[Файл:Neptune clouds.jpg|thumb|right|На фота, зробленым «[[КА Вояджэр-2|Вояджэрам-2]]», бачны вертыкальны рэльеф аблокаў]]

Пры ціску паміж адным і пяццю барамі ўтвараюцца аблокі [[аміяк]]у і [[серавадарод]]у. Пры ціску больш за 5 бар аблокі могуць складацца з аміяку, сульфіду амонію, серавадароду і вады. Глыбей, пры ціску ў прыблізна 50 бар, могуць існаваць аблокі з вадзянога лёду пры тэмпературы, роўнай 0&nbsp;°C. Таксама, не выключана, што ў дадзенай зоне могуць быць аблокі з аміяку і серавадароду<ref name="elkins-tanton"/>. Вышынныя аблокі Нептуна назіраліся па ценях, што адкідаюцца імі, на непразрысты слой ніжэйшых хмар. Сярод іх вылучаюцца хмарныя палосы, якія «абгортваюцца» вакол планеты на пастаяннай шыраце. У дадзеных перыферычных груп шырыня дасягае 50-150 км, а самі яны знаходзяцца на 50-110 км вышэй асноўнага хмарнага слоя<ref name="apj125"/>. Вывучэнне спектра Нептуна дазваляе меркаваць, што яго больш нізкая стратасфера затуманена з-за кандэнсацыі прадуктаў ультрафіялетавага фатолізу метану, такіх як [[этан]] і [[ацэтылен]]<ref name="hubbard"/><ref name="atmo" />. У стратасферы таксама выяўленыя сляды [[Сінільная кіслата|цыянавадароду]] і [[Монааксід вугляроду|чаднага газу]]<ref name="atmo" /><ref name="Encrenaz2003">{{cite journal|last=Encrenaz|first=Therese|title=ISO observations of the giant planets and Titan: what have we learnt?|journal=Planet. Space Sci.|volume=51|pages=89—103|year=2003|doi=10.1016/S0032-0633(02)00145-9|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003P%26SS...51...89E}}</ref>. Стратасфера Нептуна цяплейшая, чым стратасфера Урана з-за больш высокай канцэнтрацыі [[Вуглевадароды|вуглевадародаў]]<ref name="atmo"/>. Па нявысветленых прычынах тэрмасфера планеты мае анамальна высокую тэмпературу каля 750 К<ref name="Broadfoot19989">{{cite journal|last=Broadfoot|first=A. L.|coauthors=Atreya, S. K.; Bertaux, J. L.|title=Ultraviolet Spectrometer Observations of Neptune and Triton|journal=Science|volume=246|pages=1459—1456|year=1999| url=http://www-personal.umich.edu/~atreya/Articles/1989_Voyager_UV_Spectrometer.pdf|format=pdf|doi=10.1126/science.246.4936.1459|pmid=17756000|display-authors=etal}}</ref><ref name="Herbert1999">{{cite journal|last=Herbert|first=Floyd|author2=Sandel, Bill R. |title=Ultraviolet Observations of Uranus and Neptune|journal=Planet.Space Sci.|volume=47|pages=1119—1139|year=1999| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1999P%26SS...47.1119H |doi=10.1016/S0032-0633(98)00142-1}}</ref>. Для гэткай высокай тэмпературы планета занадта далёкая ад Сонца, каб яно магло так разагрэць тэрмасферу ўльтрафіялетавай радыяцыяй. Магчыма, дадзеная з’ява ўзнікла ў выніку атмасфернага ўзаемадзеяння з [[іон]]амі ў [[Магнітнае поле планет|магнітным поле планеты]]. Паводле іншай тэорыі, асновай механізму разагрэву з’яўляюцца хвалі гравітацыі з унутраных абласцей планеты, якія рассейваюцца ў атмасферы. Тэрмасфера ўтрымлівае сляды чаднага газу і вады, якая трапіла туды, магчыма, са знешніх крыніц, такіх як метэарыты і пыл<ref name="elkins-tanton"/><ref name="Encrenaz2003"/>.

=== Клімат ===

Адно з адрозненняў паміж Нептунам і [[Уран (планета)|Уранам]] — узровень [[Метэаралогія|метэаралагічнай]] актыўнасці. «[[Вояджэр-2]]», пралятаючы паблізу Урана ў [[1986]] годзе, зафіксаваў вельмі слабую актыўнасць атмасферы. У адрозненне ад Урана, на Нептуне былі адзначаны прыкметныя перамены надвор'я падчас здымкі з «Вояджэра-2» ў [[1989]] годзе<ref name="spot" />.

[[Файл:Neptune storms.jpg|thumb|left|[[Вялікая цёмная пляма]] (ўверсе), Скутэр (белае трохвугольнае воблачка пасярэдзіне)<ref name="scooter">{{cite web
 |first       = Sue
 |last        = Lavoie
 |date        = January 8, 1998
 |title       = PIA01142: Neptune Scooter
 |url         = http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA01142
 |publisher   = NASA
 |access-date  = 2006-03-26
 |archive-url  = https://www.webcitation.org/610eyY0eu?url=http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA01142
 |archive-date = 17 жніўня 2011
 |url-status     = live
}}</ref> і [[Малая цёмная пляма]] (ўнізе)]]

Надвор'е на Нептун характарызуецца надзвычай дынамічнай сістэмай штормаў з вятрамі, якія дасягаюць амаль звышгукавых хуткасцей (каля 600 м/с)<ref>{{cite journal
 | last=Suomi | first=V. E. |author2=Limaye, S. S.|author3=Johnson, D. R.
 | title=High Winds of Neptune: A Possible Mechanism
 | journal=Science | year=1991 | volume=251
 | issue=4996 | pages=929—932
 | url=http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/251/4996/929
 | doi=10.1126/science.251.4996.929 | access-date=2008-02-25
 | pmid=17847386
}}</ref>. У ходзе адсочвання руху пастаянных аблокаў было зафіксавана змена хуткасці ветру ад 20 м/с ва ўсходнім кірунку да 325 м/с на заходнім<ref name="Hammel1989">{{cite journal
 | last=Hammel | first=H. B.
 | coauthors=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.
 | title=Neptune’s wind speeds obtained by tracking clouds in ''Voyager 2'' images
 | journal=Science | year=1989 | volume=245
 | pages=1367—1369
 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1989Sci...245.1367H
 | access-date=2008-02-27
 | doi=10.1126/science.245.4924.1367
 | pmid=17798743 }}</ref>. У верхнім воблачным слоі хуткасці вятроў адрозніваюцца ад 400 м/с уздоўж экватара да 250 м/с на полюсах<ref name="elkins-tanton"/>. Большасць вятроў на Нептуне дзьмуць у кірунку, адваротным вярчэнню планеты вакол сваёй восі<ref name="burgess2">Burgess (1991): 64—70.</ref>. Агульная схема вятроў паказвае, што на высокіх шыротах кірунак вятроў супадае з кірункам вярчэння планеты, а на нізкіх шыротах процілеглы яму. Адрозненні ў кірунку паветраных патокаў, як мяркуюць, вынік «[[скін-эфект]]у», а не якіх-небудзь глыбінных атмасферных працэсаў<ref name="atmo" />. Утрыманне ў атмасферы [[метан]]у, [[этан]]у і [[ацэтылен]]у ў вобласці экватара перавышае ў дзясяткі і сотні разоў утрыманне гэтых рэчываў у вобласці полюсаў. Магчыма, гэта сведчыць аб працэсах пад'ёму глыбіннага рэчыва на экватары Нептуна і яго апускання бліжэй да полюсаў<ref name="atmo" />. У [[2007]] годзе было заўважана, што верхняя трапасфера паўднёвага полюса Нептуна была на 10&nbsp;°C цяплейшая, чым астатняя частка Нептуна, дзе тэмпература ў сярэднім складае −200&nbsp;°C<ref>{{cite web
 |title       = Evidence for methane escape and strong seasonal and dynamical perturbations of Neptune’s atmospheric temperatures
 |author      = Orton, G. S., Encrenaz T., Leyrat C., Puetter, R. and Friedson, A. J.
 |work        = Astronomy and Astrophysics
 |url         = http://www.aanda.org/index.php?option=article&access=doi&doi=10.1051/0004-6361:20078277
 |year        = 2007
 |access-date  = 2008-03-10
 |archive-url  = https://www.webcitation.org/610ezQTsz?url=http://www.aanda.org/index.php?Itemid=129
 |archive-date = 17 жніўня 2011
 |url-status     = live
}}</ref>. Такая розніца ў тэмпературы дастатковая, каб метан, які знаходзіцца ў іншых абласцях верхняй часткі атмасферы Нептуна ў замарожаным выглядзе, прасочваўся ў космас на паўднёвым полюсе. Гэты «гарачы пункт» — вынік восевага нахілу Нептуна, паўднёвы полюс якога ўжо чвэрць нептуніянскага года, гэта значыць прыкладна 40 зямных гадоў, павернуты да Сонца. Па меры таго, як Нептун будзе павольна прасоўвацца па арбіце да процілеглага боку [[Сонца]], паўднёвы полюс паступова сыдзе ў цень, і Нептун падставіць Сонцу паўночны полюс. Такім чынам, вызваленне метану ў космас перамесціцца з паўднёвага полюса на паўночны<ref>{{cite news | first=Glenn | last=Orton |author2=Encrenaz, Thérèse | url=http://www.eso.org/public/outreach/press-rel/pr-2007/pr-41-07.html | title=A Warm South Pole? Yes, On Neptune! | publisher=ESO | date=September 18, 2007 | access-date=2007-09-20 | archive-url=https://web.archive.org/web/20071002084050/http://www.eso.org/public/outreach/press-rel/pr-2007/pr-41-07.html | archive-date=2 кастрычніка 2007 | url-status=dead }}</ref>. З-за сезонных змяненняў хмарныя палосы ў паўднёвым паўшар'і Нептуна, як назіралася, павялічыліся ў памеры. Гэтая тэндэнцыя была заўважана яшчэ ў [[1980]] годзе, і, як чакаецца, будзе доўжыцца да 2020 года з надыходам на Нептуне новага сезону. Сезоны мяняюцца кожныя 40 гадоў<ref name="villard">{{cite news
 | last=Villard | first=Ray |author2=Devitt, Terry
 | date=May 15, 2003
 | title=Brighter Neptune Suggests A Planetary Change Of Seasons
 | publisher=Hubble News Center
 | url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2003/17/text/
 | access-date=2008-02-26 }}</ref>.

=== Штормы ===

[[Файл:Neptune darkspot.jpg|thumb|left|''Вялікая цёмная пляма'', фота з «Вояджэра-2»]]

У [[1989]] годзе Вялікая цёмная пляма, устойлівы шторм — антыцыклон памерамі 13 000 × 6600 км<ref name="spot">{{cite web
 |last        = Lavoie
 |first       = Sue
 |date        = February 16, 2000
 |url         = http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA02245
 |title       = PIA02245: Neptune’s blue-green atmosphere
 |publisher   = NASA JPL
 |access-date  = 2008-02-28
 |archive-url  = https://www.webcitation.org/610f0J9LM?url=http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA02245
 |archive-date = 17 жніўня 2011
 |url-status     = live
}}</ref>, быў адкрыты апаратам НАСА «Вояджэр-2». Гэты атмасферны шторм нагадваў [[Вялікая чырвоная пляма|Вялікую чырвоную пляму]] [[Юпітэр (планета)|Юпітэра]], аднак [[2 лістапада]] [[1994]] г. [[касмічны тэлескоп «Хабл»]] не выявіў яго на ранейшым месцы. Замест яго новае падобнае ўтварэнне было выяўлена ў паўночным паўшар'і планеты<ref>{{cite journal
 | last=Hammel | first=H. B.
 | coauthors=Lockwood, G. W.; Mills, J. R.; Barnet, C. D.
 | title=Hubble Space Telescope Imaging of Neptune’s Cloud Structure in 1994
 | journal=Science | year=1995 | volume=268
 | issue=5218 | pages=1740—1742
 | url=http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/268/5218/1740
 | doi=10.1126/science.268.5218.1740
 | access-date=2008-02-25
 | pmid=17834994 }}</ref>. Скутэр — гэта іншы шторм, выяўлены на поўдзень ад Вялікай цёмнага плямы. Ён так названы таму, што яшчэ за некалькі месяцаў да збліжэння «Вояджэра-2» з Нептунам было ясна, што гэтая купка аблокаў перамяшчалася значна хутчэй чым Вялікая цёмная пляма<ref name="burgess2"/>. Наступныя малюнкі дазволілі выявіць яшчэ больш хуткія, чым «скутэр», групы аблокаў. Малая цёмная пляма, другі па інтэнсіўнасці шторм, які назіраўся падчас збліжэння «[[Вояджэр-2|Вояджэра-2]]» з планетай у 1989 годзе, размешчаны яшчэ на поўдзень. Першапачаткова яна здавалася цалкам цёмнай, але пры збліжэнні яркі цэнтр Малой цёмнай плямы стаў лепш бачны, што можна заўважыць на большасці выразных фатаграфій з высокім разрозненнем<ref>{{cite web
 |last        = Lavoie
 |first       = Sue
 |date        = January 29, 1996
 |url         = http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA00064
 |title       = PIA00064: Neptune’s Dark Spot (D2) at High Resolution
 |publisher   = NASA JPL
 |access-date  = 2008-02-28
 |archive-url  = https://www.webcitation.org/610f1Cs3r?url=http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA00064
 |archive-date = 17 жніўня 2011
 |url-status     = live
}}</ref>. «Цёмныя плямы» Нептуна, як мяркуюць, нараджаюцца ў трапасферы на меншых вышынях, чым больш яркія і прыкметныя воблакі<ref>{{cite journal
 | last=S. G.
 | first=Gibbard
 | coauthors=de Pater, I.; Roe, H. G.; Martin, S.; Macintosh, B. A.; Max, C. E.
 | title=The altitude of Neptune cloud features from high-spatial-resolution near-infrared spectra
 | journal=Icarus
 | year=2003
 | volume=166
 | issue=2
 | pages=359—374
 | doi=10.1016/j.icarus.2003.07.006
 | url=http://cips.berkeley.edu/research/depater_altitude.pdf
 | format=PDF
 | access-date=2008-02-26
 | archive-url=https://web.archive.org/web/20120220052413/http://cips.berkeley.edu/research/depater_altitude.pdf
 | archive-date=20 лютага 2012
 | url-status=dead
 }}</ref>. Такім чынам, яны здаюцца своеасаблівымі дзіркамі ў верхнім воблачным слоі. Паколькі гэтыя штормы носяць устойлівы характар і могуць існаваць на працягу некалькіх месяцаў, яны, як лічыцца, маюць віхравую структуру<ref name="apj125"/>. Часта звязваюцца з цёмнымі плямамі больш яркія, пастаянныя воблакі метану, якія ўтвараюцца ў трапапаўзе<ref>{{cite journal
 | last=Stratman | first=P. W.
 | coauthors=Showman, A. P.; Dowling, T. E.; Sromovsky, L. A.
 | title=EPIC Simulations of Bright Companions to Neptune’s Great Dark Spots
 | journal=Icarus | year=2001 | volume=151
 | issue=2 | pages=275—285 | doi=10.1006/icar.1998.5918
 | url=http://www.lpl.arizona.edu/~showman/publications/stratman-etal-2001.pdf
 | format=PDF | access-date=2008-02-26 }}</ref>. Пастаянства спадарожных аблокаў паказвае, што некаторыя ранейшыя «цёмныя плямы» могуць працягваць сваё існаванне як [[цыклон]]ы, нават пры тым што яны губляюць цёмную афарбоўку. Цёмныя плямы могуць рассеяцца, калі яны рухаюцца вельмі блізка да экватара або праз нейкі іншы невядомы пакуль механізм<ref>{{cite journal
 | last=Sromovsky | first=L. A.
 | coauthors=Fry, P. M.; Dowling, T. E.; Baines, K. H.
 | title=The unusual dynamics of new dark spots on Neptune
 | journal=Bulletin of the American Astronomical Society
 | year=2000 | volume=32 | pages=1005
 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000DPS....32.0903S
 | access-date=2008-02-29 }}</ref>.

=== Унутранае цяпло ===

Больш разнастайная надвор'е на Нептуне, у параўнанні з Уранам, як мяркуюць, — вынік больш высокай унутранай тэмпературы<ref name="heat">{{cite web|title=Heat Sources within the Giant Planets|author=Williams, Sam.|work=University of California, Berkeley|year=2004|url=http://www.cs.berkeley.edu/~samw/projects/ay249/z_heat_sources/Paper.doc|access-date=2008-03-10|archive-url=https://web.archive.org/web/20050430073843/http://www.cs.berkeley.edu/~samw/projects/ay249/z_heat_sources/Paper.doc|archive-date=30 красавіка 2005}}</ref>. Пры гэтым Нептун у паўтара разы больш аддалены ад [[Сонца]], чым Уран, і атрымлівае толькі 40 % ад сонечнага святла, які атрымлівае Уран. Паверхневыя ж тэмпературы гэтых двух планет прыкладна роўныя<ref name="heat" />. У верхніх абласцях трапасферы Нептуна тэмпература вельмі нізкая і дасягае −221,4&nbsp;°C. На глыбіні, дзе ціск складае 1 бар, тэмпература дасягае -201,15&nbsp;°C<ref>{{cite journal
 | last=Lindal | first=Gunnar F.
 | title=The atmosphere of Neptune — an analysis of radio occultation data acquired with Voyager 2
 | journal=Astronomical Journal
 | year=1992 | volume=103 | pages=967—982
 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1992AJ....103..967L
 | access-date=2008-02-25
 | doi=10.1086/116119 }}</ref>. Глыбей ідуць газы, аднак тэмпература ўстойліва павышаецца. Як і з Уранам, механізм нагрэву невядомы, але неадпаведнасць вялікая: Уран выпраменьвае ў 1,1 разы больш энергіі, чым атрымлівае ад Сонца<ref>{{cite web
 |title       = Class 12 — Giant Planets — Heat and Formation
 |work        = 3750 — Planets, Moons & Rings
 |year        = 2004
 |publisher   = Colorado University, Boulder
 |url         = http://lasp.colorado.edu/~bagenal/3750/ClassNotes/Class12/Class12.html
 |access-date  = 2008-03-13
 |archive-url  = https://www.webcitation.org/610f22GDB?url=http://lasp.colorado.edu/~bagenal/3750/ClassNotes/Class12/Class12.html
 |archive-date = 17 жніўня 2011
 |url-status     = live
}}</ref>. Нептун жа выпраменьвае ў 2,61 разы больш, чым атрымлівае, яго ўнутраная крыніца цяпла выдзяляе 161 % ад цяпла, якое атрымліваецца ад Сонца<ref>{{cite journal
 | last=Pearl | first=J. C. |author2=Conrath, B. J.
 | title=The albedo, effective temperature, and energy balance of Neptune, as determined from Voyager data
 | journal=Journal of Geophysical Research Supplement | year=1991
 | volume=96 | pages=18&nbsp;921—18&nbsp;930
 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1991JGR....9618921P
 | access-date=2008-02-20 }}</ref>. Нягледзячы на тое што Нептун — самая далёкая планета ад Сонца, яго ўнутранай энергіі дастаткова, каб падтрымліваць самыя хуткія вятры ў [[Сонечная сістэма|Сонечнай сістэме]]. Прапануецца некалькі магчымых тлумачэнняў, уключаючы радыягенны нагрэў ядром планеты (як Зямля грэецца {{нп4|Калій-40|каліем-40|ru|Калий-40}}, да прыкладу)<ref name="williams">{{cite paper | last=Williams | first=Sam | title=Heat Sources Within the Giant Planets | date=November 24, 2004 | publisher=UC Berkeley | url=http://www.cs.berkeley.edu/~samw/projects/ay249/z_heat_sources/Paper.doc | format=DOC | access-date=2008-02-20 | archive-url=https://web.archive.org/web/20050430073843/http://www.cs.berkeley.edu/~samw/projects/ay249/z_heat_sources/Paper.doc | archive-date=30 красавіка 2005 }}</ref>, дысацыяцыя метану ў іншыя ланцуговыя вуглевадароды ва ўмовах атмасферы Нептуна<ref name="williams"/><ref>{{cite journal
 | last=Scandolo | first=Sandro |author2=Jeanloz, Raymond
 | title=The Centers of Planets | journal=American Scientist
 | year=2003 | volume=91 | issue=6 | pages=516
 | doi=10.1511/2003.6.516 }}</ref>, а таксама канвекцыя ў ніжняй частцы атмасферы, якая прыводзіць да тармажэння [[Гравітацыйная хваля|гравітацыйных хваль]] над [[трапапаўза]]й<ref>{{cite journal
 | last=McHugh | first=J. P. |date=September 1999
 | title=Computation of Gravity Waves near the Tropopause
 | journal=American Astronomical Society, DPS meeting #31, #53.07
 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1999DPS....31.5307M
 | access-date=2008-02-19 }}
</ref><ref>{{cite journal
 | last=McHugh | first=J. P. |author2=Friedson, A. J.
 |date=September 1996 | pages=1078
 | title=Neptune’s Energy Crisis: Gravity Wave Heating of the Stratosphere of Neptune
 | journal=Bulletin of the American Astronomical Society
 | url=http://adsabs.harvard.edu/full/1996DPS....28.0507L
 | access-date=2008-02-19 }}</ref>.

== Утварэнне і міграцыя ==

{{main|Фарміраванне і эвалюцыя Сонечнай сістэмы}}

[[Файл:Lhborbits.png|thumb|400px|Мадэль знешніх планет і пояса Койпера:<br/>
а) Да таго як Юпітэр і Сатурн уступілі ў рэзананс 2:1;<br/>
б) рассейванне аб’ектаў пояса Койпера ў Сонечнай сістэме пасля змены арбіты Нептуна;<br/>
в) Пасля выкідання цел пояса Койпера Юпітэрам.]]

Для фарміравання ледзяных гігантаў — Нептуна і Урана — аказалася цяжка стварыць дакладную мадэль. Сучасныя мадэлі мяркуюць, што шчыльнасць матэрыі ў знешніх рэгіёнах Сонечнай сістэмы была занадта нізкай для фарміравання такіх буйных цел традыцыйна прынятым метадам [[Акрэцыя|акрэцыі]] матэрыі на ядро. Каб растлумачыць эвалюцыю Урана і Нептуна, было прапанавана мноства гіпотэз.

Адна з іх лічыць, што абодва ледзяныя гіганты не сфарміраваліся метадам акрэцыі, а з'явіліся з-за нестабільнага ўнутры першапачатковага [[Протапланетны дыск|протапланетнага дыска]], і пазней іх атмасферы былі «садзьмутыя» выпраменьваннем масіўнай зоркі [[Спектральныя класы зорак|класа]] O або B<ref>{{cite web
 | title=Formation of gas and ice giant planets
 | first=Alan P.
 | last=Boss
 | date=2002-09-30
 | url=http://www.sciencedirect.com/science?_ob=ArticleURL&_udi=B6V61-46SVX4B-1&_user=10&_rdoc=1&_fmt=&_orig=search&_sort=d&view=c&_acct=C000050221&_version=1&_urlVersion=0&_userid=10&md5=8356c9b57117437b185f44aca5ae71d0
 | access-date=2008-03-05
 | work=Earth and Planetary Science Letters
 | publisher=ELSEVIER
 | archive-url=https://web.archive.org/web/20080529191902/http://www.sciencedirect.com/science?_ob=ArticleURL&_udi=B6V61-46SVX4B-1&_user=10&_rdoc=1&_fmt=&_orig=search&_sort=d&view=c&_acct=C000050221&_version=1&_urlVersion=0&_userid=10&md5=8356c9b57117437b185f44aca5ae71d0
 | archive-date=29 мая 2008
 | url-status=dead
 }}</ref>.

Іншая канцэпцыя заключаецца ў тым, што Уран і Нептун сфарміраваліся блізка каля Сонца, дзе шчыльнасць матэрыі была вышэйшаю, і пасля перамясціліся на цяперашнія арбіты<ref>{{cite web
 | title=The formation of Uranus and Neptune among Jupiter and Saturn
 | first=Edward W. |last=Thommes
 |author2=Duncan, Martin J.|author3=Levison, Harold F.
 | year=2001 | url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0111290
 | access-date=2008-03-05}}</ref>. Гіпотэза перамяшчэння Нептуна даволі папулярная, таму што дазваляе растлумачыць цяперашнія рэзанансы ў поясе Койпера, асабліва, рэзананс 2:5. Калі Нептун рухаўся вонкі, ён сутыкаўся з аб'ектамі прота-пояса Койпера, ствараючы новыя рэзанансы і хаатычна змяняючы існуючыя арбіты. Лічыцца, што аб'екты [[Рассеяны дыск|рассеянага дыска]] апынуліся ў цяперашнім становішчы з-за ўзаемадзеяння з рэзанансамі, створанымі міграцыяй Нептуна<ref>{{cite web
 | title=Neptune’s Migration into a Stirred-Up Kuiper Belt: A Detailed Comparison of Simulations to Observations
 | publisher=Saint Mary’s University | first=Joseph M.
 | last=Hahn | year=2005 | access-date=2008-03-05
 | url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0507319v1
}}</ref>.

Прапанаваная ў 2004 годзе камп'ютарная мадэль Алесандра Марбідэлі з абсерваторыі Лазурнага берага ў [[Ніца|Ніцы]] дапусціла, што перасоўванне Нептуна да [[Пояс Койпера|пояса Койпера]] магло быць выклікана фарміраваннем рэзанансу 1:2 у арбітах Юпітэра і Сатурна, які паслужыў, свайго роду, гравітацыйным штуршком, які выпхнуў Уран і Нептун на больш высокія арбіты і прымусіў іх памяняць месцазнаходжанне. Выштурхоўванне аб'ектаў з пояса Койпера ў выніку гэтай міграцыі можа таксама растлумачыць «{{нп3|Позняя цяжкая бамбардзіроўка|Познюю цяжкую бамбардзіроўку|en|Late Heavy Bombardment}}», якая адбылася праз 600 мільёнаў гадоў пасля фарміравання Сонечнай сістэмы, і з'яўленне ў [[Юпітэр (планета)|Юпітэра]] [[Траянскія астэроіды Юпітэра|траянскіх астэроідаў]]<ref>{{cite web
 |title       = Orbital shuffle for early solar system
 |first       = Kathryn
 |last        = Hansen
 |publisher   = Geotimes
 |url         = http://www.geotimes.org/june05/WebExtra060705.html
 |date        = June 7, 2005
 |access-date  = 2007-08-26
 |archive-url  = https://www.webcitation.org/610f5IRG7?url=http://www.geotimes.org/june05/WebExtra060705.html
 |archive-date = 17 жніўня 2011
 |url-status     = live
}}</ref>.

== Спадарожнікі і кольцы ==
=== Спадарожнікі ===
{{main|Спадарожнікі Нептуна}}
{{see also|Гісторыя адкрыцця планет і спадарожнікаў Сонечнай сістэмы}}

[[Файл:Voyager 2 Neptune and Triton.jpg|thumb|right|Нептун (уверсе) і [[Трытон (спадарожнік)|Трытон]] (ніжэй)]]

У Нептуна 14 [[Спадарожнік (космас)|спадарожнікаў]]<ref name="fact"/>, якія маюць уласныя назвы, у 2024 годзе абвешчана аб адкрыцці яшчэ двух спадарожнікаў. Маса найбуйнейшага складае больш, чым 99,5 % ад агульнай масы ўсіх спадарожнікаў Нептуна{{efn|Маса Трытона: 2,14{{e|22}} кг. Сукупная маса астатніх спадарожнікаў — 7,53{{e|19}} кг, або 0,35 %. Маса кольцаў увогуле нязначная.}}, і толькі ён масіўны настолькі, каб мець форму сферы. Гэта [[Трытон (спадарожнік)|Трытон]], адкрыты [[Уільям Ласел|Уільямам Ласелам]] усяго праз 17 дзён пасля адкрыцця Нептуна. У адрозненне ад усіх астатніх буйных спадарожнікаў планет у Сонечнай сістэме, у Трытона {{нп4|рэтраградны рух|рэтраградная арбіта|ru|Ретроградное движение}}. Магчыма, ён быў захоплены гравітацыяй Нептуна, а не ўтварыўся на месцы, і, магчыма, калісьці быў карлікавай планетай у поясе Койпера<ref>
{{cite journal
 | first=Craig B. | last=Agnor |author2=Hamilton, Douglas P.
 | title=Neptune’s capture of its moon Triton in a binary-planet gravitational encounter
 | journal=Nature |date=May 2006
 | volume=441 | issue=7090 | pages=192—194
 | doi=10.1038/nature04792
 | url=http://www.nature.com/nature/journal/v441/n7090/abs/nature04792.html
 | access-date=2008-02-28
 | publisher=Nature Publishing Group }}</ref>. Ён досыць блізкі да Нептуна, каб пастаянна знаходзіцца ў {{нп4|Гравітацыйны захоп|сінхронным вярчэнні|en|Tidal locking}}. З-за прыліўнага паскарэння Трытон павольна рухаецца па спіралі да Нептуна, і, у канчатковым выніку, будзе разбураны пры дасягненні [[Мяжа Роша|мяжы Роша]]<ref>{{cite journal
 | first=Christopher F. | last=Chyba
 |author2=Jankowski, D. G.|author3=Nicholson, P. D.
 | title = Tidal evolution in the Neptune-Triton system
 | journal = Astronomy and Astrophysics
 |date=July 1989 | volume = 219
 | issue = 1—2 | pages=L23—L26
 | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1989A&A...219L..23C
 | access-date = 2006-05-10
 | publisher=EDP Sciences }}</ref>, у выніку чаго ўтворыцца кольца, якое можа быць больш магутным, чым [[кольцы Сатурна]] (гэта адбудзецца праз адносна невялікі ў астранамічных маштабах перыяд часу: ад 10 да 100 мільёнаў гадоў)<ref>{{кніга|аўтар = Elkins-Tanton L. T.|загаловак = Uranus, Neptune, Pluto, and the Outer Solar System|месца = New York|выдавецтва = Chelsea House|год = 2006|серыя=The Solar System|isbn=0-8160-5197-6|pages = 92}}</ref>. У 1989 годзе была праведзена ацэнка тэмпературы Трытона, якая склала -235&nbsp;°C (38 [[Кельвін (адзінка вымярэння)|К]])<ref>{{cite journal
 | last=R. M. | first=Nelson
 | coauthors=Smythe, W. D.; Wallis, B. D.; Horn, L. J.; Lane, A. L.; Mayo, M. J.
 | title=Temperature and Thermal Emissivity of the Surface of Neptune’s Satellite Triton
 | journal=Science | year=1990 | volume=250
 | issue=4979 | pages=429—431
 | url=http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/250/4979/429
 | access-date=2008-02-29
 | publisher=AAAS (USA)
 | doi=10.1126/science.250.4979.429
 | pmid=17793020}}</ref>. На той момант гэта было найменшае значэнне для аб'ектаў у Сонечнай сістэме, якія валодаюць геалагічнай актыўнасцю<ref>{{cite news
 | last=Wilford | first=John N. | publisher=The New York Times
 | date=August 29, 1989
 | title=Triton May Be Coldest Spot in Solar System
 | url=http://query.nytimes.com/gst/fullpage.html?res=950DE4DC1138F93AA1575BC0A96F948260
 | access-date=2008-02-29 }}</ref>. Трытон з'яўляецца адным з трох спадарожнікаў планет Сонечнай сістэмы, якія маюць атмасферу (разам з [[Іо (спадарожнік)|Іо]] і [[Тытан (спадарожнік)|Тытанам]]). Не выключана існаванне пад ледзяной карой Трытона вадкага акіяна, падобнага акіяну [[Еўропа (спадарожнік)|Еўропы]]<ref>{{кніга|аўтар = Elkins-Tanton L. T.|загаловак = Uranus, Neptune, Pluto, and the Outer Solar System|месца = New York|выдавецтва = Chelsea House|год = 2006|серыя=The Solar System|isbn=0-8160-5197-6|pages = 95}}</ref>.

Другі (па часу адкрыцця) вядомы спадарожнік Нептуна — [[Нерэіда (спадарожнік Нептуна)|Нерэіда]], спадарожнік няправільнай формы з адным з самых высокіх [[эксцэнтрысітэт]]аў арбіты сярод іншых спадарожнікаў Сонечнай сістэмы. Эксцэнтрысітэт у 0,7512 дае ёй апаапсіду, якая ў 7 разоў большая за яе перыапсіду<ref>Выкарыстоўваючы значэнні з артыкула [[:en:Nereid (moon)|Nereid]]:
: <math>\begin{smallmatrix}\frac{r_{ap}}{r_{per}} = \frac{9,655 \times 10^6 \text{km}}{1,372 \times 10^6 \text{km}} = 7,037.\end{smallmatrix}</math></ref>.

[[Файл:Proteus (Voyager 2).jpg|thumb|upright|left|Спадарожнік Нептуна [[Пратэй, спадарожнік Нептуна|Пратэй]]]]

З ліпеня па верасень 1989 года «Вояджэр-2» выявіў 6 новых спадарожнікаў Нептуна<ref name="science4936"/>. Сярод іх адметны спадарожнік Пратэй няправільнай формы. Ён цікавы тым, што на яго прыкладзе відаць, якім вялікім можа быць цела яго шчыльнасці, без сцягвання ў сферычную форму ўласнай гравітацыяй<ref name="Brown">{{cite web
 |url         = http://web.gps.caltech.edu/~mbrown/dwarfplanets/
 |title       = The Dwarf Planets
 |first       = Michael E.
 |last        = Brown
 |publisher   = California Institute of Technology, Department of Geological Sciences
 |access-date  = 2008-02-09
 |archive-url  = https://www.webcitation.org/610f6S6Ru?url=http://web.gps.caltech.edu/~mbrown/dwarfplanets/
 |archive-date = 17 жніўня 2011
 |url-status     = live
}}</ref>. Другі па масе спадарожнік Нептуна складае толькі чвэрць працэнта ад масы Трытона.

Чатыры самыя ўнутраныя спадарожніка Нептуна — [[Наяда (спадарожнік)|Наяда]], [[Таласа (спадарожнік)|Таласа]], [[Дэспіна (спадарожнік)|Дэспіна]] і [[Галатэя (спадарожнік)|Галатэя]]. Іх арбіты настолькі блізкія да Нептуна, што знаходзяцца ў межах яго кольцаў. Наступная за імі, [[Ларыса (спадарожнік)|Ларыса]], была першапачаткова адкрыта ў [[1981]] годзе пры пакрыцці зоркі. Спачатку пакрыццё было прыпісана дугам кольцаў, але калі «Вояджэр-2» наведаў Нептун у [[1989]] годзе, высветлілася, што пакрыццё было зроблена спадарожнікам. Паміж [[2002]] і [[2003]] годам было адкрыта яшчэ 5 спадарожнікаў Нептуна няправільнай формы, што было аб'яўлена ў [[2004]] годзе<ref>{{cite journal
 | author=Holman, Matthew J.
 | date=August 19, 2004 | url=http://www.nature.com/nature/journal/v430/n7002/abs/nature02832.html
 | title=Discovery of five irregular moons of Neptune
 | journal=Nature | volume=430 | pages=865—867
 | access-date=2008-02-09
 | publisher=Nature Publishing Group
 | doi=10.1038/nature02832 |display-authors=etal}}
</ref><ref>{{cite news
 | author=Staff
 | url=http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/3578210.stm
 | title=Five new moons for planet Neptune
 | date=August 18, 2004
 | publisher=BBC News |access-date=2007-08-06 }}</ref>. [[16 ліпеня]] [[2013]] года з дапамогай тэлескопа «Хабл» быў адкрыты 14-ы спадарожнік Нептуна каля 20 км у дыяметры<ref>{{cite web|url=http://news.rambler.ru/20100137/|title=Телескоп «Хаббл» открыл новый спутник планеты Нептун|date=2013-07-16|publisher=rambler.ru|access-date=2013-07-16|archive-url=https://www.webcitation.org/6IA1fUslY?url=http://news.rambler.ru/20100137/|archive-date=16 ліпеня 2013|url-status=live}}</ref>. Паколькі Нептун быў рымскім богам мораў, яго спадарожнікі называюць у гонар меншых марскіх божастваў<ref name="USGS"/>.

=== Кольцы ===

{{Асноўны артыкул|Кольцы Нептуна}}

[[Файл:Neptune rings PIA02224.jpg|upright|thumb|right|Кольцы Нептуна, знятыя «Вояджэрам-2»]]

У Нептуна ёсць [[Кольцы Нептуна|кальцавая сістэма]], хоць значна менш істотная, чым, напрыклад, у [[Кольцы Сатурна|Сатурна]]. Кольцы могуць складацца з ледзяных часціц, пакрытых [[Сілікаты|сілікатамі]] або заснаваным на [[вуглярод]]зе матэрыялам. Найбольш імаверна, гэта ён надае ім чырванаватае адценне<ref>Cruikshank (1996): 703—804</ref>. У сістэму кольцаў Нептуна ўваходзіць 5 кампанентаў.

== Назіранні ==

Нептун не бачны няўзброеным вокам, бо яго [[зорная велічыня]] знаходзіцца паміж 7,7 і 8,0<ref name="fact"/><ref name="ephemeris"/>. Такім чынам, [[Галілеевы спадарожнікі|галілеевы спадарожнікі Юпітэра]], [[карлікавая планета Цэрэра]] і астэроіды [[(4) Веста|4 Веста]], [[(2) Палада|2 Палада]], [[(7) Ірыда|7 Ірыда]], [[(3) Юнона|3 Юнона]] і [[(6) Геба|6 Геба]] ярчэйшыя за яго на небе<ref>Дадзеныя аб яркасці гл. ў адпаведных артыкулах</ref>. Для ўпэўненага назірання планеты неабходны [[тэлескоп]] c павелічэннем ад 200× і вышэй і дыяметрам не менш за 200-250 мм<ref name="telescop">{{cite web
 | title  = Уран, Нептун, Плутон и как их наблюдать
 | url  = http://realsky.ru/book/59-whatobserve/191-uranneptunepluton
 | access-date  = 2009-11-30
 | archive-url  = https://www.webcitation.org/610f7QTEN?url=http://www.realsky.ru/book/59-whatobserve/191-uranneptunepluton
 | archive-date  = 17 жніўня 2011
 | url-status  = live
 }}</ref>. У гэтым выпадку можна ўбачыць Нептун як невялікі блакітнаваты дыск, падобны на Уран<ref>Moore (2000): 207.</ref>. У [[бінокль]] {{nobr|7×50}} яго можна заўважыць як слабую зорку<ref name="telescop" />.

З-за вялікай адлегласці паміж Нептунам і [[Зямля (планета)|Зямлёй]] вуглавы дыяметр планеты змяняецца толькі ў межах 2,2-2,4 вуглавых секунд<ref name="fact"/><ref name="ephemeris"/>. Гэта найменшае значэнне сярод астатніх планет [[Сонечная сістэма|Сонечнай сістэмы]], таму візуальнае назіранне дэталей паверхні дадзенай планеты ўскладнена. Таму дакладнасць большасці тэлескапічных дадзеных аб Нептуне была невысокай да з'яўлення касмічнага [[Тэлескоп «Хабл»|тэлескопа «Хабл»]] і буйных наземных тэлескопаў з адаптыўнай оптыкай. У 1977 годзе, да прыкладу, не быў дакладна вядомы нават перыяд вярчэння Нептуна<ref>
{{cite journal
 | last=Cruikshank | first=D. P.
 | title=On the rotation period of Neptune
 | journal=Astrophysical Journal, Part 2 — Letters to the Editor
 | date=March 1, 1978 | volume=220
 | pages=L57—L59
 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1978ApJ...220L..57C
 | access-date=2008-03-01
 | publisher=University of Chicago Press
 | doi=10.1086/182636 }}</ref><ref>{{cite journal
 | last=Max | first=C.
 | title=Adaptive Optics Imaging of Neptune and Titan with the W. M. Keck Telescope
 | journal=Bulletin of the American Astronomical Society
 |date=December 1999 | volume=31 | pages=1512
 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1999BAAS...31.1512M
 | access-date=2008-03-01
 | publisher=American Astronomical Society}}</ref>.

Для зямнога назіральніка кожныя 367 дзён Нептун пачынае ўяўны [[рэтраградны рух]], такім чынам, утвараючы своеасаблівыя петлі завесы на фоне зорак падчас кожнага [[Процістаянне планеты|процістаяння]]. У красавіку і ліпені [[2010]] года і ў кастрычніку і лістападзе [[2011]] года гэтыя арбітальныя петлі прывялі яго блізка да тых каардынат, дзе ён быў адкрыты ў [[1846]]<ref name="Horizons2011"/>.

Назіранні за Нептунам у дыяпазоне [[Радыёхвалі|радыёхваль]] паказваюць, што планета з’яўляецца крыніцай бесперапыннага выпраменьвання і нерэгулярных успышак. І адно і другое тлумачаць тым фактам, што магнітнае поле планеты круціцца<ref name="elkins-tanton"/>. У інфрачырвонай частцы спектра на больш халодным фоне выразна бачныя хваляванні ў глыбіні атмасферы Нептуна (т. зв. «Штормы»), спароджаныя цяплом ад ядра, якое сціскаецца. Назіранні дазваляюць з высокай доляй дакладнасці ўстанавіць іх форму і памер, а таксама адсочваць іх перамяшчэнні<ref>{{cite journal
 | last=Gibbard | first=S. G.
 | coauthors=Roe, H.; de Pater, I.; Macintosh, B.; Gavel, D.; Max, C. E.; Baines, K. H.; Ghez, A.
 | title=High-Resolution Infrared Imaging of Neptune from the Keck Telescope
 | journal=Icarus | year=1999 | volume=156 | pages=1—15
 | url=http://linkinghub.elsevier.com/retrieve/pii/S0019103501967661
 | access-date=2008-03-01
 | publisher=Elsevier
 | doi=10.1006/icar.2001.6766}}</ref>
<ref>{{cite web
 |last        = Yano
 |first       = Gordon
 |title       = Best Infrared Images of Neptune and Titan
 |url         = http://www.spaceref.com/news/viewpr.html?pid=552
 |date        = 2000-01-14
 |access-date  = 2011-05-26
 |publisher   = SpaceRef Interactive
 |archive-url  = https://www.webcitation.org/610f8uiha?url=http://www.spaceref.com/news/viewpr.html?pid=552
 |archive-date = 17 жніўня 2011
 |url-status     = live
}}</ref>.

== Даследаванні ==

[[Файл:Triton moon mosaic Voyager 2 (large).jpg|right|thumb|Выява Трытона з «Вояджэра-2»]]

Бліжэй за ўсё да Нептуна «Вояджэр-2» падышоў [[25 жніўня]] [[1989]] года. Паколькі Нептун быў апошняй вялікай планетай, якую мог наведаць [[касмічны апарат]], было вырашана зрабіць блізкі пралёт паблізу [[Трытон (спадарожнік)|Трытона]] і не лічыцца з наступствамі для траекторыі [[Касмічны палёт|палёту]]. Падобная задача стаяла і перад «Вояджэрам-1» — пралёт паблізу [[Сатурн (планета)|Сатурна]] і яго найбуйнейшага спадарожніка — [[Тытан (спадарожнік)|Тытана]]. Выявы Нептуна, перададзеныя на Зямлю «Вояджэрам-2», сталі асновай для з'яўлення ў 1989 годзе ў Публічнай тэлевяшчальнай службе (PBS) праграмы на ўсю ноч пад назвай «Нептун усю ноч»<ref>{{cite web
 |url         = http://www.nasa.gov/vision/universe/solarsystem/Galileo.html
 |title       = Fascination with Distant Worlds
 |author      = Cynthia Phillips
 |date        = 2003-08-05
 |work        = Solar System
 |publisher   = [[НАСА]]
 |access-date  = 2014-04-19
 |lang        = en
 |archive-url  = https://web.archive.org/web/20140419215709/http://www.nasa.gov/vision/universe/solarsystem/Galileo.html
 |archive-date = 19 красавіка 2014
 |url-status     = dead
}}</ref>.

Падчас збліжэння сігналы з апарата ішлі да Зямлі 246 хвілін. Таму, у асноўным, місія «Вояджэра-2» абапіралася на папярэдне загружаныя каманды для збліжэння з Нептунам і Трытонам, а не на каманды з Зямлі. «Вояджэр-2» досыць блізка праляцеў каля [[Нерэіда (спадарожнік Нептуна)|Нерэіды]], перш чым прайшоў усяго ў 4400 км ад атмасферы Нептуна 25 жніўня. Пазней у той жа дзень «Вояджэр» праляцеў паблізу Трытона<ref name="The Voyager 2 Encounter">{{cite journal
 | title = The Voyager 2 Encounter with the Neptunian System
 | author = EC Stone, ED Miner
 | journal = Science
 | volume = 246
 | date = December 15, 1989
 | pages = 1417–21
 | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1989Sci...246.1417S
 | access-date = 2008-02-24
 | doi = 10.1126/science.246.4936.1417
 | pmid = 17755996
 | issue = 4936
}} And the following 12 articles pp. 1422—1501.</ref>.

«Вояджэр-2» пацвердзіў існаванне [[Магнітнае поле планет|магнітнага поля планеты]] і ўстанавіў, што яно нахілена, як і поле Урана. Пытанне аб перыядзе вярчэння планеты было вырашана вымярэннем радыевыпраменьвання. «Вояджэр-2» таксама паказаў незвычайна актыўную пагодную сістэму Нептуна. Было адкрыта 6 новых [[Спадарожнікі Нептуна|спадарожнікаў]] планеты і [[Кольцы Нептуна|кольцаў]], якіх, як аказалася, было некалькі<ref name="science4936"/><ref name="The Voyager 2 Encounter"/>.

Каля 2016 года НАСА планавала паслаць да Нептуна КА {{нп4|КА Neptune Orbiter|«Нептун Орбітэр»|ru|Neptune Orbiter}}. У цяперашні час ніякіх меркаваных дат старту не называецца, і стратэгічны план даследавання Сонечнай сістэмы больш не ўключае гэты апарат<ref>[http://solarsystem.nasa.gov/missions/future1.cfm Стратэгічны план даследавання Сонечнай сістэмы] {{Архівавана|url=https://web.archive.org/web/20090805113110/http://solarsystem.nasa.gov/missions/future1.cfm |date=5 жніўня 2009 }}{{ref-en}}</ref>.

== Нептун у масавай культуры ==

Планета Нептун фігуруе ў шэрагу мастацкіх твораў<ref name="МФ">{{артыкул|аўтар=Павел Гремлёв|загаловак=Ледяные гиганты. Уран и Нептун в фантастике|спасылка=http://www.mirf.ru/Articles/art4653.htm|месца=М.|выдавецтва=Мир фантастики|год=2011|нумар=93}}</ref><ref>{{кніга|аўтар=Brian Stableford|частка=Neptune|загаловак=Science Fact and Science Fiction. An Encyclopedia |выдавецтва=Routledge, Taylor & Francis Group|год=2006|pages=328|allpages=758|isbn=0‐415‐97460‐7}}</ref><ref>[http://www.sf-encyclopedia.com/entry/outer_planets Outer Planets] — артыкул з [[The Encyclopedia of Science Fiction]]</ref>, у літаратуры, кіно і мультыплікацыі.

== Заўвагі ==
{{notelist}}

== Крыніцы ==
{{Крыніцы}}

== Літаратура ==

* {{кніга
 |аўтар        = Тейфель В. Г.
 |загаловак     = Уран и Нептун — далёкие планеты-гиганты
 |месца        = М.
 |выдавецтва = Знание
 |год          = 1982
 |старонак      = 64
}}
* {{кніга
 |аўтар        = Маров М. Я.
 |загаловак     = Планеты Солнечной системы
 |выданне      = 2-е изд
 |месца        = М.
 |выдавецтва = Наука
 |год          = 1986
 |старонак      = 320
}}
* {{кніга
|аўтар = Гребеников Е.А., Рябов Ю.А.
|загаловак = Поиски и открытия планет
|месца = М.
|выдавецтва = Наука
|год = 1975
|старонак = 216
|серыя = Главная редакция физико-математической литературы
|тыраж = 65000
}}
** {{кніга
|аўтар = Гребеников Е.А., Рябов Ю.А.
|загаловак = Поиски и открытия планет
|выданне = 2-е изд., перераб и доп
|месца = М.
|выдавецтва = Наука
|год = 1984
|старонак = 224
|серыя = Главная редакция физико-математической литературы
|тыраж = 100000
}}
* {{кніга
|загаловак       = Солнечная система
|адказны  = Ред.-сост. В. Г. Сурдин
|месца          = М.
|выдавецтва   = Физматлит
|год            = 2008
|старонак        = 400
|isbn=978-5-9221-0989-5
}}

== Спасылкі ==

* [http://www.allplanets.ru/solar_sistem/neptune/neptune_v.htm «Вояджер-2» исследует Нептун]
* ''Г. Бурба.'' [http://www.vokrugsveta.ru/publishing/vs/archives/?item_id=1014 Сердце морского гиганта] {{Архівавана|url=https://web.archive.org/web/20071021110510/http://www.vokrugsveta.ru/publishing/vs/archives/?item_id=1014 |date=21 кастрычніка 2007 }} // Научно-популярная статья в журнале «Вокруг света»
* [http://news.cosmoport.com/2007/09/20/1.htm Южный полюс Нептуна оказался тёплым] ([http://www.space.com/4360-source-neptune-hot-spots.html статья на Space.com] {{ref-en}})
* ''А. Левин.'' [http://elementy.ru/lib/430835 Охота на планету: Нептун.] // [[Популярная механика]], № 5, 2009.
* [http://galaxy.gcmsite.ru/pg.php?pg=pln&p=011 Нептун на galaxy.gcmsite.ru] {{Архівавана|url=https://web.archive.org/web/20070627091822/http://galaxy.gcmsite.ru/pg.php?pg=pln&p=011 |date=27 чэрвеня 2007 }}
* [http://www.astrolab.ru/cgi-bin/manager.cgi?id=8 Нептун на astrolab.ru]
* [http://edu.nstu.ru/frc/konkurs/solar_system/neptun.htm Нептун на edu.nstu.ru] {{Архівавана|url=https://web.archive.org/web/20131018104609/http://edu.nstu.ru/frc/konkurs/solar_system/neptun.htm |date=18 кастрычніка 2013 }}
* [http://galspace.spb.ru/index54-nep.html Нептун на galspace.spb.ru]
* {{apod|100808|Two Hours Before Neptune|8 августа 2010|2014-02-16}}

{{Нарматыўны кантроль}}
{{Нептун}}
{{Сонечная сістэма}}

{{Выдатны артыкул|Астраномія}}

[[Катэгорыя:Планеты Сонечнай сістэмы]]
[[Катэгорыя:Вікіпедыя:Істотныя артыкулы]]
[[Катэгорыя:Нептун (планета)| ]]