Khác biệt giữa các bản “Sao Hải Vương”

n
không có tóm lược sửa đổi
n
|archiveurl=http://web.archive.org/web/20051111190351/http://www.ucl.ac.uk/sts/nk/neptune/
|archivedate=ngày 11 tháng 11 năm 2005
}}</ref> Sau khi đánh giá lại các ghi chép và bài báo trong lịch sử, họ cho rằng "Adams không xứng đáng khi được công nhận bình đẳng với Le Verrier về tính toán khám phá Sao Hải Vương. Sự công nhận chỉ thuộc về người không những tiên đoán đúng vị trí hành tinh mà còn thành công trong thuyết phục các nhà thiên văn thực hiện quan sát nhằm tìm kiếm nó." (Adams không hề thuyết phục nhà thiên văn nào tìm kiếm mà là do Airy khuyến nghị, xem ở trên).<ref>
{{chú thích tạp chí
|author= William Sheehan, Nicholas Kollerstrom, Craig B. Waff
|journal=Geophysical Research Abstracts
|volume=8|pages=05179|year=2006|format=pdf
|url=http://www.cosis.net/abstracts/EGU06/05179/EGU06-J-05179-1.pdf}}</ref> Lớp phủ cũng có thể chứa một tầng nước ion nơi các phân tử nước bị phân ly thành các [[ion]] hiđrô và ôxy. Ở những tầng sâu hơn, có thể hình thành trạng thái "nước siêu ion" (superionic water). Các ion ôxy bị tinh thể hóa trong khi các ion hiđrô di chuyển tự do trong mạng tinh thể ôxy.<ref>{{chú thích web|url=http://www.newscientist.com/article/mg20727764.500-weird-water-lurking-inside-giant-planets.html|title= Weird water lurking inside giant planets|publisher= New Scientist|date=ngày 1 tháng 9 năm 2010|accessdate=ngày 15 tháng 4 năm 2012}}</ref> Tại độ sâu 7.000&nbsp;km có thể hình thành các điều kiện làm cho mêtan biến thành [[tinh thể]] kim cướngcương và rơi như mưa đá xuống vùng lõi hành tinh.<ref>{{chú thích tạp chí
|last=Kerr |first=Richard A.
|title=Neptune May Crush Methane Into Diamonds
|doi=10.1126/science.286.5437.25a
|pmid=10532884
}}</ref> Phòng thí nghiệm quốc gia Lawrence Livermore đã tiến hành các thí nghiệm với áp suất cực cao cho thấy nền của lớp phủ có thể bao gồm một đại dương kim cương lỏng (liquid diamond) với các hạt '"diamond-bergs'" trôi nổi.
 
Lõi của Sao Hải Vương có thành phần bao gồm [[sắt]], [[nikel]] và [[silicat]], và có khối lượng theo mô hình hóa bằng 1,2 lần khối lượng Trái Đất.<ref name=pass43>{{chú thích tạp chí
|journal=Planetary and Space Science
|year=1995|volume=43|issue=12|pages=1517–1522
|doi=10.1016/0032-0633(95)00061-5|bibcode=1995P&SS...43.1517P}}</ref> Áp suất tại trung tâm lõi cao tới 7 [[bar (đơn vị)|Mbar]] (700 GPa), gấp hai lần áp suất tại tâm củaTráicủa Trái Đất, và nhiệt độ đạt 5.400 K.<ref name=hubbard/><ref name="nettelmann">{{chú thích web
|last=Nettelmann|first=N.
|coauthors=French, M.; Holst, B.; Redmer, R.|url=http://web.archive.org/web/20110718120920/https://www.gsi.de/informationen/wti/library/plasma2006/PAPERS/TT-11.pdf
[[Tập tin:Neptune clouds.jpg|nhỏ|Những dải mây ở trên cao phủ bóng xuống tầng mây thấp hơn của Sao Hải Vương. ''Ảnh của Voyager 2'']]
 
Các mô hình khí quyển cho rằng tầng đối lưu của Sao Hải Vương có những dải mây với nhiều thành phần thay đổi phụ thuộc vào cao độ của chúng. Những đám mây cao nhất hình thành ở áp suất dưới 1 bar, nơi nhiệt độ phù hợp cho khí mêtan ngưng tụ. Những vùng có mức áp suất từ 1 đến 5 bar (100 - 500 kPa) có thể hình thành các đám mây amoniac và [[hiđrô sunfua|hiđrô sunfit]]. Với áp suất trên 5 bar, các đám mây có thể chứa amoniac, [[amoniumamoni sulfidesunfua]], hiđrô sunfit và nước. Các đám mây băngbằng nước hình thành ở độ sâu với mức áp suất 50 bar (5 MPa), nhiệt độ đạt 0&nbsp;°C. Bên dưới mức này, cũng có thể có đám mây amoniac và and hiđrô sunfit.<ref name=elkins-tanton/>
 
Tàu ''Voyager 2'' đã chụp được ảnh các đám mây ở trên cao khí quyển Sao Hải Vương phủ bóng lên tầng mây mờ bên dưới. Có những dải mây ở độ cao lớn bao xung quanh hành tại một vĩ độ nhất định. Chúng có bề rộng khoảng 50–150&nbsp;km và cách các tầng mây thấp mờ khoảng 50–110&nbsp;km.<ref name=apj125/>
 
===Từ quyển===
[[Từ quyển]] của Sao Hải Vương giống với Sao Thiên Vương. [[Từ trường]] của nó nghiêng một góc lớn 47° so với trục tự quay và lệch ra khỏi tâm hành tinh 13.500&nbsp;km (khoảng 0,55 lần bán kính). Trước khi ''Voyager 2''' bay qua Sao Hải Vương, người ta cho rằng trục từ quyển của Sao Thiên Vương bị nghiêng lớn là do trục tự quay của hành tinh nghiêng với góc lớn. Nhưng khi so sánh từ trường của hai hành tinh với nhau, các nhà khoa học nhận ra rằng hướng của trục từ trường được đặc trưng bởi các dòng chất lỏng bên trong các hành tinh. Từ trường có thể được sinh ra bởi sự [[đối lưu]] của các chất lỏng [[dẫn điện]] bên trong một lớp vỏ mỏng hình cầu (chất lỏng này có lẽ chứa amoniac, mêtan và nước)<ref name=elkins-tanton>Elkins-Tanton (2006):79–83.</ref> tương tự như hoạt động của các [[dynamo]] phát điện.<ref>{{chú thích tạp chí
|last=Stanley|first=Sabine|coauthors=Bloxham, Jeremy
|title=Convective-region geometry as the cause of Uranus' and Neptune's unusual magnetic fields
|title=The Centers of Planets|journal=American Scientist
|year=2003|volume=91|issue=6|pages=516
|doi=10.1511/2003.6.516}}</ref>, và quá trình [[đối lưu]] trong tầng thấp khí quyển làm cho sóng trọng lực phá vỡ tầng đối lưu.<ref>{{chú thích tạp chí
|last=McHugh|first=J. P.|year=1999
|volume=31
[[Tập tin:Lhborbits.png|nhỏ|400px|Mô phỏng máy tính cho thấy những hành tinh bên ngoài và vành đai Kuiper: a) trước khi Sao Mộc và Sao Thổ đạt cộng hưởng quỹ đạo 2:1; b) các vật thể trong vành đai Kuiper thu hẹp quỹ đạo dần về phía Mặt Trời trong khi Sao Thiên Vương và Sao Hải Vương dịch chuyển quỹ đạo ra bên ngoài; c) sau một thời gian dài Sao Mộc làm lệch hoặc đẩy các vật thể trong vành đai Kuiper ra xa.]]
 
Sự hình thành các hành tinh băng đá khổng lồ, Sao Thiên Vương và Sao Hải Vương, mà các nhà khoa học rất khó có thể mô hình hóa một cách chính xác. Những mô hình hiện tại chỉ ra mật độ vật chất ở vùng bên ngoài Hệ Mặt Trời là quá thấp để hình thành lên những vật thể lớn từ phương pháp truyền thống chấp nhận bởi đa số đó là lõi bồi tụ, và người ta đã đưa ra nhiều giả thuyết nhằm giải thích sự hình thành của các hành tinh băng đá. Một giả thuyết đó là các hành tinh này không tạo ra từ sự bồi tụ lõi mà từ quá trình bất ổn định bên trong [[đĩa tiền hành tinh]] nguyên thủy, và sau đó bầu khí quyển của chúng bị bức xạ mạnh của những ngôi [[sao OB]] thổi bay đi (khi Hệ Mặt Trời hình thành, nó ở trong một đám mây phân tử mà xung quanh có rất nhiều ngôi sao mới đã và đang hình thành, theo thời gian Mặt Trời quay quanh [[Ngân Hà]] và dần rời xa đám mây nguyên thủy này.).<ref>
{{chú thích tạp chí
|title=Formation of gas and ice giant planets
|doi=10.1038/nature04792
|publisher=Nature Publishing Group
|pmid=16688170|bibcode=2006Natur.441..192A}}</ref> Quỹ đạo Triton rất gần với Sao Hải Vương khiến nó bị [[khóa thủy triều|khóa quay đồng bộ]] (tự quay quanh trục), và đang rơi xoắn ốc chậm dần về phía hành tinh do gia tốc thủy triều. Cuối cùng vệ tinh này sẽ bị vỡ nát trong khoảng 3,6 tỷ năm nữa, khi quỹ đạo của nó đến [[giới hạn Roche]], nơi [[lực thủy triều]] của hành tinh xé nát Triton ra.<ref>{{chú thích tạp chí
|first= Christopher F.|last=Chyba
|coauthors=Jankowski, D. G.; Nicholson, P. D.