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海王星

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海王星 ♆
航行者2號於1989年拍攝的海王星（顏色經過校準）
發現
發現者法國 於爾班·勒威耶（法國）
普魯士王國 約翰·戈特弗里德·伽勒（德國）
英國 約翰·柯西·亞當斯（英國，有爭議）
發現日期1846年9月23日[1]
普魯士王國 普魯士王國柏林天文台
編號
形容詞Neptunian
軌道參數[3][註 1]
曆元 J2000
遠日點4,553,946,490 km
30.44125206 AU
近日點4,452,940,833 km
29.76607095 AU
半長軸4,503,443,661 km
30.10366151 AU
離心率0.011214269
軌道週期60,327.624 日
165.17156 年
會合週期367.49 day[2]
平均軌道速度5.43 km/s[2]
平近點角267.767281°
軌道傾角1.767975°
6.43° to Sun's equator
升交點黃經131.794310°
近日點參數265.646853°
已知衛星16
物理特徵
赤道半徑24,764±15 km[4][5]
地球的3.883倍
極半徑24,341±30 km[4][5]
地球的3.829倍
表面積7.6408×109 km²[5][6]
地球的14.94倍
體積6.254×1013 km³[2][5]
地球的57.74倍
質量1.0243×1026 kg[2]
地球的17.147倍
平均密度1.638 g/cm³[2][5]
表面重力11.15 m/s²[2][5]
1.14 g)
23.5 km/s[2][5]
恆星週期0.6 day[2]
15 h 57 min 59 s
赤道自轉速度2.68 km/s
9,660 km/h
轉軸傾角28.32°[2]
北極赤經17 h 19 min 59 s
299.333°[4]
北極赤緯42.950°[4]
反照率0.290 (bond)
0.41 (geom.)[2]
表面溫度 最低 平均 最高
1 bar level 72 K[2](−201 ℃)
0.1 bar 55 K[2]
視星等8.0 to 7.78 [2]
角直徑2.2" — 2.4" [2]
大氣特徵[2]
大氣標高19.7±0.6 km
成分
80±3.2% 氫分子（H2）
9±3.2% 氦
1.5±0.5% 甲烷
~0.019% 重氫（HD）
~0.00015% 乙烷

冰：

關於與「海王星」標題相近或相同的條目頁，請見「海王星 (消歧義)」。

海王星（英語：Neptune），太陽系八大行星之一，也是太陽系中距離太陽最遠的行星。它是太陽系中體積第四大、質量第三大的行星，其質量約為地球質量的17.1倍，體積約為地球的57.7倍。海王星以羅馬神話中的海神尼普頓（Neptunus）命名，其天文學的符號Astronomical symbol for Neptune.（♆，Unicode編碼U+2646）是希臘神話的海神波塞頓使用的三叉戟。

海王星於17世紀時已有觀測記錄，在1846年9月正式被柏林天文台發現[1]，是唯一一顆通過數學計算預測而非實際觀測發現的行星。天文學家利用天王星軌道的攝動現象推測出了海王星的存在與可能的位置，最終被證實，因而其被稱為「筆尖上算出的行星」。

作爲一個冰巨行星，海王星的大氣層主要由氫和氦組成，還有微量的甲烷，使行星呈現淡藍色[7][8]。因為天王星大氣中存在濃霧，所以海王星的藍色比含有同樣質量甲烷的天王星更為鮮豔。海王星上有太陽系最強烈的風，測量到的風速高達每小時2,100公里。[9]迄今為止，僅有美國的航行者2號飛船曾在1989年8月拜訪過海王星[10][11]，並對其南半球的大暗斑和木星的大紅斑做了比較。海王星距離太陽比較遠，是太陽系中最冷的星球之一，溫度約為-218℃（55K）。[12][13]海王星的內核溫度約為7,000℃，與太陽表面溫度相當，這也和大多數已知的行星相似。

2003年，美國太空總署提出有如卡西尼-惠更斯號科學水準的海王星軌道探測計劃（英語：Neptune Orbiter），但不使用熱滋生反應提供電力的推進裝置；這項計劃由噴射推進實驗室和加州理工學院一起完成。[14]2022年7月，美國的占士·韋伯望遠鏡再次對海王星進行了拍攝，30多年來首次清晰地拍攝到海王星的行星環[15]。

歷史

觀測與發現

海王星的發現經歷了長期的探索過程。早在17世紀，意大利科學家伽利略就曾試圖觀測並描繪海王星。1612至1613年間，伽利略曾做過兩次觀測，但因為海王星在他觀測時靠近木星（在合的位置），令伽利略將海王星誤認為一顆恆星[16]，這使得他未被視為海王星的發現者。在伽利略第一次觀測時，海王星在留轉向逆行的位置，運動過於微小，以至於伽利略的小型望遠鏡察覺不出位置的改變[17]。但在2009年，澳洲墨爾本大學的物理學家大衛·傑美生宣稱有新的證據表明伽利略至少知道他看見的星星相對於背景的恆星有微量的相對運動[18]。

伽利略·伽利萊
於爾班·勒威耶是以自己的計算發現海王星的人
約翰·戈特弗里德·伽勒
約翰·柯西·亞當斯

兩個世紀後的1821年，法國天文學家亞歷斯·布瓦出版了天王星的軌道表，[19]但隨後的觀測顯示出天王星的軌道與表中的位置偏差越來越大，布瓦因此假設有影響天王星運動的攝動體存在[20]。1843年，英國天文學家及數學家約翰·柯西·亞當斯計算出了這顆可能影響天王星運動的第八顆行星軌道，並將計算結果送交了英國的皇家天文學家喬治·比德爾·艾里。艾里收到稿件後，曾詢問了亞當斯一些在計算上的問題，但亞當斯未曾回覆，該發現因而被擱置。

加勒用來發現海王星的 9 吋折射鏡

1846年，法國工藝學院的天文學教師於爾班·勒威耶依靠自身獨立完成了海王星位置的推算。同年，英國的天文學家約翰·赫歇耳也開始擁護以數學的方法去搜尋行星，並說服本國另一位天文學家占士·查理士（英語：James Challis）着手進行此事[20][21]，但這次的行動又遭遇了延宕和忽視。在多次耽擱之後，查理士於1846年7月勉強開始了搜尋的工作，但最終未能發現海王星。在幾乎同一時間，勒威耶也說服德國（時為普魯士王國）柏林天文台（英語：Berlin Observatory）的天文學家約翰·戈特弗里德·伽勒搜尋該行星。當時仍是柏林天文台學生的海因里希·路易·達雷表示他正好完成了勒威耶預測天區的最新星圖，可做為尋找新行星時與恆星比對的參考圖。最終，在1846年9月23日晚間，海王星被柏林天文台觀測發現，其與勒威耶預測的位置相距不到1°[22][23]，但與亞當斯預測的位置相差12°。事後，英國的查理士發現他在8月時已兩度觀測到海王星，但因為對這件工作抱持漫不經心的態度而未曾進一步的核對[20][24][25]，致使其失去了發現的先機。

由於民族優越感和民族主義，這項發現在英法兩國引起爭議，國際間的輿論最終迫使勒威耶接受亞當斯也是共同的發現者。然而，在1998年，史學家才得以重新檢視天文學家艾根遺產中的海王星文件（來自格林威治天文臺的歷史文件，可能被艾根竊取近三十年，在他逝世之後才得重見天日）[26]。在檢視過這些文件之後，有些史學家認為亞當斯不應該得到與勒威耶相同的殊榮。[27]

命名

發現之後不久，海王星被稱為「天王星外的行星」或「勒威耶的行星」。約翰·戈特弗里德·伽勒是第一位建議將海王星取名的人，他建議將這顆行星稱為「雅努斯」（羅馬神話中看守門戶的雙面神）。在英國，查理士提議將之命名為「歐開諾斯」[28]；在法國，阿拉戈建議將海王星稱為「勒威耶」，但在法國之外對此名字的抗議聲浪強烈[29]。法國天文年曆當時以「赫歇耳」稱呼天王星，並以「勒威耶」稱呼這顆新發現的行星[30]。同時，在分開和獨立的場合，亞當斯建議修改天王星的名稱為「喬治」，而勒威耶經由經度委員會建議以「Neptune」作為新行星的名字。瓦西里·雅可夫列維奇·斯特魯維或其子奧托·威廉·馮·斯特魯維在1846年12月29日於聖彼得堡科學院挺身而出支持勒威耶建議的名稱。[31]很快，海王星成為國際上公認的新名稱。在羅馬神話中的「Neptune」等同於希臘神話的「Poseidon」，都是海神，因此中文翻譯為海王星。新發現的行星遵循了行星以羅馬神話中的眾神為名的原則[32]，而除了天王星之外，都在遠古時代就被命名[33]。

在中文、韓文、日文和越南文中，該行星名稱的漢字寫法均為「海王星」[34][35]。在印度，這顆行星的名稱是Varuna（即伐樓拿），是印度神話中的海神，與希臘-羅馬神話中的Poseidon/Neptune意義相同。

物理性質

質量和結構

海王星和地球大小比較
海王星內部結構

海王星的質量為1.0243×1026公斤[2]（地球的17倍，木星的1/18.6），是介於地球和氣態巨行星之間的中等行星。由於它的質量小於典型的氣態巨行星，而且密度、組成成份、內部結構也和它們有顯著差別，因此海王星和天王星經常被歸為類木行星的子類：冰巨行星。在尋找太陽系外行星的領域，海王星被用作一個通用的代號，指所發現的類似海王星質量的系外行星[36]，就如同系外「木星」的用法。

海王星內部結構和天王星相似，行星核心是一個由大概1.2倍地球質量的鐵、鎳和矽酸鹽構成的混合體，中心壓力為7百萬巴（7千億帕），大概為地球中心壓力的兩倍。海王星地幔的質量相當於10到15個地球質量，富含水、氨、甲烷和其它成份[1]，是在極端高氣壓和極端高熱的環境下形成的超臨界流體，這種高導電性的流體被叫作水－氨海洋[37]。

海王星內核的壓力是地球表面氣壓的數百萬倍，質量分佈不如天王星集中。

大氣層

占士韋伯望遠鏡下的海王星

大氣層佔海王星的質量大約10％到20％，甲烷、氨和水的含量隨高度降低而上升[12]，而其溫度、密度和氣壓也隨之而不斷上升，逐漸過渡成為極為熾熱和稠密的地幔海洋。

在高海拔處，海王星的大氣層由80%的氫和19%的氦組成[12]，也存在微量甲烷。海王星大氣層的主要吸收波長為600納米以上（紅色至紅外線的光譜位置），使海王星呈現與天王星一樣的淡藍色色調[38]。因為天王星大氣含有更多的濃霧，所以海王星的淡藍色比天王星柔和的青色更藍[39]。

海王星的大氣層可以細分為兩個主要的區域：低層的對流層，該處的溫度隨高度降低；平流層，該處的溫度隨着高度增加，兩層邊界的對流層頂氣壓為0.1巴（10千帕）[40]。平流層在氣壓低於10−5至10−4巴（1-10帕）處成為熱成層[40]，並逐漸過渡為散逸層。 模型表明，海王星對流層的雲帶成分取決於不同海拔高度的氣壓[41]。高海拔的雲出現之處的氣壓低於1巴，該處的溫度使甲烷可以凝結形成甲烷雲。當壓力在1巴至5巴（100至500千帕）時，大氣中可能會形成由氨和硫化氫組成的雲。壓力在5巴以上時，雲可能會由氨、硫化銨、硫化氫和水組成。更深處的水冰雲可以在壓力大約為50巴（5百萬帕）處被發現，該處的溫度達到0℃。在海拔更低處，可能會發現由氨和硫化氫組成的雲[42]。

結合顏色和近紅外線的海王星影像，顯示在它大氣層中的甲烷帶和它的4顆衛星：普羅狄斯、拉瑞莎、加勒蒂亞和迪斯比納
海王星高層的雲帶在較低層雲頂形成陰影

海王星的高層雲會在不透明的低層雲的頂部形成陰影，高層的雲也會沿着相同的緯度環繞行星。這些雲環帶的寬度大約在50公里至150公里[43]，並且在低層雲頂之上50公里至110公里。這些雲只在對流層出現，因為平流層和熱成層沒有天氣活動。2023年8月，海王星的雲層可能因太陽耀斑而消失[41]。哈勃太空望遠鏡和地面望遠鏡通過三十年的觀測表明，海王星的雲活動與太陽週期有關，而非行星自己的季節性變化。[44][45]

海王星的可見光光譜表明，由於甲烷被紫外線光解後的產物（乙烷和乙炔）凝結[12][40]，使得平流層低層出現霧氣。平流層也含有微量的一氧化硫和氰化氫[40][46]。海王星的平流層因為碳氫化合物（烴）的濃度較高，因此會比天王星的平流層溫度高[40]。

天王星的熱成層有着大約750K的異常高溫，其原因至今未明[47][48]。因為這顆行星距離太陽太遙遠，高溫不可能是從太陽來的紫外線輻射產生。一個可能的假設是行星的磁場與離子產生交互作用；另一個假設是來自行星內部的重力波在大氣層中消耗而產生熱量。熱成層包含微量二氧化碳和水，其來源可能來自外部，例如隕石和宇宙塵埃[42][46]。

磁層

海王星有着與天王星類似的磁層，它的磁場相對自轉軸有着達47°的傾斜，並且磁場中心偏離行星中心至少0.55半徑（偏離質心13,500 公里）。在航行者2號抵達海王星之前，天王星的磁層傾斜被假設為側向自轉的結果，但通過比較這兩顆行星的磁場，科學家現在認為這種極端的指向可能是行星內部之水－氨海洋的特徵。海王星地幔中的導電流體（可能是氨、甲烷和水的混合體）[42]可能分層出穩定殼層及不穩定的熱對流殼層，較薄的對流殼層之發電機效應產生的磁層特徵與地球磁場不同，才造成磁極偏移的結果[49]。由於內部巨大的壓力，這些導電體有可能是金屬氫[50][51]，甚至可能有金屬銨[52][53][54]等簡並態物質。

海王星於磁赤道表面的磁場強度大約是14 微特斯拉（0.14 G）[55]，對應的磁偶極矩大約為2.2 × 1017 T·m3（14 μT·RN3，此處RN是海王星的半徑）。海王星的磁場具有複雜的幾何結構，比如磁場強度可能超過磁偶極矩的強大四極矩。相較之下，地球、木星和土星的磁場四極矩相對磁場偶極矩都非常小（0.14、0.24和0.076倍），並且相對於自轉軸的傾角也都不大。海王星巨大的四極矩可能是磁場中心偏離行星中心和發電機效應受磁場偏移的幾何學限制的結果[56][57]。

航行者2號在極紫外線和無線電頻率下的測量表明，海王星擁有微弱，複雜和獨特的極光，但因觀測時間所限，並未以紅外線探測。天文學家隨後使用哈勃太空望遠鏡，並沒有看到極光，與天王星清晰的極光形成鮮明對比[58][59]。

海王星的磁層抵擋太陽風產生的弓形震波出現在距離行星半徑34.9倍之處。海王星的磁層頂位於海王星半徑的23-26.5倍之處，磁尾至少延伸至海王星半徑的72倍，並且還會伸展至更遠[56]。

顏色

海王星的大氣層在光譜中呈淡藍色，僅比天王星大氣層的藍色飽和度稍高。這兩顆行星的早期偽色圖片極大地誇大了海王星的顏色，使其在天王星的灰藍色面前顯得更加深藍。這兩顆行星也是用不同的攝像系統拍攝的，因此很難直接比較合成的圖像。而且天文攝影設備對光譜的響應與人眼也有一定區別。之後，研究者重新審查了顏色，在2023年年底重新調整，使其標準化。[60][61]

  • 原始的雙色（橙-綠）合成圖像，來自NASA/JPL，由航行者二號拍攝，誇大了海王星的顏色[62]
    原始的雙色（橙-綠）合成圖像，來自NASA/JPL，由航行者二號拍攝，誇大了海王星的顏色[62]
  • 2016年重新校準了顏色（Justin Cowart），保留了一些對比度增強特徵[63]
    2016年重新校準了顏色（Justin Cowart），保留了一些對比度增強特徵[63]
  • 2023年重新校準顏色（Patrick Irwin），接近真實顏色[64]
    2023年重新校準顏色（Patrick Irwin），接近真實顏色[64]

氣候

大暗斑（上面），滑行車（中間白色雲彩）和小暗斑（底部），顏色較為誇張

海王星和天王星的典型氣象活動的水平很不同。1986年，當航行者2號太空船飛經天王星時，該行星視覺上色彩相當均勻，沒有觀察到明顯天氣現象，而在1989年航行者2號飛越期間，海王星則有明顯的天氣現象[65]。海王星的大氣層（英語：Extraterrestrial atmosphere）中有太陽系中最為劇烈的風暴系統，其風速達到大約時速2,100公里的超音速[9]，可能是由於海王星內部熱流的推動。在赤道帶區域，風速則普遍達到大約1,200公里每小時。根據蒲福風級即目前世界氣象組織所建議的分級，地球風速最大為12級風僅約時速118公里。[66]

2007年又發現海王星的南極比其表面平均溫度（大約為−200℃）高出約10℃。這樣高出10℃的溫度足以讓甲烷解凍釋放到南極的平流層[67]，而在其它區域海王星的上層大氣層中甲烷是被凍結着的。這個相對熱點的形成是因為海王星的軌道傾角使得其南極在過去的40年受到太陽光照射，而一海王星年相當於165地球年。隨着海王星慢慢地移近太陽，南極將逐漸變暗，並且換成北極被太陽光照亮，這將使得甲烷釋放區域從南極轉移向北極。[68][69]

風暴

航行者2號所拍攝到的大暗斑（色彩經增強處理）

1989年，美國航空航天局的航行者2號太空船在海王星南半球發現了大暗斑，它是一個長13000公里，寬6000公里的橢圓颶風系統[65]，約為歐亞大陸的大小。這個風暴和木星上的大紅斑類似，是一種反氣旋風暴。然而在1994年11月2日，哈勃太空望遠鏡在海王星南半球沒有看見大斑，反而在北半球發現了類似大暗斑的一場新的風暴[70]。

「滑行車」（Scooter）是位於大暗斑更南面的另一場風暴，是一組白色雲團。1989年，當航行者2號造訪海王星前的那幾個月被發現時，就被命名了這個綽號：因為滑行車比大暗斑移動得更快[71]。後來獲取的圖像顯示雲的移動速度甚至比最初的雲還要快。

小暗斑是一場南部的颶風風暴，在1989年航行者2號訪問期間是海王星第二強的風暴。它最初是完全黑暗的，但在航行者2號的接近過程中，一個明亮的核心逐漸形成，並且出現在大多數最高解像度的圖像上[72]。

2018年，有一個新的主暗斑和較細的暗斑被識別和研究。[73]2023年，人類首次在地球表面觀測海王星暗斑。[74]

海王星的暗斑被認為於對流層中形成，且海拔比白色的雲團低，[75]所以同為風暴的暗斑看起來才會像白色雲團下的暗色孔洞。由於它們可以持續數個月，因此它們被認為是一種渦旋結構。[43]在對流層頂層附近的更亮和持續更久的甲烷雲常常與暗斑伴隨出現[76]。這種伴雲的持續存在表明，一些之前出現過的暗斑可能會繼續以氣旋的形式存在，但不再可用肉眼識別。當黑斑遷移至過於接近赤道的時候，它們可能會由於某些未知機制而消失[77]。

內熱

因為海王星的軌道距離太陽很遠，海王星從太陽得到的熱量很少，所以海王星大氣層頂端溫度只有-218℃（55K），在大氣壓力為1巴時，溫度為72K（−201.15℃），[78]而由大氣層頂端向內溫度穩定上升。和天王星類似，星球內部熱量來源未知，但兩者的差異顯著：作為太陽系最外側的行星，海王星只接收到天王星接收到的陽光的40%，[40]而且輻射出從太陽中接收到的能量的2.61倍[79]，而天王星只有1.1倍[80]。但海王星內部能量卻大到維持了太陽系所有行星中已知的最高速風暴。學者對其內部熱源有幾種解釋，包括行星核心的放射熱源[81]、行星生成時吸積盤塌縮能量的散熱、還有重力波對大氣層的擾動[82][83]，但這些原因卻難以同時解釋天王星缺乏內部熱源，卻能同時保持兩顆行星之間的明顯相似性的原因[84]。

另一個導致海王星有如此猛烈的風暴的可能原因是，當風暴有足夠的能量時，它們會產生湍流，進而減慢風速（正如在木星上那樣）。然而在海王星上，太陽能過於微弱，就算開始颳風也不會產生湍流，從而能保持極高的速度。海王星釋放的能量比它從太陽得到的還多，[85]因而這些風暴也可能有着尚未確定的內在能量來源。

衛星

海王星（上）和海衛一（下）
主條目：海王星的衛星
參見：太陽系天體發現時間列表
海衛一彩色特寫
海王星的衛星海衛八

海王星有16顆已知的天然衛星[86]。其中最大的、也是唯一擁有足夠質量成為球體的海衛一在海王星被發現17天以後就被威廉·拉塞爾發現了。與其他太陽系行星的大型衛星不同，海衛一以逆行軌道運行，說明它是被海王星俘獲的，並很可能曾經是一個凱伯帶天體[87]。它與海王星的距離足夠近，所以它被鎖定在同步軌道上，它將緩慢地經螺旋軌道接近海王星，當它在大約三十六億年後到達洛希極限，它最終將被海王星的引力撕裂[88]。海衛一是太陽系中被測量到的最冷的天體[89]，溫度為−235℃（38K）[90][91]，這是因為海衛一的反照率非常高，使其反射大量陽光。[92][93]

海衛一與月球的對比
名稱 直徑（公里） 質量（公斤） 軌道半徑（公里） 軌道週期（日）
海衛一 2700（月球的80%） 2.15×1022
（月球的30%） 		354,800
（月球的90%） 		5.877
（月球的20%）

海王星第二個已知衛星（依發現順序）是形狀不規則的海衛二，它的軌道是太陽系中離心率最大的衛星軌道之一。從1989年7月到9月，航行者2號發現了六個新的海王星衛星[94]。其中形狀不規則的海衛八以擁有一個達到其極限密度而不會被它自身的引力變成球體的最大體積而聞名[95]。儘管它是質量第二大的海王星衛星，它的質量僅有海衛一質量的0.25%。最靠近海王星的四個衛星，海衛三、海衛四、海衛五和海衛六，軌道在海王星的環之內。第二靠外衛星的海衛七在1981年被觀察到，當時它遮擋了一顆恆星。起初掩星的原因被歸結為行星環上的弧，但據1989年「航行者2號」的觀察，才發現是由衛星造成的。五個在2002年和2003之間發現的形狀不規則衛星在2004年被公開。[96][97]而現在已知體積最小的一顆衛星，S/2004 N 1則於2013年7月宣佈發現，這顆衛星是以結合多張哈勃太空望遠鏡的影像而被發現[98]。由於海王星得名於羅馬神話的海神，它的衛星都以低等的海神命名。[32]

行星環

主條目：海王星環
海王星的圓環，由航行者2號拍攝

這顆藍色行星有着暗淡的天藍色圓環，但與土星比起來相去甚遠[99]。這些環可能由覆有矽酸鹽或含碳物質的冰粒組成，使它們呈現微紅色色調[100]。三個主要環是伽勒環、勒威耶環和拉塞爾環。狹窄的亞當斯環距海王星中心63,000公里外，勒威耶環距中心53,000公里，更寬、更暗的伽勒環距中心42,000公里。勒威耶環外側的暗淡圓環被命名為拉塞爾；再往外是距中心57,000公里的阿拉戈環[101]。

占士·韋伯太空望遠鏡通過紅外線觀測到的海王星環及海王星的衛星

以愛德華·奎南（英語：Edward Guinan）為首的團隊在1968年發現第一個環[102][103]，這些環在1980年代初期曾被認為也許是不完整的[104]，證據出現在1984年的一次恆星掩星期間，當時環在消失時遮掩了一顆行星，但在出現時卻沒有[105]。然而，「航行者2號」的發現表明並非如此，航行者2號在1989年拍攝的圖像發現了幾個微弱的光環並補全不完整的部分，解決了這個問題。

最外層的圓環亞當斯，包含五段顯著的弧，現在名為「Courage」、「Liberté」、「Egalité 1」、「Egalité 2」和「Fraternité」（勇氣、自由、平等一、平等二、博愛）[106]。 弧的存在難以理解，因為運動定律預示弧應在不長的時間內變成平均的圓環。目前天文學家認為環內側的衛星海衛六的引力作用束縛了弧的運動。[107][108]

2005年新發表的在地球上觀察的結果表明，海王星的環比原先以為的更不穩定。凱克天文台在2002年和2003年拍攝的圖像顯示，與"航行者2號"拍攝時相比，海王星環發生了顯著的退化，特別是「自由弧」，也許在一個世紀左右就會消失。[109]

觀測

在1980年至2000年間，主要因為季節的變化，海王星亮了10%[110]。在2024年，海王星的亮度在視星等+7.67和+7.89之間，平均值為7.78，標準差為0.06[111]。而在1980年之前，這顆行星則有8.0的視星等。[111]海王星由於太過暗淡，肉眼不可見，比木星的伽利略衛星、矮行星穀神星和小行星灶神星、智神星、虹神星、婚神星和韶神星都暗。在天文望遠鏡或優質雙筒望遠鏡中觀察海王星的話，海王星會顯現為一個小小的與天王星很相似的藍色圓盤。藍色色調是來自海王星大氣中的甲烷。[112]

海王星離地球較遠，角直徑只有2.2-2.4角秒，是太陽系行星中最小的[2][113]。它的視徑之小給研究造成不少困難，因為從望遠鏡中獲得的數據相當有限，這情況因為哈勃太空望遠鏡、大型地基望遠鏡與自適應光學技術出現才獲得改善[114][115][116]。1997年，使用了自適應光學技術的望遠鏡在夏威夷首次對海王星作出了科學性的觀測。[117]自1990年代中期以來，哈勃太空望遠鏡和其他地面望遠鏡都發現了不少太陽系的星體，包括外行星的衛星，例如在2004至2005年間發現的五顆直徑介於38至61公里的海王星衛星。[118]

由地球上觀測海王星，每367天便可以看到海王星的逆行運動，導致在每次衝期間，海王星都會以相對背景恆星的循環運動。這運動令海王星於2010年4月和7月、2011年10月和11月在天空中接近1846年行星初次被發現時的座標[119]。

在無線電頻段對海王星的觀測表明，海王星是一些連續物質發射和不規則爆發的來源，這些來源都被認為源自海王星的旋轉磁場[42]。而從紅外線區觀測，可以看到海王星的風暴在較冷的背景下顯得明亮，使得這些特徵的大小和形狀易於追蹤[120]。

探測

主條目：海王星探測
1977年8月20日—2000年12月30日航行者2號飛行軌道  航行者2號 ·   地球 ·   木星 ·   土星 ·   天王星 ·   海王星 ·   太陽

1989年8月25日，航行者2號在此時最接近海王星，而航行者2號是直到目前為止唯一造訪過海王星的人類太空船。因為這是航行者2號飛船所要飛近的最後一個主要行星，它以近距離飛越海衛一，而不考慮軌道方向的變動，正如航行者1號飛越土星時採用接近土衛六的軌道以觀察衛星的行動。1989年，PBS用從「航行者2號」傳回地球的圖像作了一個名為Neptune All Night的整晚節目。[121]

航行者2號在1989年8月25日進入距離海王星大氣層4,400公里以內的地方，在這之前近距離飛越了海衛二，並在同一天晚些時侯靠近海衛一[122]。

這次飛越發現了海王星擁有磁場，而磁場也類似天王星的一般傾斜。航行者2號還發現了六顆新衛星，也表明海王星有一個非常活躍的天氣系統，並發現海王星環並不止一個[94][122]。

這次飛越也首次準確測量海王星的質量，結果比以前估計的要少0.5%。這反駁了一個認為第九行星干擾海王星和天王星軌道的假設[123][124]。這次探測也發現了大暗斑。

2018年，中國國家航天局提出神梭計劃[125]，由兩個探測器以不同路徑探索日球層頂，第二個探測器IHP-2預定會在2038年1月在距離海王星雲頂1,000公里上飛掠，並可能在飛掠前釋放大氣撞擊器[126]，之後，它將繼續執行其任務，穿過凱伯帶，前往日球層頂。

軌道與自轉

海王星（紅線）在地球每運行164.79圈時繞太陽（中心）運行一周，淺藍色物體代表天王星

海王星與太陽之間的平均距離為45億公里（30.1天文單位）。海王星的軌道週期（年）大約相當於164.79地球年，並有着±0.1年的變動[2]。2011年7月12日，海王星自發現以來首次完成一個完整軌道[127]，回到1846年被發現時的那個點。[119]由於地球處於其365.25天週期軌道的另一處，以致海王星在這次回歸在天空中的位置和它在1846年被發現時的那個位置不一樣。由於太陽也和太陽系重心有相對運動，在7月11日，海王星也不在1846年被發現時的確切位置，當使用常用的日心座標系，該位置會在7月12日才抵達。[128][129][130][119]

海王星的軌道偏心率為0.008678，使其成為太陽系中僅次金星軌道第二圓的行星[131]。

海王星的自轉週期（日）大約是16.11小時[128]。海王星的自轉軸傾角為28.32°[132]，與地球（23.45°）和火星（25°）相近，所以海王星有與地球相似的季節變化[133]。海王星日與地球日時間長度的不同太少，以致在海王星漫長的一年中，晝夜變化微小。由於海王星是氣體行星，其大氣層會有不同的自轉週期。在赤道附近，自轉週期為18小時，而在極地則只有12小時，這差異在太陽系中是最明顯的[134]，並會導致嚴重的緯度風切[43]。

註釋

  1. ^ 以下軌道參數參考J2000標準曆元時海王星系統的質心，且皆為瞬時吻切軌道值。與行星中心相比，質心不會因衛星的運動而每天經歷明顯的變化。

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外部連結

參見

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