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{{工事中}}
{{天体 基本
{{天体 基本
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| 幅 = 340px
| 色 = 天王星型惑星
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| 和名 = 海王星[[ファイル:Neptune symbol.svg|25px]]
| 和名 = 海王星[[ファイル:Neptune symbol.svg|25px]]
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| 英名 = Neptune
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| 画像説明 = [[ボイジャー2号]]が撮影した[[大暗斑]]とそれに類似した明るい模様を映した海王星の画像。西側の周縁には「スクーター」と呼ばれる移動速度が速い明るい模様と小さな暗点が見られる。
| 画像説明 = [[ボイジャー2号]]による撮影<br />（[[1989年]][[8月16日]]から17日）
| 視等級 = 7.67 - 8.00{{R|Mallama2018}}
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{{天体 発見
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| 色 = 天王星型惑星
| 色 = 天王星型惑星
| 発見年 = [[1846年]][[9月23日]]<ref>{{cite web|first=Calvin J.|last = Hamilton|date=2001-08-04|url=http://www.solarviews.com/eng/neptune.htm|title=Neptune|publisher=Views of the Solar System|accessdate=2016-02-07}}</ref>
| 発見年 = [[1846年]][[9月23日]]{{R|Hamilton}}
| 発見者 = [[ユルバン・ルヴェリエ]]<br />[[ジョン・クーチ・アダムズ|ジョン・アダムズ]]<br />[[ヨハン・ゴットフリート・ガレ|ヨハン・ガレ]]
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| 発見方法 = 望遠鏡による観測
| 発見方法 = 望遠鏡による観測
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{{天体 軌道
{{天体 軌道
| 色 = 天王星型惑星
| 色 = 天王星型惑星
| 元期 = [[J2000.0]]
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| 平均距離 = 30.06896348 [[天文単位|au]]<ref name=nasa-data>{{cite web|url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/neptunefact.html|title=Neptune Fact Sheet|work=NASA|accessdate=2016-02-07}}</ref>
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| 平均公転半径 = [[1 E12 m|4,495,060,000 km]]{{R|fact}}
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{{天体 物理
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| 色 = 天王星型惑星
| 半径 = 24,622 ± 19 km{{R|Seidelmann2007}}{{R|group="注"|注釈2}}
| 赤道直径 = [[1 E7 m|49,528 km]]<ref name=profile>{{cite web|url=https://pds.jpl.nasa.gov/planets/special/neptune.htm|title=Neptune: Planet Profile|work=[[ジェット推進研究所|JPL]]|accessdate=2016-02-07}}</ref>
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| 相対対象1 = 地球
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| 平均密度 = 1.638 [[グラム毎立方センチメートル|g/cm<sup>3</sup>]]{{R|fact}}
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| 脱出速度 = 23.5 km/s{{R|fact}}{{R|group="注"|注釈2}}
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| 大気圧 = 深さによって異なる
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| 色 = 天王星型惑星
| 色 = 天王星型惑星
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'''海王星'''（かいおうせい、{{lang-la-short|Neptunus}}、{{lang-en-short|Neptune}}）は、[[太陽系]]の[[太陽]]に近い方から8番目の[[惑星]]である。太陽系惑星の中では最も太陽から遠い位置を[[公転]]している。名称の'''Neptune'''は、[[ローマ神話]]における海神[[ネプトゥーヌス]]にちなむ。
'''海王星'''（かいおうせい、{{Lang-en|Neptune}} {{IPAc-en|ˈ|n|ɛ|p|tj|uː|n}}<ref>{{cite book|first=Elizabeth|last=Walter|title=Cambridge Advanced Learner's Dictionary|work=Cambridge University Press|edition=2nd|isbn=978-0-521-53106-1|date=2003-04-21}}</ref>）は、[[太陽系]]の第8[[惑星]]で、太陽系の惑星の中では最も[[太陽]]から遠い位置を[[公転]]している。太陽系の惑星の中では、直径は4番目、質量は3番目に大きく、最も[[密度]]が高い[[巨大ガス惑星|ガス惑星]]である。地球の17倍の質量を持ち、これは組成が類似し直径がやや大きい[[天王星]]の質量（地球の15倍）よりもわずかに大きい{{R|group="注"|注釈3}}。164.8[[年]]かけて太陽を公転しており、太陽からは平均30.1 [[天文単位|au]]（45億 km）離れている。名称は、[[ローマ神話]]における海神[[ネプトゥーヌス]]（Neptūnus）に因んで命名され、[[惑星記号]]♆はネプトゥーヌスが持つ[[三叉槍]]（トライデント）を様式化したものである。

肉眼で観望することは出来ず、太陽系において唯一、[[実証研究|経験的観測]]ではなく数学的予測によって発見された惑星である。[[フランス]]の天文学者[[アレクシス・ブヴァール]]は、天王星の軌道の予期せぬ変化から、天王星の軌道が未知の惑星による[[重力]]的[[摂動 (天文学)|摂動]]によって生じているという推論を導いた。その後、[[ユルバン・ルヴェリエ]]によって予測された範囲内の位置で[[1846年]][[9月23日]]に[[ヨハン・ゴットフリート・ガレ]]が[[望遠鏡]]を用いて海王星を発見した{{R|Hamilton}}。最大の[[衛星]]である[[トリトン (衛星)|トリトン]]はその後間もなく発見されたが、地球からの距離が遠く、地上の望遠鏡での観測で非常に小さな天体を発見するのは困難なため、現在知られているその他の13個の衛星は20世紀になるまで発見されなかった。[[1989年]][[8月25日]]に[[ボイジャー2号]]が海王星を訪れ[[フライバイ]]を行った<ref>{{cite news|last=Chang|first=Kenneth|title=Dark Spots in Our Knowledge of Neptune|url=https://www.nytimes.com/2014/08/19/science/dark-spots-in-our-knowledge-of-neptune.html|work=[[ニューヨーク・タイムズ|New York Times]]|date=2014-10-18|accessdate=2019-03-01}}</ref>。[[ハッブル宇宙望遠鏡]]や[[補償光学]]機能を備えた大型の地上望遠鏡の登場によって、近年は遠方からの更なる観測が可能になっている。

[[水]]や[[メタン]]、[[アンモニア]]などの「[[氷]]」の割合は大きいものの、[[木星]]や[[土星]]と同様に海王星の大気は主に[[水素]]や[[ヘリウム]]、そして微量の[[炭化水素]]と[[窒素]]で構成されている。しかし、天王星と同様にその内部は氷と[[岩石]]で構成されている<ref>{{cite journal|last1=Podolak|first1=M.|last2=Weizman|first2=A.|last3=Marley|first3=M.|title=Comparative models of Uranus and Neptune|year=1995|journal=Planetary and Space Science|volume=43|issue=12|pages=1517–1522|doi=10.1016/0032-0633(95)00061-5|bibcode=1995P&SS...43.1517P}}</ref>。そのため通常は、天王星と海王星は木星、土星との違いを強調して[[天王星型惑星]]（巨大氷惑星）とみなされる{{R|Lunine1993}}。海王星の青い外観は、最も外側の領域に存在している微量のメタンによって作り出されているとされている{{R|bluecolour}}。

質素な天王星の大気とは対照的に、海王星の大気は活発で、明確な変化が見られる気候を持つ。例えば、1989年にボイジャー2号がフライバイを行った時点では、南半球に木星の[[大赤斑]]に類似した[[大暗斑]]と呼ばれる模様が存在していた。これらの気象パターンは、太陽系のどの惑星よりも強い持続的な風によって引き起こされ、記録されているその風速は2,100 km/h（580 m/s）にもなる{{R|Suomi1991}}。太陽からの距離が遠いため、海王星の外側の大気は太陽系で最も温度の低い場所の一つで、雲頂での温度は55 [[ケルビン|K]]（-218 [[摂氏|℃]]）に近いが、中心の温度は約5,400 K（約5,100 ℃）になっている{{R|Hubbard1997|nettelmann}}。海王星は微かで断片的な[[環 (天体)|環]]を持っている。この環は[[1984年]]に発見され、後にボイジャー2号の観測でも確認された{{R|ring1}}。

== 歴史 ==
=== 発見 ===
{{Main|海王星の発見}}
[[File:Galileo.arp.300pix.jpg|thumb|left|upright|ガリレオ・ガリレイ]]
望遠鏡を通じて記録されたこれまでで最も初期の観測記録の一部である、1612年12月28日と1613年1月27日に[[ガリレオ・ガリレイ]]が描いた図面には、海王星が位置していた地点が記されていた。しかし、どちらの場合もガリレオは海王星を、[[合 (天文)|合]]を起こしている木星の近くにある[[恒星]]と誤って認識していたとされている<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=978-0-8050-7133-7}}</ref>。したがって、ガリレオは海王星を発見したとはみなされていない。彼が最初に観測を行った1612年12月は、海王星は[[順行・逆行|逆行]]し始めたばかりで、天球上ではほぼ静止しているように見えていた。この見かけ上の逆行は地球が軌道上において外側にある惑星を通り過ぎた際に発生するが、海王星はその時、逆行し始めたばかりだったので、その海王星の動きはガリレオの小型望遠鏡で検出するにはあまりにも小さすぎた。しかし2009年7月に、[[メルボルン大学]]の物理学者David Jamiesonは、少なくともガリレオが観測した「星」が背景の恒星に対して相対的に動いているのを知っていたことを示唆する新たな証拠を発表した<ref>{{cite web|title=Galileo discovered Neptune, new theory claims|first=Robert Roy|last=Britt|year=2009|publisher=MSNBC News|accessdate=2019-03-01|url=http://www.msnbc.msn.com/id/31835303/|archiveurl=https://web.archive.org/web/20101002151604/http://www.msnbc.msn.com/id/31835303/|deadurl=yes|archivedate=2010-10-02}}</ref>。

1821年、[[アレクシス・ブヴァール]]は海王星の一つ内側を公転している天王星の天文表を発表した<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>。その後行われた観測で、天王星の位置が表と実質的に異なっていることが明らかになり、ブヴァールは未知の天体の重力作用によって天王星の軌道が乱されているという仮説を導いた{{R|Airy1846}}。1843年、[[イギリス]]の数学者[[ジョン・クーチ・アダムズ]]は彼が所持していたデータを使って天王星の軌道の研究を始めた。[[ケンブリッジ天文台]]の所長[[ジェームズ・チャリス]]を介して、彼は1844年2月にそのデータを受け取った[[ジョージ・ビドル・エアリー]]からの追加データを要求した。アダムズは1845年から1846年にかけて作業を続け、新しい惑星に関するいくつかの異なる推定を立てた<ref>{{cite web|first=John J.|last=O'Connor|author2=Robertson, Edmund F.|url=http://www-groups.dcs.st-and.ac.uk/~history/Extras/Adams_Neptune.html|title=John Couch Adams' account of the discovery of Neptune|work=University of St Andrews|year=2006|accessdate=2019-03-01}}</ref><ref>{{cite journal|first=J. C.|last=Adams|title=Explanation of the observed irregularities in the motion of Uranus, on the hypothesis of disturbance by a more distant planet|year=1846|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=7|issue=9|pages=149–152|doi=10.1093/mnras/7.9.149|bibcode=1846MNRAS...7..149A}}</ref>。

[[File:Urbain Le Verrier.jpg|thumb|upright|left|ユルバン・ルヴェリエ]]

1845年から1846年にかけて、アダムズとは無関係に、フランスの数学者[[ユルバン・ルヴェリエ]]は自身の計算方法を開発したが、彼の同胞にその熱意は伝わらなかった。<!-- 訳が曖昧過ぎて怪しい -->1846年6月に、ルヴェリエが最初に発表した惑星の経度の推定値とアダムズの推定値との類似性を見て、エアリーはチャリスに惑星を探索するように説得させ、チャリスは8月から9月にかけて捜索を行った{{R|Airy1846}}<ref>{{cite journal|first=Rev. J.|last=Challis|title=Account of observations at the Cambridge observatory for detecting the planet exterior to Uranus|year=1846|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=7|issue=9|pages=145–149|doi=10.1093/mnras/7.9.145|bibcode=1846MNRAS...7..145C}}</ref>。

その間、ルヴェリエは手紙で[[ベルリン天文台]]の天文学者[[ヨハン・ゴットフリート・ガレ]]に天文台の[[屈折望遠鏡]]で未知の惑星を捜索するように促した。天文台の学生だった[[ハインリヒ・ダレスト]]はルヴェリエが予測した領域を描いた図面と実際の観測結果とを比較することで、恒星とは異なる、未知の惑星の変位特性を求めれることをガレに示した。ガレが手紙を受け取った1846年9月23日の夜、彼はルヴェリエが予測していた地点から1&deg;以内、アダムズが予測していた地点から約12&deg;の領域内で海王星を発見した。後にチャリスは8月4日と8月12日に自身も海王星を観測していたことが判明したが、当時彼が所持していた[[星図]]が最新のものではなく、また同時に行っていた[[彗星]]の観測に気を取られていたため、海王星を惑星と認識することはできなかった{{R|Airy1846}}<ref>{{cite journal|first=J. G.|last=Galle|title=Account of the discovery of the planet of Le Verrier at Berlin|year=1846|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=7|issue=9|page=153|doi=10.1093/mnras/7.9.15|bibcode=1846MNRAS...7..153G3}}</ref>。

海王星の発見をきっかけに、フランスとイギリスの間で海王星の発見に値するのは誰なのかについて多くの民族主義的な対立が発生したが、結局、海王星はルヴェリエとアダムズの両方が発見したという国際的コンセンサスが定着した。1966年以来、[[アメリカ]]の天文学者Dennis Rawlinsはアダムズの共同発見の主張の信頼性について疑問を投げかけ、1998年に[[グリニッジ王立天文台]]に歴史文書の「Neptune papers」が返却されたことで歴史家による再評価が行われた<ref>{{cite web|first=Nick|last=Kollerstrom|url=http://www.ucl.ac.uk/sts/nk/neptune/index.htm |title=Neptune's Discovery. The British Case for Co-Prediction|publisher=University College London|year=2001|accessdate=2019-03-01|archiveurl=https://web.archive.org/web/20051111190351/http://www.ucl.ac.uk/sts/nk/neptune/|archivedate=2005-11-11}}</ref>。文章を検討した後、彼らは「アダムズは、海王星の発見に関してルヴェリエと同等の信用に値するものはではない。その信用は、惑星の位置を予測することとそれを捜索することを天文学者に納得させることの両方に成功した者にのみ属する。」としている<ref>{{cite journal|author=William Sheehan |author2=Nicholas Kollerstrom |author3=Craig B. Waff|url=http://www.scientificamerican.com/article.cfm?id=the-case-of-the-pilfered|title=The Case of the Pilfered Planet&nbsp;– Did the British steal Neptune?|journal=Scientific American|year=2004|accessdate=2019-03-01}}</ref>。

=== 命名 ===
発見直後、海王星は単に「天王星の外側の惑星」や「ルヴェリエの惑星」と呼ばれていた。最初に提案された名称はガレが提案した「[[ヤーヌス]]（''Janus''）」というものだった。イギリスでは、チャリスが付与した「[[オーケアノス]]（''Oceanus''）」という名称が用いられていた{{sfnp|Moore|2000|p=206}}。

ルヴェリエは彼の発見した惑星に名称を付与する権利を主張し、すぐにこの新たな惑星に''Neptune''という名称を提案したが、{{仮リンク|フランス経度局|en|Bureau des Longitudes}}によって正式に承認されたという誤った内容を述べていた<ref>{{cite book|last=Littmann|first=Mark|year=2004|title=Planets Beyond, Exploring the Outer Solar System|publisher=Courier Dover Publications|isbn=978-0-486-43602-9|page=50}}</ref>。10月、彼は自身の名に因んで新たな惑星を''Le Verrier''と命名することを求め、この提案は当時の天文台長であった[[フランソワ・アラゴ]]からも支持を得ていたが、フランス国外からはこの提案に対して多くの反発が上がった<ref>{{cite book|last=Baum|first=Richard|author2=Sheehan, William|year=2003|title=In Search of Planet Vulcan: The Ghost in Newton's Clockwork Universe|publisher=Basic Books|isbn=978-0-7382-0889-3|pages=109–110}}</ref>。フランスの年鑑はすぐに、天王星が発見された後に発見者の[[ウィリアム・ハーシェル]]に因んで使用されていた''Herschel''という名称を天王星に再導入し、新たな惑星に''Le Verrier''という名称を導入した<ref>{{cite journal|first=Owen|last=Gingerich|title=The Naming of Uranus and Neptune|year=1958|journal=Astronomical Society of the Pacific Leaflets|volume=8|issue=352|pages=9–15|bibcode=1958ASPL....8....9G}}</ref>。

天文学者[[フリードリッヒ・フォン・シュトルーベ]]は、1846年12月29日に[[ロシア科学アカデミー|帝国サンクトペテルブルク科学アカデミー]]にて''Neptune''という名称を支持することを表明した<ref>{{cite journal|last=Hind|first=J. R.|title=Second report of proceedings in the Cambridge Observatory relating to the new Planet (Neptune)|year=1847|journal=Astronomische Nachrichten|volume=25|issue=21|pages=309–314|doi=10.1002/asna.18470252102|bibcode=1847AN.....25..309.}}</ref>。その後すぐに、''Neptune''という名称は国際的に受け入れられるようになっていった。[[ローマ神話]]では、名称の元となった[[ネプトゥーヌス]]（Neptūnus）は[[ギリシア神話]]の[[ポセイドーン]]（Poseidōn）と同一視される海の神である。この神話に基づく命名の提案は惑星の命名法と一致しており、地球以外の全ての惑星はギリシア神話とローマ神話の神々から命名されている{{R|USGS}}。

今日において、ほとんどの言語で''Neptune''という名称が使用されている。[[中国語]]、[[ベトナム語]]、[[日本語]]、[[朝鮮語]]ではこの名称は「海王星」と訳されるようになった<ref>{{cite web|title=Planetary linguistics|publisher=nineplanets.org|url=http://nineplanets.org/days.html|accessdate=2019-03-01}}</ref><ref>{{cite web|url=http://kenh14.vn/kham-pha/sao-hai-vuong-cuc-bang-khong-lo-xa-tit-tap-2010103010172747.chn|title=Sao Hải Vương – "Cục băng" khổng lồ xa tít tắp|publisher=Kenh14|language=vi|date=2010-10-31|accessdate=2019-03-01}}</ref>。[[モンゴル語]]では、海の支配者である同名の神の役割を反映して、''Dalain Van''（Далайн ван）と呼ばれている。現在の[[ギリシャ語]]では、海王星はネプトゥーヌスのギリシャ語にあたる''Poseidon''（Ποσειδώνας, ''Poseidonas''）と呼ばれる<ref>{{cite web|url=http://www.greek-names.info/greek-names-of-the-planets/|title=Greek Names of the Planets|quote=Neptune or ''Poseidon'' as is its Greek name, was the God of the Seas. It is the eight planet from the sun...|date=2010-04-25|accessdate=2019-03-01}} See also the [[:el:Ποσειδώνας (πλανήτης)|Greek article about the planet]].</ref>。[[ヘブライ語]]では、海王星の正式名称として、2009年に[[ヘブライ語アカデミー]]で管理されていた[[詩篇]]に登場する海の怪物に因んだ"Rahab"（רהב）という名称が選定された。既存の[[ラテン語]]では、一般的に''Neptu''（נפטון）という名称が使用されている<ref>{{cite news|url=https://www.haaretz.com/1.4758704|title=Uranus and Neptune Get Hebrew Names at Last|work=Haaretz|first=Yair|last=Ettinger|date=2009-12-31|accessdate=2019-03-01}}</ref><ref>{{cite news|url=https://www.hayadan.org.il/hebrew-names-to-uranus-and-neptune-3112090|title=אוראנוס הוא מהיום אורון ונפטון מעתה רהב|trans-title=Uranus is now Oron and Neptune is now Rahav|work=Hayadan|language=he|first=Avi|last=Belizovsky|date=2009-12-31|accessdate=2019-03-01}}</ref>。[[マオリ語]]では[[マオリ神話]]に登場する海の神に因んで''Tangaroa''と呼ばれている{{R|Appendix 5: Planetary Linguistics}}。[[ナワトル語]]では''Tlāloccītlalli''と呼ばれており、これは[[雨]]の神[[トラロック]]に因んでいる{{R|Appendix 5: Planetary Linguistics}}。[[タイ語]]では、海王星は[[ヒンドゥー教]]において[[月の交点]]に存在するとされる[[ケートゥ]]（केतु）を西洋化した、''Dao Nepjun''（ดาวเนปจูน）もしくは''Dao Ketu''（ดาวเกตุ, ''Star of Ketu''）という名称が用いられる。

=== 状況 ===
1846年の発見から1930年の[[冥王星]]の発見まで、海王星は最も外側にある惑星として知られていた。発見された時は冥王星は惑星とみなされ、楕円軌道によって冥王星が海王星よりも太陽に接近した1979年から1999年までの20年間を除き、海王星は2番目に遠い惑星となった<ref>{{cite news|last=Long|first=Tony|title=Neptune Moves Outside Pluto's Wacky Orbit|work=Wired|url=https://www.wired.com/science/discoveries/news/2008/01/dayintech_0121|date=2008-01-21|accessdate=2019-03-01}}</ref>。1992年に[[エッジワース・カイパーベルト]]が発見されたことによって、冥王星を惑星とみなすべきか、それともカイパーベルトの一部とみなすべきかについて、多くの天文学者たちの間で議論が交わされた<ref>{{cite journal|author=Weissman, Paul R.|title=The Kuiper Belt|year=1995|journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|volume=33|pages=327–357|bibcode=1995ARA&A..33..327W|doi=10.1146/annurev.aa.33.090195.001551}}</ref><ref>{{cite web|title=The Status of Pluto:A clarification|website=International Astronomical Union, Press release|url=http://www.iau.org/STATUS_OF_PLUTO.238.0.html|year=1999|accessdate=2019-03-01|archiveurl=https://web.archive.org/web/20060615200253/http://www.iau.org/STATUS_OF_PLUTO.238.0.html|archivedate=2006-06-15|deadurl=yes}}</ref>。2006年に[[国際天文学連合]]（IAU）は初めて[[国際天文学連合による惑星の定義|惑星の定義]]を制定したことにより、冥王星は[[準惑星]]に再分類され、海王星は再び太陽系で最も外側にある惑星となった<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=2006-08-24|publisher=IAU|format=PDF|accessdate=2019-03-01}}</ref>。


== 物理的性質 ==
== 物理的性質 ==
[[ファイル:Neptune, Earth size comparison 2.jpg|サムネイル|left|地球と海王星の大きさの比較図]]
[[ファイル:Neptune, Earth size comparison 2.jpg|サムネイル|right|地球と海王星の大きさの比較]]
海王星の質量は1.0243 {{e|26}} [[キログラム|kg]]で{{R|fact}}、これは地球の17倍、木星の19分の1に相当し{{R|group="注"|注釈4}}、地球とより大きな巨大ガス惑星の中間の規模を持つ。気圧1 [[バール (単位)|bar]]での[[重力加速度]]は地球の1.14倍に相当する11.15 [[メートル毎秒毎秒|m/s<sup>2</sup>]]で{{R|fact}}、これは太陽系内の惑星では木星に次いで大きい値である<ref>{{cite book|last1=Unsöld|first1=Albrecht|last2=Baschek|first2=Bodo|year=2001|title=The New Cosmos: An Introduction to Astronomy and Astrophysics|journal=The New Cosmos : An Introduction to Astronomy and Astrophysics|edition=5th|publisher=Springer|page=47|isbn=978-3-540-67877-9|bibcode=2001ncia.book.....U}} See Table 3.1.
海王星は直径49,528km<ref name=profile/>で、これは地球の3.88倍に相当する。地球からの距離はおよそ43億5000万㎞。巨大な氷惑星で、太陽から非常に離れているため、わずかな熱しか受けていない。表面の温度は約50[[ケルビン|K]]である。しかしながら、中心部の温度は、約5,400Kである<ref name=hubbard>{{cite journal|last=Hubbard|first=W. B.|title=Neptune's Deep Chemistry|journal=Science|date=1997|volume=275|issue=5304|pages=1279–1280|doi=10.1126/science.275.5304.1279|pmid=9064785}}</ref><ref name=nettelmann>{{cite web|last=Nettelmann|first=N.|author2=French, M. |author3=Holst, B. |author4= Redmer, R.|url=https://www.gsi.de/informationen/wti/library/plasma2006/PAPERS/TT-11.pdf|format=PDF|title=Interior Models of Jupiter, Saturn and Neptune|publisher=University of Rostock|accessdate=2016-02-07}}</ref>。内部の構造は[[天王星]]と似て、[[氷]]に覆われた[[岩石]]の[[核 (天体)|核]]を持ち、厚い[[大気]]が存在していると考えられている。2007年（平成19年）9月に[[ヨーロッパ南天天文台]] (ESO) が観測した結果によれば、海王星の南極が周辺に比べて10度ほど暖かくなっている事が判明している<ref>[http://www.astroarts.co.jp/news/2007/09/28neptune_southpole/index-j.shtml 海王星の南極が熱い　AstroArts]</ref><ref>{{Cite web|url=http://www.nasa.gov/centers/jpl/news/neptune-20070918.html |title=A Warm South Pole? Yes, on Neptune! |author= |date=2007-09-18 |work= |publisher=Jet Propulsion Laboratory |accessdate=2014-12-25 }}</ref>。このことから[[木星]]や[[土星]]同様、内部に放射性元素の崩壊と考えられる熱源を有しており、太陽から受けている熱量の約2倍ほどの熱量を、自ら供給していると考えられている。
</ref>。[[赤道]]半径は地球の約4倍の24,764 [[キロメートル|km]]である{{R|Seidelmann2007}}。海王星は天王星と似ており、木星や土星よりも小型で、含まれている揮発性物質の濃度が高いことから[[木星型惑星]]のサブクラスである[[天王星型惑星]]（巨大氷惑星）に分類される{{R|Boss2002}}。[[太陽系外惑星]]の探査では、英語名の「Neptune」は[[換喩|比喩]]的に使用されている。科学者たちが太陽系外で発見された様々な天体を「Jupiters」と呼ぶように、海王星と同等の質量を持つ天体はしばしば「Neptunes」と呼ばれる<ref>{{cite news|first=C.|last=Lovis|author2=Mayor, M.|author3=Alibert Y.|author4=Benz W.|url=http://www.eso.org/public/news/eso0618/ |title=Trio of Neptunes and their Belt|work=[[ヨーロッパ南天天文台|European Southern Observatory]]|date=2006-05-18|accessdate=2019-03-01}}</ref>。
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=== 内部構造 ===
=== 内部構造 ===
海王星の内部構造は天王星と似ている。海王星の大気は全質量の5～10%を占め、大気圏の厚さは全体半径の10～20%、中心の[[核 (天体)|核]]における[[大気圧]]は約10 [[パスカル (単位)|GPa]]。すなわち地球上の大気圧の約10万倍に達する。大気圏の下層に近づくに従い、[[メタン]]・[[アンモニア]]・[[水]]の濃度が上昇する{{R|Hubbard1997}}。
[[ファイル:Neptune diagram.svg|thumb|left|海王星の内部構造の想像図。<br/>1.上層大気<br/>2.[[水素]]/[[ヘリウム]]/[[メタン]]の気体からなる大気<br/>3.[[水]]/[[アンモニア]]/メタンの氷からなる[[マントル]]<br/>4.岩石からなる[[核 (天体)|核]]]]


[[File:Neptune diagram.svg|thumb|left|海王星の内部構造{{ordered list|上層の大気や雲|水素やヘリウム、メタンのガスから成る大気|水やアンモニア、メタンの氷から成るマントル|岩石（ケイ酸塩とニッケル鉄）から成る核}}]]
海王星の内部構造は、[[天王星]]と似ている（→[[天王星型惑星]]）。海王星の大気は質量ベースで星の 5-10% を占め、大気圏の厚さは星の半径のおそらく 10-20%、大気圧は 10G[[パスカル (単位)|Pa]]。大気圏の下層に近づくに従い、[[メタン]]・[[アンモニア]]・[[水]]の濃度が上昇する。


[[マントル]]の質量は地球の10～15倍に相当し、[[水]]や[[アンモニア]]、[[メタン]]が豊富に含まれている{{R|Hamilton}}。惑星科学分野の習慣では、このような状態は高温で高密度な液体であるにもかかわらず「氷」と呼ばれる。この高い電気伝導率を持つ液体は、しばしば「水とアンモニアの海（water-ammonia ocean）」 と呼ばれる<ref>{{cite journal|url=http://www.cosis.net/abstracts/EGU06/05179/EGU06-J-05179-1.pdf|title=Water-ammonia ionic ocean on Uranus and Neptune?|year=2006|journal=Geophysical Research Abstracts|first1=S.|last1=Atreya|first2=P.|last2=Egeler|first3=K.|last3=Baines|volume=8|at=05179}}</ref>。マントルは水分子が[[水素]]および[[酸素]]の[[イオン]]に分解されてできた「イオン水」(ionic water) の層によって構成され、さらに深部では酸素が結晶化し、水素イオンがその結晶格子の中を漂う「超イオン水（superionic water）」の状態にある層から成っているとされる<ref>{{cite news|first=David|last=Shiga|url=https://www.newscientist.com/article/mg20727764.500-weird-water-lurking-inside-giant-planets/|title=Weird water lurking inside giant planets|work=New Scientist|issue=2776|date=2010-09-01|accessdate=2019-03-01}}</ref>。深さ7,000 kmの深度では、マントル中のメタンが[[ダイヤモンド]]の[[結晶]]へと分解され、[[雹]]のような形で中心核に向かって降り注いでいる状態になっているかもしれない<ref>{{cite journal|title=Neptune May Crush Methane Into Diamonds|year=1999|journal=Science|last=Kerr|first=Richard A.|volume=286|issue=5437|pages=25a–25|doi=10.1126/science.286.5437.25a|pmid=10532884}}</ref><ref>{{cite news|url=https://www.washingtonpost.com/news/speaking-of-science/wp/2017/08/25/it-rains-solid-diamonds-on-uranus-and-neptune/|title=It rains solid diamonds on Uranus and Neptune|work=[[ワシントン・ポスト|The Washington Post]]|last=Kaplan|first=Sarah|date=2017-08-25|accessdate=2019-03-01}}</ref><ref>{{cite journal|last=Kraus|first=D.|last2=Vorberger|first2=J.|last3=Pak|first3=A.|last4=Hartley|first4=N. J.|last5=Fletcher|first5=L. B.|last6=Frydrych |first6=S.|last7=Galtier|first7=E.|last8=Gamboa|first8=E. J.|last9=Gericke|first9=D. O.|last10=Glenzer|first10=S. H.|last11=Granados|first11=E.|last12=MacDonald|first12=M. J.|last13=MacKinnon|first13=A. J.|last14=McBride|first14=E. E.|last15=Nam|first15=I.|last16=Neumayer|first16=P.|last17=Roth|first17=M.|last18=Saunders|first18=A. M.|last19=Schuster|first19=A. K.|last20=Sun|first20=P.|last21=van Driel|first21=T.|last22=Döppner|first22=T.|last23=Falcone|first23=R. W.|url=http://www.escholarship.org/uc/item/1zd805nx|title=Formation of diamonds in laser-compressed hydrocarbons at planetary interior conditions|year=2017|journal=Nature Astronomy|volume=1|issue=9|pages=606–611|doi=10.1038/s41550-017-0219-9|bibcode=2017NatAs...1..606K}}</ref>。[[ローレンス・リバモア国立研究所]]での超高圧実験では、マントルの最上部は浮遊固体の「ダイヤモンド」を含む液体炭素の海になっている可能性が示唆されている<ref>{{cite news|url=http://www.astronomynow.com/news/n1001/21diamond/|title=Oceans of diamond possible on Uranus and Neptune|work=Astronomy Now|first=Emily|last=Baldwin|date=2010-01-21|accessdate=2019-03-01}}</ref><ref>{{cite journal|last=Bradley|first=D. K.|last2=Eggert|first2=J. H.|last3=Hicks|first3=D. G.|last4=Celliers|first4=P. M.|url=https://e-reports-ext.llnl.gov/pdf/310197.pdf|title=Shock Compressing Diamond to a Conducting Fluid|doi=10.1103/physrevlett.93.195506|year=2004|journal=Physical Review Letters|format=PDF|volume=93|issue=19|pages=195506|pmid=15600850|bibcode=2004PhRvL..93s5506B}}</ref><ref>{{cite journal|last=Eggert |first=J.H.|last2=Hicks|first2=D. G.|last3=Celliers |first3=P. M.|last4=Bradley|first4=D. K. ''et al.''|url=http://www.nature.com/nphys/journal/v6/n1/abs/nphys1438.html|title=Melting temperature of diamond at ultrahigh pressure|year=2009|journal=Nature Physics|volume=6|issue=40|pages=40–43|doi=10.1038/nphys1438|bibcode=2010NatPh...6...40E}}</ref>。
大気圏下層のより暗く高温の層は、徐々に凝縮して液体の[[マントル]]となり、その温度は 2,000-5,000[[ケルビン|K]] に達する。このマントルは[[地球]] 10-15 個に相当する質量を持ち、水・アンモニア・メタンに富む。惑星科学分野の習慣では、このような状態は高温で高密度な液体であるにもかかわらず「氷」と呼ばれる。この高い電気伝導率を持つ液体は、しばしば「水とアンモニアの海」(water-ammonia ocean) と呼ばれる。水深 7,000km の深度では、マントル中のメタンが[[ダイヤモンド]]の[[結晶]]へと分解され、核に向かって[[沈殿]]している可能性がある。マントルは水分子が[[水素]]および[[酸素]]の[[イオン]]に分解されてできた「イオン水」(ionic water) の層によって構成され、さらに深部では酸素が結晶化し、水素イオンがその結晶格子の中を漂う「超イオン水」(superionic water) の状態にある層から成っているとされる。


海王星の核は、[[鉄]]、[[ニッケル]]、[[ケイ酸塩]]で構成され、地球のそれの1.2倍の質量を持つとされている。中心の圧力は、7M[[バール (単位)|bar]] (700 GPa) で、<!--地球上の気圧の巨万倍-->温度は 5,400K である<ref name=hubbard/><ref name=nettelmann/>。
海王星の核は、[[鉄]]や[[ニッケル]]、[[ケイ酸塩]]で構成され、内部モデルでは地球の核の1.2倍の質量を持つことが示されている<ref>{{cite journal|last=Podolak|first=M.|author2=Weizman, A.|author3=Marley, M.|title=Comparative models of Uranus and Neptune|year=1995|journal=Planetary and Space Science|volume=43|issue=12|pages=1517–1522|doi=10.1016/0032-0633(95)00061-5|bibcode=1995P&SS...43.1517P}}</ref>。中心部の圧力は7[[バール (単位)|Mbar]]（700 GPa）で、これは地球の中心部の約2倍に相当し、温度は約5,400 [[ケルビン|K]]とされている{{R|Hubbard1997|nettelmann}}。
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=== 大気 ===
=== 大気 ===
[[File:Neptune-Methane.jpg|thumb|可視光線と[[赤外線|近赤外線]]を画像を組み合わせた海王星の画像。大気中に[[メタン]]の存在を示す帯と4つの衛星（[[プロテウス (衛星)|プロテウス]]・[[ラリッサ (衛星)|ラリッサ]]・[[ガラテア (衛星)|ガラテア]]・[[デスピナ (衛星)|デスピナ]]）が映し出されている。]]
[[ファイル:Neptune clouds.jpg|thumb|left|大気上層の雲。]]
[[File:Neptune's Dynamic Environment.webm|thumb|海王星とその衛星のタイムラプス動画]]


海王星の大気には、[[水素]]が80%、[[ヘリウム]]が19%含まれ、メタンも1.5%含まれている<ref name=nasa-data/>。天王星と同じく、大気に含まれるメタンの影響で美しい青色をしている。天王星に比べより青みが深い理由は、未知の化合物によるものと考えられている<ref>[http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Neptune&Display=OverviewLong NASA's Solar System Exploration: Planets: Naptune: Overview]</ref>。
海王星の上層の大気には、[[水素]]が80%、[[ヘリウム]]が19%{{R|Hubbard1997}}、そして微量のメタンが含まれている。顕著なメタンの吸収帯は、[[スペクトル]]上の赤および赤外部分において、600 nmを超える波長を示す部分に存在している。天王星の穏やかな[[シアン (色)|シアン]]色と海王星の鮮やかな[[アジュール]]色とに違いはあるが、天王星と同じく、大気中に含まれるメタンによる赤色の光の吸収によって青い色合いになっている<ref>{{cite web|last=Crisp|first=D.|author2=Hammel, H. B.|url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1995/09/image/a/|title=Hubble Space Telescope Observations of Neptune|work=Hubble News Center|date=1995-06-14|accessdate=2019-03-01}}</ref>。しかし、大気中に含まれるメタンの含有量は天王星と類似しているため、天王星に比べより青みが深い理由はいくつかの未知の化合物によるものと考えられている{{R|bluecolour}}。


海王星の大気は、高度と共に温度が下がる下層の[[対流圏]]と高度と共に温度が上がる上層の[[成層圏]]の2つの領域に分けられる。その境界である[[対流圏界面]]での気圧は0.1 bar（10 kPa）になっている{{R|Lunine1993}}。さらに上層になると、成層圏の気圧は{{e|-5}}～{{e|-4}} bar（1～10 Pa）以下になり[[熱圏]]となる{{R|Lunine1993}}。熱圏よりさらに上層になると徐々に[[外気圏]]へと変わる。
また、海王星には磁場が存在する。天王星と同様に磁場の中心は惑星の中心から大幅にずれており、46.8゜自転軸から傾いている。


[[File:Neptune clouds.jpg|thumb|高度の高い雲の帯が下層の雲の上面に影を落としている様子]]
[[ハッブル宇宙望遠鏡]]で、表面の変化が観測されており、海王星にも[[地球]]同様に[[季節]]がある可能性を示唆している。またこの理由は約28度の[[赤道傾斜角]]によるものと推測されている<ref>[http://www.astroarts.co.jp/news/2003/05/28neptune/index-j.shtml　海王星にも季節による変化があるらしい]</ref><ref>「徹底図解　宇宙のしくみ」、[[新星出版社]]、2006年、p80</ref><ref>{{cite web|last=Crisp|first=D.|author2=Hammel, H. B.|date=1995-06-14|url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1995/09/image/a/|title=Hubble Space Telescope Observations of Neptune|publisher=Hubble News Center|accessdate=2016-02-07}}</ref>{{要高次出典|date=2014年2月}}。
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モデルでは、海王星の対流圏が高度に応じて異なる組成の[[雲]]に覆われていることが示唆されている。上層部の雲は1 bar以下の気圧下にあり、この領域はメタンが凝縮するのに適した温度になっているとされている。1～5 bar（100～500 kPa）の気圧下ではアンモニアと[[硫化水素]]の雲が形成されると考えられている。5 bar以上の気圧下では、雲はアンモニアや[[硫化アンモニウム]]、硫化水素、水から成っているかもしれない。温度が273 K（0 ℃）に達する気圧約50 bar（5 MPa）の状況下では水の[[氷]]から成る雲が存在しているはずである。さらにその下層には、アンモニアと硫化水素の雲が見られるかもしれない{{R|elkins-tanton}}。
=== 大暗斑 ===

[[ファイル:Neptune's Great Dark Spot.jpg|thumb|left|大暗斑（ Great Dark Spot ）。]]
高度が高いところにある雲が下層の不透明な雲の上面に影を落としている様子が観測されている。中には一定の[[経度]]を保ちながら、海王星を一周する雲の帯も存在している。こうした雲の帯の幅は50～150 kmで、下層の雲の約50～110 km上空に存在している。この高度は、天候の変化が生じる対流圏である。これより高度が高い成層圏や熱圏では天候の変化は生じない。<!-- Unlike Uranus, Neptune's composition has a higher volume of ocean, whereas Uranus has a smaller mantle.<ref>{{cite book |last=Frances |first=Peter |title=DK Universe |date=2008 |publisher=DK Publishing |isbn=978-0-7566-3670-8 |pages=196–201}}</ref> -->

海王星のスペクトルからは、[[エタン]]や[[アセチレン]]といったメタンが[[紫外線]]で[[光分解]]された際の生成物が凝縮したため、その下層部が曇っていることが示されている{{R|Hubbard1997|Lunine1993}}。成層圏には、微量の[[一酸化窒素]]と[[シアン化水素]]も存在している{{R|Lunine1993|Encrenaz2003}}。海王星の成層圏は炭化水素の濃度が高いため、天王星の成層圏よりも温度が高くなっている{{R|Lunine1993}}。

海王星の熱圏は750 K（477 ℃）と異常に高くなっているが、その理由ははっきりしていない<ref>{{cite journal|last=Broadfoot|first=A. L.|author2=Atreya, S. K.|author3=Bertaux, J. L. ''et al.''|title=Ultraviolet Spectrometer Observations of Neptune and Triton|year=1999|journal=Science|volume=246|pages=1459–1466|issue=4936|url=http://www-personal.umich.edu/~atreya/Articles/1989_Voyager_UV_Spectrometer.pdf|format=PDF|doi=10.1126/science.246.4936.1459|pmid=17756000|bibcode=1989Sci...246.1459B}}</ref><ref>{{cite journal|last1=Herbert|first1=Floyd|last2=Sandel|first2=Bill R.|title=Ultraviolet observations of Uranus and Neptune|year=1999|journal=Planetary and Space Science|volume=47|issue=8–9|pages=1119–1139|doi=10.1016/S0032-0633(98)00142-1|bibcode=1999P&SS...47.1119H}}</ref>。この熱が紫外線によって生じるにはあまりにも太陽から離れている。この熱を生み出すメカニズムの候補の一つとして、海王星の[[磁場]]中のイオンと大気の相互作用が挙げられる。その他の候補としては、内部から発せられて大気圏内で消散された[[重力波]]に起因している可能性が挙げられている。熱圏には、微量の[[二酸化炭素]]と水が含まれているが、これらは[[隕石]]や砂埃などによって外部からもたらされた可能性がある{{R|elkins-tanton|Encrenaz2003}}。

=== 磁気圏 ===
海王星の[[磁気圏]]は天王星に似ている。その[[磁場]]は海王星の自転軸に対して47&deg;も傾いており、磁気軸が海王星の物理的中心から少なくとも海王星の半径の0.55倍（約13,500 km）もずれている。ボイジャー2号が海王星に到着するまでは、先に海王星と同じように傾斜している天王星の磁場は天王星の横向きの自転によるものと仮定されていた。2つの惑星の磁場の比較において、科学者たちはこの磁場の極端な傾きは惑星内部の流動によるものかもしれないと考えている。この磁場は、薄く球形になっている[[電気伝導体]]の殻の中にある[[導電性]]の液体（おそらくアンモニア、メタン、水が混合している{{R|elkins-tanton}}）の[[ダイナモ]]活動による[[対流]]運動によって発生しているかもしれない<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|year=2004|journal=Nature|volume=428|issue=6979|pages=151–153|doi=10.1038/nature02376|pmid=15014493|bibcode=2004Natur.428..151S}}</ref>。

海王星の磁気赤道における磁場の双極性成分は約14 [[テスラ (単位)|&mu;T]]（0.14 [[ガウス (単位)|G]]）<ref>{{cite journal|last1=Connerney|first1=J. E. P.|last2=Acuña|first2=Mario H.|last3=Ness|first3=Norman F.|title=The magnetic field of Neptune|year=1991|journal=Journal of Geophysical Research|volume=96|pages=19023–19042|bibcode=1991JGR....9619023C|doi=10.1029/91JA01165}}</ref>、双極子[[磁気モーメント]]は約2.2{{e|17}} T·m<sup>3</sup>（約14 &mu;T·''R''<sub>N</sub><sup>3</sup>、ここでの''R''<sub>N</sub>は海王星半径を指す）である。海王星の磁場は、[[双極子モーメント]]の強度を超える可能性がある[[四重極]]モーメントを含んでおり、複雑な構造を有している。それとは対照的に、地球、木星、土星は比較的小さな四重極モーメントしか持たず、それらの磁場は自転軸からあまり傾いていない。海王星の大きな四重極モーメントは、惑星の中心からのズレと磁場のダイナモ発生の幾何学的な制約による結果であるかもしれない{{R|Ness1989}}<ref>{{cite web|last=Russell|first=C. T.|author2=Luhmann, J. G.|url=http://www-ssc.igpp.ucla.edu/personnel/russell/papers/nep_mag.html|title=Neptune: Magnetic Field and Magnetosphere|work=University of California, Los Angeles|year=1997|accessdate=2019-03-01}}</ref>。

磁気圏が[[太陽風]]を減速させ始める海王星の[[バウショック]]は海王星半径の34.9倍（約86万 km）離れた距離で発生している。磁気圏の圧力が太陽風と釣り合う磁気圏界面は海王星半径の23～26.5倍（約56万6,000～66万 km）離れている。磁気圏の後部は、海王星半径の少なくとも72倍（約177万 km）、もしくはさらに遠方まで伸びているとされている{{R|Ness1989}}。

== 気候 ==
[[File:Neptune storms.jpg|thumb|コントラストを強調した[[大暗斑]]（中央）とスクーター（中央の白い雲）<ref>{{cite web|first=Sue|last=Lavoie|title=PIA01142: Neptune Scooter|url=http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA01142|work=NASA|date=1998-01-08|accessdate=2019-03-01}}</ref>と[[小暗斑]]（下）の画像]]
海王星の気候の大きな特徴は非常にダイナミックな暴風構造である。海王星の大気中の風速は600 m/s（2,200 km/h）に達し、[[超音速|超音速流]]に近い{{R|Suomi1991}}。持続性のある雲の動きを追跡することによって、より一般的には風速は東方向に20 m/sから西向きに325 m/sの範囲にまで変化していることが示されている<ref>{{cite journal|author=Hammel, H. B.|author2=Beebe, R. F.|author3=De Jong, E. M.|author4=Hansen, C. J.|author5=Howell, C. D.|author6=Ingersoll, A. P.|author7=Johnson, T. V.|author8=Limaye, S. S.|author9=Magalhaes, J. A.|author10=Pollack, J. B.|author11=Sromovsky, L. A.|author12=Suomi, V. E.|author13=Swift, C. E.|title=Neptune's wind speeds obtained by tracking clouds in ''Voyager 2'' images|year=1989|journal=Science|volume=24|pages=1367–1369|issue=4924|pmid=17798743|bibcode=1989Sci...245.1367H|doi=10.1126/science.245.4924.1367 }}</ref>。雲頂での[[卓越風]]の風速は、赤道では400 m/s、極付近では250 m/sとなっている{{R|elkins-tanton}}。海王星の風の大部分は、惑星の自転方向と反対向きに吹いている{{sfnp|Burgess|1991|pp=64-70}}。

海王星は、典型的な気象活動のレベルでは天王星と大きく異なっている。ボイジャー2号は1989年に海王星をフライバイ（接近飛行）している間に海王星の気象現象を観測したが{{R|spot}}、1986年に天王星をフライバイしている間に天王星でそのような気象現象は発生していなかった。

[[File:A storm is coming Neptune.tif|left|thumb|北半球の大暗斑は巨大な暴風構造の証拠である<ref>{{cite web|title=A storm is coming|url=https://www.spacetelescope.org/images/potw1907a/|work=www.spacetelescope.org|accessdate=2019-03-01}}</ref>]]

海王星の赤道でのメタン、エタン、[[アセチレン]]の含有量は極地域よりも10～100倍多くなっている。[[光化学]]では、子午面循環無しでこの分布を説明することはできないため、この分布はこれらの物質が赤道で上昇し、極付近で下降している証拠として解釈されている{{R|Lunine1993}}。

[[ハッブル宇宙望遠鏡]]で、表面の変化が観測されており、海王星にも地球同様に[[季節]]がある可能性を示唆している{{R|tettei|villard}}<ref>{{Cite web |url=http://www.astroarts.co.jp/news/2003/05/28neptune/index-j.shtml |title=海王星にも季節の変化があるらしい |accessdate=2019-03-04 |date=2003-05-28 |work=AstroArts }}</ref><ref>{{cite web|last=Crisp|first=D.|author2=Hammel, H. B.|date=1995-06-14|url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1995/09/image/a/|title=Hubble Space Telescope Observations of Neptune|publisher=Hubble News Center|accessdate=2016-02-07}}</ref>。2007年に、海王星の南極上空にある対流圏の温度が周辺より約10 K高く、温度が平均で約73 K（約-200 ℃）になっていることが判明した{{R|pole}}<ref>{{cite web|url=http://www.astroarts.co.jp/news/2007/09/28neptune_southpole/index-j.shtml|title=海王星の南極が熱い|work=AstroArts|date=2007-09-28|accessdate=2019-03-01}}</ref>。これは、対流圏の他の場所で凍っているメタンを極付近の成層圏に放出するのに十分な温度差である<ref>{{cite journal|author=Orton, G. S.|author2=Encrenaz T.|author3=Leyrat C.|author4=Puetter, R.|author5=Friedson, A. J.|title=Evidence for methane escape and strong seasonal and dynamical perturbations of Neptune's atmospheric temperatures|year=2007|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=473|issue=1|pages=L5–L8|doi=10.1051/0004-6361:20078277|bibcode=2007A&A...473L...5O}}</ref>。この相対的な「ホットスポット」は海王星の[[赤道傾斜角|自転軸の傾き]]によるもので、これは海王星の1年における最後の四半期、すなわち地球での約40年間は南極に太陽光が照らすようになっていたのが原因であるとされている。海王星が軌道を公転して、太陽を挟んでその反対側の移動すると、南極に太陽光が届かないようになり、逆に北極が照らされるようになってメタンの放出も北極に移動するとみられる{{R|pole}}。

季節的変化のため、海王星の南半球にある雲の帯がサイズが大きくなって[[アルベド]]が高くなっている様子が観測されている。この傾向は1980年に初めて観測され、2020年ごろまで続くと予想されている。海王星の長い公転周期は、それぞれ約40年続く季節を生み出している{{R|villard}}{{sfnp|渡辺潤一|2012|pp=172-173}}。

=== 嵐 ===
{{Main|大暗斑}}
{{Main|大暗斑}}
[[ファイル:Neptune's Great Dark Spot.jpg|thumb|left|ボイジャー2号が撮影した大暗斑]]
1980年代後半[[ボイジャー2号]]の接近時に表面に[[大暗斑]]（だいあんはん）または大黒斑と呼ばれる台風の渦巻きの様な模様が発見されたが、1994年にハッブル宇宙望遠鏡がとらえた海王星には消滅していた。この理由は謎のままである<ref>「徹底図解　宇宙のしくみ」、[[新星出版社]]、2006年、p80</ref>。海王星の風は最大で時速2,000kmにも達し太陽系の中でも最速の部類に入ることが判明しているが、その風速に達する気象条件の特定および再現するのは非常に困難であり、未だに解明されていない。
1989年に縦6,600 km、横幅13,000 kmに渡る[[高気圧]]性の[[嵐]]構造である'''[[大暗斑]]'''（{{Lang-en|Great Dark Spot}}）が[[アメリカ航空宇宙局|NASA]]のボイジャー2号による観測で発見された{{R|spot}}{{sfnp|渡辺潤一|2012|pp=172-173}}。この大暗斑は木星の[[大赤斑]]に似ている{{R|jaxa}}。しかし、約5年後の1994年11月2日に行われた[[ハッブル宇宙望遠鏡]]による観測では、大暗斑は消失していたが、その理由は分かっていない{{R|tettei}}。その代わりに、海王星の北半球では大暗斑に似た新しい嵐が発見された<ref>{{cite journal|last=Hammel|first=H. B.|author2=Lockwood, G. W.|author3=Mills, J. R.|author4=Barnet, C. D.|title=Hubble Space Telescope Imaging of Neptune's Cloud Structure in 1994|year=1995|journal=Science|volume=268|issue=5218|pages=1740–1742|doi=10.1126/science.268.5218.1740|pmid=17834994|bibcode=1995Sci...268.1740H}}</ref>。


大暗斑の下に見える白い雲の塊からなるもう一つの嵐は'''スクーター'''（{{Lang-en|Scooter}}）と呼ばれる{{R|jaxa}}。この名称は、1989年にボイジャー2号が海王星に接近するまでの数ヶ月間の間に、スクーターが大暗斑よりも速く移動している様子が観測されたことから初めて使用された（後に得られた画像から、ボイジャー2号によって最初に検出されたものよりもさらに速く移動する雲の存在も明らかになった）{{sfnp|Burgess|1991|pp=64-70}}。[[小暗斑]]（{{Lang-en|Small Dark Spot}}）は南半球に発生する[[低気圧]]性の嵐で、1989年の接近飛行の際に観測された2番目に大きな嵐である。当初は完全に暗かったが、ボイジャー2号が海王星に接近するにつれて、明るい中心部が発達し、最高解像度で撮影された画像のほとんどで確認することができる<ref>{{cite web|last=Lavoie|first=Sue|url=http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA00064|title=PIA00064: Neptune's Dark Spot (D2) at High Resolution|work=Jet Propulsion LaboratoryL|date=1996-01-29|accessdate=2019-03-01}}</ref>。
== 軌道の特徴 ==
[[ファイル:Neptune Orbit.gif|サムネイル|海王星（赤い円弧）は、地球が164.79周回るごとに太陽を中心に1周する。 なお、ライトブルーの球体は天王星を表す。]]
海王星は太陽から約30[[天文単位|au]]離れた軌道を約165年で[[公転]]している。[[2011年]][[7月12日]]に1846年に発見された時点の位置にまで到達した<ref>[http://natgeo.nikkeibp.co.jp/nng/article/news/14/4576/?ST=m_news ナショナルジオグラフィックニュース 海王星、発見からようやく“1周年”]</ref>。[[軌道離心率]]は0.0085で地球よりも真円に近い軌道を持つ。


[[冥王星]]とは3:2の[[軌道共鳴]]になっており、お互いが近くに接近することはない<ref>{{cite web|url=http://www.orbitsimulator.com/gravity/articles/pluto.html|title=Pluto's 3:2 Resonance with Neptune|accessdate=2016-02-07}}</ref>。
[[File:Neptune’s shrinking vortex.jpg|thumb|海王星の渦の収縮<ref>{{cite web|title=Neptune's shrinking vortex|url=http://www.spacetelescope.org/images/potw1808a/|work=www.spacetelescope.org|accessdate=2019-03-01}}</ref>]]


海王星の暗斑は、明るい雲の模様より高度が低い対流圏で発生していると考えられているので<ref>{{cite journal|last=S. G.|first=Gibbard|author2=de Pater, I.|author3=Roe, H. G.|author4=Martin, S.|author5=Macintosh, B. A.|author6=Max, C. E.|title=The altitude of Neptune cloud features from high-spatial-resolution near-infrared spectra|year=2003|journal=Icarus|volume=166|issue=2|pages=359–374|doi=10.1016/j.icarus.2003.07.006|bibcode=2003Icar..166..359G|url=http://cips.berkeley.edu/research/depater_altitude.pdf|format=PDF|archiveurl=https://web.archive.org/web/20120220052413/http://cips.berkeley.edu/research/depater_altitude.pdf|archivedate=2012-02-20|deadurl=yes}}</ref>、それらは上部の雲に穴が開いているように見える。これらの構造は数ヶ月間持続することができる安定した現象のため、これらは渦構造であると考えられる{{R|Max2003}}。対流圏界面付近で形成されるメタンの雲は、しばしば暗斑と共に明るくなることがある<ref>{{cite journal|last=Stratman|first=P. W.|author2=Showman, A. P.|author3=Dowling, T. E.|author4=Sromovsky, L. A.|url=http://www.lpl.arizona.edu/~showman/publications/stratman-etal-2001.pdf|format=PDF|title=EPIC Simulations of Bright Companions to Neptune's Great Dark Spots|year=2001|journal=Icarus|volume=151|issue=2|pages=275–285|doi=10.1006/icar.1998.5918 |bibcode=1998Icar..132..239L}}</ref>。<!--The persistence of companion clouds shows that some former dark spots may continue to exist as cyclones even though they are no longer visible as a dark feature.-->暗斑は、赤道に近づいた時もしくは他の未知のメカニズムを介して移動した時に消滅することがある<ref>{{cite journal|last1=Sromovsky|first1=L. A.|last2=Fry|first2=P. M.|last3=Dowling|first3=T. E.|last4=Baines|first4=K. H.|title=The unusual dynamics of new dark spots on Neptune|year=2000|journal=Bulletin of the American Astronomical Society|volume=32|page=1005|bibcode=2000DPS....32.0903S}}</ref>。
== 海王星の観測と探査 ==
{{see also|海王星探査}}
[[ファイル:Neptune's southern hemisphere.jpg|thumb|left|[[ボイジャー2号]]が写した海王星の南半球。]]


=== 内部加熱 ===
海王星は[[ガリレオ・ガリレイ]]や[[ジェローム・ラランド]]によっても観測されていた<!--ラランドはともかく、ガリレオのケースは偶々木星と同一視野に捉えていただけで「観測していた」とは言えんでしょう。-->が、当時は[[恒星]]と思われていた。
[[File:Different Faces Neptune.jpg|thumb|upright|ハッブル宇宙望遠鏡の[[広視野カメラ3]]で数時間間隔で撮影した4枚の海王星の画像<ref>{{cite web|url=http://www.spacetelescope.org/images/ann1115a/|title=Happy birthday Neptune|work=ESA/Hubble|accessdate=2019-03-01}}</ref><br>（提供: NASA/ESA）]]
天王星よりも多様な海王星の気象は、その大きな{{仮リンク|内部加熱|en|Internal heating}}によるものとされている。太陽から海王星までの距離は、太陽から天王星までの距離の50%以上離れており、日射量は天王星の約40%しかないが{{R|Lunine1993}}、2つの惑星の表面温度はほぼ同じになっている<ref>{{cite web|last=Williams|first=Sam|title=Heat Sources Within the Giant Planets|date=2004-11-24|publisher=UC Berkeley|url=http://www.cs.berkeley.edu/~samw/research/projects/ay249/z_heat_sources/Paper_small.doc|format=doc |accessdate=2019-03-01}}{{リンク切れ|date=2019-03}}</ref>。海王星が太陽から受けるエネルギーは地球の約900分の1しかなく{{sfnp|渡辺潤一|2012|pp=172-173}}、対流圏の上部は51.8 K（-221.3 ℃）という低温に達しているが、大気圧が1 bar（100 kPa）になる深度では、温度は72 K（-201.15 ℃）になっている<ref>{{cite journal|last=Lindal|first=Gunnar F.|title=The atmosphere of Neptune&nbsp;– an analysis of radio occultation data acquired with Voyager 2|year=1992|journal=Astronomical Journal|volume=103|pages=967–982|bibcode=1992AJ....103..967L|doi=10.1086/116119}}</ref>。内部になればなるほど、ガスの層の温度は着実に上昇する。天王星と同様にこの加熱の原因は不明だが、その上昇率には大きな違いがある。天王星は太陽から受けるエネルギーの1.1倍しかエネルギーを放射しないが<ref>{{cite web|title=Class 12 – Giant Planets&nbsp;– 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|accessdate=2019-03-01}}</ref>、海王星は約2.61倍のエネルギーを放射している<ref>{{cite journal|last1=Pearl|first1=J. C.|last2=Conrath|first2=B. J.|title=The albedo, effective temperature, and energy balance of Neptune, as determined from Voyager data|year=1991|journal=Journal of Geophysical Research: Space Physics|volume=96|pages=18921–18930|bibcode=1991JGR....9618921P|doi=10.1029/91ja01087}}</ref>。海王星は太陽から最も遠い惑星ではあるが、その内部からのエネルギーは太陽系で見られる中で最も高速の風を発生させるのには十分である。2つの惑星の見かけ上の類似性を保ちつつ、同時に天王星の内部からのエネルギー放射が欠如しているのを説明することは難しいが、その内部の熱的性質に依存して、海王星の形成から残された熱は現在のその熱の流れを説明するのに十分かもしれない<ref>Imke de Pater and Jack J. Lissauer (2001), ''[https://books.google.com/books?id=RaJdy3_VINQC&pg=PA224&lpg=PA224&dq=planet+neptune+heat+flow&source=bl&ots=ooEcNyQWA0&sig=nuZj0fnt86EkQM2YE1c9xKScQyU&hl=en&sa=X&ei=6e_3UZ-mIo_j4APV04HIDg&ved=0CEUQ6AEwAw#v=onepage&q=planet%20neptune%20heat%20flow&f=false Planetary Sciences]'', 1st edition, p. 224.</ref>。


== 軌道と自転 ==
天王星の発見後、その[[摂動 (天文学)|摂動]]から、未知の惑星が存在すると考えられるようになった。[[フランス]]では[[ユルバン・ルヴェリエ|ルヴェリエ]]が予想軌道を算出し、それを受けた[[ヨハン・ゴットフリート・ガレ|ガレ]]が[[1846年]][[9月23日]]（[[弘化]]3年[[8月3日_(旧暦)|8月3日]]）に発見した。一方[[イギリス]]では、[[メアリー・サマヴィル]]などの研究成果を受けて[[ジョン・クーチ・アダムズ|アダムズ]]が予想軌道を算出し、[[ジェームズ・チャリス]]に報告した。チャリスはあまり気の進まないまま、[[1846年]]7月から探索をはじめ、アダムズの予測位置付近の星の位置の記録を始めた。そしてガレの海王星発見の後、実はその1ヶ月前にチャリスは2度海王星を観測していたが、新惑星であることを見落としていたことがあきらかになった。このため、アダムズとルヴェリエは発見者は誰かという事で揉めたが、アダムズはルヴェリエに発見者の座を譲った。現在では2人とも発見者の扱いとなっている。
[[ファイル:Neptune Orbit.gif|サムネイル|left|200px|海王星（赤い円弧）は、地球が164.79周回るごとに太陽を中心に1周する。 ライトブルーの球体は天王星を表す。]]
海王星と太陽の間の平均距離は約45億 km（30.1 [[天文単位|au]]）であり、±0.1年の変化はあるが平均164.79年で軌道を[[公転]]している。[[近点・遠点|近日点]]距離は29.81 auで、[[近点・遠点|遠日点]]距離は30.33 au<ref>Jean Meeus, ''Astronomical Algorithms'' (Richmond, VA: Willmann-Bell, 1998) 273. Supplemented by further use of VSOP87. The last three aphelia were 30.33 au, the next is 30.34 au. The perihelia are even more stable at 29.81 au</ref>。


2011年7月11日、海王星は1846年の発見以来、初めて軌道を1周した<ref>{{cite web|url=http://natgeo.nikkeibp.co.jp/nng/article/news/14/4576/|title=海王星、発見からようやく"1周年"|work=ナショナルジオグラフィック日本版|date=2011-07-13|accessdate=2019-03-01}}</ref>。その時、地球は軌道上において海王星発見時とは別の地点に位置していたため、観測することは出来なかった。しかし太陽系の[[重心]]に関連した太陽の運動によって、正確にはまだその発見された位置には達していなかった。より一般的な[[地動説|太陽中心]]座標系を使用する場合、発見された位置に達したのは翌日の7月12日となる。[[軌道離心率]]は0.0085で地球よりも真円に近い軌道を持つ{{R|fact2|Horizons2011}}<ref>{{cite web|author=Nancy Atkinson |title=Clearing the Confusion on Neptune's Orbit|url=http://www.universetoday.com/72088/clearing-the-confusion-on-neptune%E2%80%99s-orbit/|work=Universe Today|date=2010-08-26|accessdate=2019-03-01}} [https://twitter.com/elakdawalla/status/21525820626 (Bill Folkner at JPL)]</ref>。
海王星の実際の軌道は[[ティティウス・ボーデの法則]]に従わないため、予想軌道とは遠日点や離心率が大きく異なっていたが、算出された時点での位置や運動に関しては正しい値に近かった。そしてその時点からあまり年月が経たないうちに探索したこと、ガレが勤めていた[[ベルリン天文台]]に海王星の明るさである8等級の星を網羅した最新の星図が備えられていたことが、この発見に繋がった。


海王星の軌道は、地球と比較して1.77&deg;傾いている{{R|fact}}。
海王星に接近、観測をした探査機は[[ボイジャー2号]]だけである。[[1989年]][[8月24日]]に最接近した。なお、[[アメリカ航空宇宙局|NASA]]では2030年頃に打ち上げ、8～12年後に海王星へ到達するネプチューン・オービターの構想がある。


海王星の[[自転軸]]の傾き（[[赤道傾斜角]]）は28.32&deg;で<ref>{{cite web|last=Williams|first=David R.|url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/planetfact.html |title=Planetary Fact Sheets|work=NASA|date=2005-01-06|accessdate=2019-03-01}}</ref>、この値は地球（23&deg;）や[[火星]]（25&deg;）に似ている。この結果、海王星は地球と同じように[[季節変化]]の影響を受けており、海王星の長い公転周期によってそれぞれの季節が地球において約40年続く{{R|villard}}。自転周期は約16.11時間となっている{{R|fact2}}。<!-- Because its axial tilt is comparable to Earth's, the variation in the length of its day over the course of its long year is not any more extreme. -->
アリゾナ大学の研究チームが、ボイジャー2号や[[ハッブル宇宙望遠鏡]]の画像から、ほぼ正確な自転周期を求めることに成功している<ref>[http://www.astroarts.co.jp/news/2011/06/30neptune/index-j.shtml 海王星の自転周期が正確に判明! AstroArts]</ref>。
{{Clearleft}}


海王星は固体ではないので、大気は[[差動回転]]の影響を受ける。長さが長い赤道では約18時間の周期で自転しているが、これは海王星の磁場の自転周期である16.11時間よりも遅い。これとは逆に、極付近では自転周期が約12時間で、逆のことが言える。海王星の差動回転は太陽系の惑星の中で最も顕著で<ref>{{cite journal|last=Hubbard|first=W. B.|author2=Nellis, W. J.|author3=Mitchell, A. C.|author4=Holmes, N. C.|author5=McCandless, P. C.|author6=Limaye, S. S.|title=Interior Structure of Neptune: Comparison with Uranus|year=1991|journal=Science|volume=253|issue=5020|pages=648–651|doi=10.1126/science.253.5020.648|pmid=17772369|bibcode=1991Sci...253..648H }}</ref>、それによって高緯度の風に剪断をさせている{{R|Max2003}}。
海王星の第1[[衛星]]かつ海王星最大の衛星である[[トリトン (衛星)|トリトン]]は、海王星の発見からわずか17日後の[[1846年]][[10月10日]]に[[ウィリアム・ラッセル (天文学者)|ウィリアム・ラッセル]]によって発見された。


=== 軌道共鳴 ===
== 海王星の衛星と環 ==
{{See also|エッジワース・カイパーベルト|共鳴外縁天体|海王星のトロヤ群}}
{{main|海王星の衛星|海王星の環}}
[[File:TheKuiperBelt classes-en.svg|thumb|260px|海王星によって引き起こされたエッジワース・カイパーベルトの主な軌道共鳴を示した図。2:3の軌道共鳴を起こしているのなら[[冥王星族]]、非共鳴なら[[キュビワノ族]]（古典的カイパーベルト）、1:2なら[[共鳴外縁天体]]に分類される。]]
[[ファイル:PIA02202 Neptune's full rings.jpg|thumb|280px|[[ボイジャー2号]]が写した[[海王星の環]]。]]
海王星の軌道は、[[エッジワース・カイパーベルト]]（カイパーベルト）と呼ばれる、そのすぐ外側の領域に大きな影響を与えている{{sfnp|渡辺潤一|2012|pp=172-173}}。カイパーベルトは[[小惑星帯]]に似ているが存在範囲は大きく、氷から成る小天体がリング状に分布しており、太陽からは約30 auから約55 auの領域に存在している<ref>{{cite journal|first=S. Alan|last=Stern|last2=Colwell|first2=Joshua E.|title=Collisional Erosion in the Primordial Edgeworth-Kuiper Belt and the Generation of the 30–50 AU Kuiper Gap|year=1997|journal=The Astrophysical Journal|volume=490|issue=2|pages=879–882|doi=10.1086/304912|bibcode=1997ApJ...490..879S}}</ref>。木星の重力が小惑星帯を形作っているのと同じように、カイパーベルトは海王星の重力によって影響を受けている。太陽系の時代経過において、カイパーベルトの存在領域は海王星の重力によって変動しており、カイパーベルトの中に小天体があまり存在していない隙間が生じる。太陽から40～42 au離れた領域がその一例である<ref>{{cite journal|title=Large Scattered Planetesimals and the Excitation of the Small Body Belts|first=Jean-Marc|last=Petit|author2=Morbidelli, Alessandro|author3=Valsecchi, Giovanni B.|url=https://www.oca.eu/morby/papers/6166a.pdf |format=PDF|year=1999|journal=Icarus|volume=141|issue=2|pages=367–387|doi=10.1006/icar.1999.6166|bibcode=1999Icar..141..367P|deadurl=yes|archiveurl=https://web.archive.org/web/20071201013047/http://www.oca.eu/morby/papers/6166a.pdf|archivedate=2007-12-01}}</ref>。


太陽系が形成されて以来、天体が安定して存在し続けることができる軌道がこの領域内に存在している。これらの軌道は、海王星の公転周期との比が1:2や3:4のように簡単な数で表せる[[軌道共鳴]]が起きているときに存在できる。たとえば1:2の軌道共鳴の場合、ある天体が太陽を2回公転しているうちの海王星が1回公転している。すなわち海王星が太陽の周りを公転して元の位置に戻った際、この天体は軌道の半分しか進んでいないことを意味する。海王星と軌道共鳴を起こしているカイパーベルトの中で最も多いのは2:3の軌道共鳴を起こしているもので、知られているだけでも200個以上存在している<ref>{{cite web|title=List Of Transneptunian Objects|work=[[小惑星センター|Minor Planet Center]]|url=http://www.minorplanetcenter.org/iau/lists/TNOs.html|accessdate=2019-03-01}}</ref>。これらの天体は海王星が3回公転する間に軌道を2回公転しており、それに属する最大の天体が[[冥王星]]なので[[冥王星族]]と呼ばれる<ref>{{cite web|last=Jewitt|first=David|url=http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/kb/plutino.html|title=The Plutinos |publisher=UCLA|year=2004|accessdate=2019-03-01}}</ref>。冥王星は定期的に海王星の軌道を横断するが、2:3の軌道共鳴によって互いが衝突したり接近したりすることはない<ref>{{cite web|url=http://www.orbitsimulator.com/gravity/articles/pluto.html|title=Pluto's 3:2 Resonance with Neptune|accessdate=2016-02-07}}</ref><ref>{{cite journal|last=Varadi|first=F.|title=Periodic Orbits in the 3:2 Orbital Resonance and Their Stability|year=1999|journal=The Astronomical Journal|volume=118|issue=5|pages=2526–2531|bibcode=1999AJ....118.2526V|doi=10.1086/301088}}</ref>。他にも3:4や3:5、4:7、2:5の軌道共鳴を起こしている天体もあるが、こうした天体の数はそれほど多くない<ref>{{cite book|title=Beyond Pluto: Exploring the outer limits of the solar system|author=John Davies|publisher=Cambridge University Press|year=2001|page=104|isbn=978-0-521-80019-8}}</ref>。
2019年までに海王星の[[衛星]]は14個発見されており、すべて名前が付けられている。また、[[離心率]]の大きな軌道や[[順行・逆行|逆行]]する軌道を描いている衛星も多く、海王星に捕獲された[[エッジワース・カイパーベルト天体]]ではないかと考えられている。


太陽と海王星の[[ラグランジュ点]]L<sub>4</sub>とL<sub>5</sub>の両方には数多くの[[トロヤ群]]天体が存在している<ref>{{cite journal|first=E. I.|last=Chiang|author2=Jordan, A. B.|author3=Millis, R. L.|author4=M. W. Buie|author5=Wasserman, L. H.|author6=Elliot, J. L.|author7=Kern, S. D.|author8=Trilling, D. E.|author9=Meech, K. J.|author10= Wagner, R. M.|title=Resonance Occupation in the Kuiper Belt: Case Examples of the 5 : 2 and Trojan Resonances|year=2003|journal=The Astronomical Journal|volume=126|issue=1|pages=430–443|doi=10.1086/375207|bibcode=2003AJ....126..430C|arxiv=astro-ph/0301458}}</ref>。[[海王星のトロヤ群]]は、海王星と1:1の軌道共鳴を起こしているとみなせる。海王星のトロヤ群の一部は軌道がとても安定しており、これらは捕獲されたのではなく軌道上で海王星と共に形成された可能性がある。海王星の公転方向に対して後方に位置するL<sub>5</sub>に関連していると思われた最初の天体は{{mpl|2008 LC|18}}だった<ref>{{cite journal|last=Sheppard|first=Scott S.|authorlink=スコット・S・シェパード|author2=Trujillo, Chadwick A.|authorlink2=チャドウィック・トルヒージョ|title=Detection of a Trailing (L5) Neptune Trojan|year=2010|journal=Science|volume=329|issue=5997|page=1304|doi=10.1126/science.1189666|pmid=20705814|bibcode=2010Sci...329.1304S}}</ref>。海王星はまた、{{mpl-|309239|2007 RW|10}}と呼ばれる一時的な[[準衛星]]を持っている{{R|Marcos2012}}。この天体は12,500年間、準衛星となっているが今後12,500年に渡って現在のような動的な状態にあると推測されている{{R|Marcos2012}}。
他の大惑星同様、海王星にも[[環 (天体)|環]]があると考えられていたが、地球からの観測では周回軌道の一部だけを覆う不完全な環しか見つからず、「リング・アーク」または「アーク」と呼ばれていた。ボイジャー2号の探査によって4本の完全な環が見つかり、リング・アークは環の中の特に明るい部分であった事も判明した。


== 形成と移動 ==
ただ、アークの力学は不明なままである。地球からの観測でリベルテ・アークはボイジャーが観測した時よりも大幅に輝きが失せた事も分かっており、海王星の環は不安定なものである可能性が高くなっている。
{{Main|太陽系の形成と進化}}
[[File:Lhborbits.png|thumb|木星以前の惑星とカイパーベルトの位置の変化を示すシミュレーション<br>a) 木星と土星が2:1の軌道共鳴になる前<br>b) 海王星の軌道の変化によってカイパーベルトが内側に散乱した後<br>c) 散乱したカイパーベルト天体が木星によって弾き飛ばされた後]]
天王星型惑星である天王星と海王星の形成は、正確にモデル化することが困難であることが知られている。現在のモデルでは、太陽系の外縁領域における物質密度が、伝統的な惑星形成理論である「コア集積モデル」でそのような大きな天体を形成させるのには低すぎることが示唆されており、この問題を解決するために様々な仮説が提唱された。その一つとして、天王星型惑星がコアの集積（降着）によってではなく、[[原始惑星系円盤]]内の不安定性から形成され、後に近傍の大質量の[[OB型星]]からの放射によって周囲の円盤が吹き飛ばされたとするものがある{{R|Boss2002}}。


別の概念として、これらの天体がより物質密度が高かった太陽の近くで形成されて、原始惑星系円盤が消滅した後に現在の軌道に移動したとするものがある<ref>{{cite journal|first=Edward W.|last=Thommes|author2=Duncan, Martin J.|author3=Levison, Harold F.|title=The formation of Uranus and Neptune among Jupiter and Saturn|year=2002|journal=The Astronomical Journal|volume=123|issue=5|pages=2862–2883|arxiv=astro-ph/0111290|doi=10.1086/339975|bibcode=2002AJ....123.2862T}}</ref>。カイパーベルトで観測された小天体の数をより良く説明できるため、形成後に移動したという仮説は多くの支持を得ている<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=2005-06-07|accessdate=2019-03-01}}</ref>。この仮説の詳細について現在最も広く受け入れられている説明は、移動する海王星や他の巨大惑星がカイパーベルトの構造に影響を与えていたとする[[ニースモデル]]である<ref>{{cite journal|last=Crida|first=A.title=Solar System formation|year=2009|journal=Reviews in Modern Astronomy|volume=21|arxiv=0903.3008|bibcode=2009RvMA...21..215C|doi=10.1002/9783527629190.ch12|page=3008|isbn=978-3-527-62919-0}}</ref><ref>{{cite journal|last=Desch|first=S. J.|title=Mass Distribution and Planet Formation in the Solar Nebula|year=2007|journal=The Astrophysical Journal|volume=671|issue=1|pages=878–893|doi=10.1086/522825|bibcode=2007ApJ...671..878D}}</ref><ref>{{cite journal|last=Smith|first=R.|author2=L. J. Churcher|author3=M. C. Wyatt|author4=M. M. Moerchen|author5=C. M. Telesco|title=Resolved debris disc emission around η Telescopii: a young solar system or ongoing planet formation?|year=2009|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=493|issue=1|pages=299–308|doi=10.1051/0004-6361:200810706|bibcode=2009A&A...493..299S|arxiv=0810.5087}}</ref>。
衛星は[[ギリシア神話]]における海や水の[[精霊]]、環は海王星と関係の深い[[天文学者]]、リング・アークは[[フランス語]]の抽象名詞から取った名が付けられている。


== 人類と海王星 ==
== 衛星 ==
{{Main|海王星の衛星}}
=== 歴史と神話 ===
{{See also|太陽系の惑星と衛星の発見の年表}}
ネプチューン＝海王星は古代人の命名ではなく、[[近世]]以降に発見された惑星に、他の惑星に倣い「未使用の神話上の大物」の名が付けられたもので、天体の外見や運行上の特徴と付けられた神名の関わりは希薄である。最外周の惑星だったため「深淵」のイメージを付与された命名である。ネプチューンはローマ神話の海の神で、ギリシャ神話の[[ポセイドーン|ポセイドン]]に当たる。
[[File:Neptune-visible.jpg|thumb|upright|ハッブル宇宙望遠鏡で撮影された海王星とプロテウス（上）、ラリッサ（右下）、デスピナ（左）の自然色画像]]
海王星には14個の既知の衛星が存在している{{R|fact}}<ref>[http://www.news.com.au/technology/sci-tech/hubble-space-telescope-discovers-fourteenth-tiny-moon-orbiting-neptune/story-fn5fsgyc-1226679913807 Hubble Space Telescope discovers fourteenth tiny moon orbiting Neptune | Space, Military and Medicine]. News.com.au (16 July 2013). Retrieved on 1 March 2019.</ref>。[[トリトン (衛星)|トリトン]]は海王星最大の衛星で、海王星の周回軌道上において全質量の99.5%以上を占めており{{R|group="注"|注釈5}}、[[回転楕円体]]になっている唯一の天体である。トリトンは海王星の発見から17日後に[[ウィリアム・ラッセル (天文学者)|ウィリアム・ラッセル]]によって発見された。太陽系内の他の大型衛星とは異なって[[順行・逆行|逆行]]軌道を描いており、このことはトリトンが海王星と共に形成されたのではなく、外部から捕獲された天体であることを示している。捕獲されるまでは、カイパーベルト内に位置する準惑星規模の天体であったとされている<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|year=2006|journal=Nature|volume=441|issue=7090|pages=192–194|doi=10.1038/nature04792|pmid=16688170|bibcode=2006Natur.441..192A}}</ref>。[[自転と公転の同期]]（潮汐固定）を受けるのには十分海王星に近く、そして[[潮汐加速]]によって海王星に向かってゆっくりと螺旋軌道を描いている。今後約36億年以内に、トリトンは海王星の[[ロッシュ限界]]に達して崩壊してしまうと考えられている<ref>{{cite journal|first1=Christopher F.|last1=Chyba|last2=Jankowski|first2=D. G.|last3=Nicholson|first3=P. D.|title=Tidal evolution in the Neptune-Triton system|year=1989|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=219|issue=1–2|pages=L23–L26|bibcode=1989A&A...219L..23C}}</ref>。1989年、トリトンは太陽系で最も温度が低い天体であると測定され<ref>{{cite news|last=Wilford|first=John N.|work=The New York Times|date=1989-08-29|title=Triton May Be Coldest Spot in Solar System|url=https://query.nytimes.com/gst/fullpage.html?res=950DE4DC1138F93AA1575BC0A96F948260|accessdate=2019-03-01}}</ref>、その推定温度は38 K（-235 ℃）であった<ref>{{cite journal|author=Nelson, R. M.|author2=Smythe, W. D.|author3=Wallis, B. D.|author4=Horn, L. J.|author5=Lane, A. L.|author6=Mayo, M. J.|title=Temperature and Thermal Emissivity of the Surface of Neptune's Satellite Triton|year=1990|journal=Science|volume=250|issue=4979|pages=429–431|doi=10.1126/science.250.4979.429|pmid=17793020|bibcode=1990Sci...250..429N}}</ref>。


発見順において海王星の第2衛星として知られている、[[不規則衛星]]の[[ネレイド (衛星)|ネレイド]]は太陽系の中で最も歪んだ軌道を持つ衛星の一つである。0.7512に及ぶ[[離心率|軌道離心率]]によって、遠海点は近海点よりも7倍海王星から離れる{{R|group="注"|注釈6}}。

[[File:Proteus (Voyager 2).jpg|thumb|upright|left|海王星の衛星プロテウス]]
[[File:S-2004 N1 Hubble montage.jpg|thumb|ハッブル宇宙望遠鏡が撮影した、衛星Hippocampと以前から知られていたより内側の衛星と環の画像|232x232px]]

1989年7月から9月にかけて、ボイジャー2号は新たに海王星の衛星を6個発見した{{R|Stone1989}}。これらのうち、不規則な形状をした衛星[[プロテウス (衛星)|プロテウス]]は、自身の重力で球状になることができない最大級の大きさの天体として注目されている<ref>{{cite web|url=http://web.gps.caltech.edu/~mbrown/dwarfplanets/|title=The Dwarf Planets|author=[[マイケル・ブラウン (天文学者)|Michael E. Brown]]|publisher=California Institute of Technology, Department of Geological Sciences|accessdate=2019-03-01}}</ref>。海王星では2番目に大きな衛星であるが、質量はトリトンのわずか0.25%しかない。海王星で最も内側を公転している4つの衛星、[[ナイアド (衛星)|ナイアド]]、[[タラッサ (衛星)|タラッサ]]、[[デスピナ (衛星)|デスピナ]]、[[ガラテア (衛星)|ガラテア]]は海王星の環の中に入るほど海王星に近い{{sfnp|渡辺潤一|2012|p=174}}。次に近い[[ラリッサ (衛星)|ラリッサ]]は、1981年に恒星を[[掩蔽]]したことで発見された。当時は、この掩蔽は環に起因しているとされたが、1989年にボイジャー2号が海王星を観測した際にラリッサがそれを引き起こしたことが確認された。2002年から2003年までの間に新しく発見された5個の不規則衛星が、2004年に発表された<ref>{{cite journal|last1=Holman|first1=M. J.|last2=Kavelaars|first2=J. J.|last3=Grav|first3=T.|last4=Gladman|first4=B. J.|authorlink4=Brett J. Gladman|last5=Fraser|first5=W. C.|last6=Milisavljevic|first6=D.|last7=Nicholson|first7=P. D.|last8=Burns|first8=J. A.|last9=Carruba|first9=V.|url=https://www.cfa.harvard.edu/~mholman/nature_final.pdf |format=PDF|title=Discovery of five irregular moons of Neptune|year=2004|journal=Nature|volume=430|issue=7002|pages=865–867|doi=10.1038/nature02832|pmid=15318214|bibcode=2004Natur.430..865H}}
</ref><ref>{{cite news|url=http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/3578210.stm|title=Five new moons for planet Neptune|work=BBC News|date=2004-08-18|accessdate=2019-03-01}}</ref>。2013年には、ハッブル宇宙望遠鏡によって撮影された複数の画像を組み合わせた結果、海王星の衛星の中では現時点で最も小さな新衛星[[S/2004 N 1|Hippocamp]]（S/2004 N 1）が発見された<ref>{{cite web|url=https://www.theverge.com/2019/2/20/18233029/neptune-moon-hippocamp-proteus-hubble-space-telescope|title=Neptune’s newly discovered moon may be the survivor of an ancient collision|last=Grush|first=Loren|date=2019-02-20|website=The Verge|accessdate=2019-03-01}}</ref><ref>{{cite web|url=https://www.astroarts.co.jp/news/2013/07/17neptune_moon/index-j.shtml|title=海王星に14個目の新衛星を発見|work=AstroArts|date=2013-07-17|accessdate=2019-03-01}}</ref>。海王星の名称の由来はローマ神話の海の神に因むため、海王星の衛星には、より小さな海の神に因んで命名される{{R|USGS}}。

=== 環 ===
{{Main|海王星の環}}
[[File:neptunerings.jpg|thumb|海王星の環]]
海王星も[[環 (天体)|環]]を持っているが、[[土星]]の環と比べると遥かに微かである。環は、[[ケイ酸塩]]または[[炭素]]をベースとした物質で覆われた氷の粒子から成ると考えられている<ref>{{cite book|last=Cruikshank|first=Dale P.|title=Neptune and Triton|publisher=University of Arizona Press|year=1996|isbn=978-0-8165-1525-7|pages=703–804}}</ref>。主な環は3つあり、それぞれ海王星の中心から63,000 km離れたところにある狭い環は[[海王星の環#アダムズ環|アダムズ環]]、53,000 km離れたところにある環は[[海王星の環#内側の環|ルヴェリエ環]]、そして42,000 km離れた位置にある広く薄い環は[[海王星の環#内側の環|ガレ環]]と呼ばれる。ルヴェリエ環の外側にある微かな環は[[海王星の環#内側の環|ラッセル環]]と呼ばれ、外縁は海王星の中心から57,000 km離れたところにある[[海王星の環#内側の環|アラゴ環]]に囲まれている<ref>{{cite web|last=Blue|first=Jennifer|url=http://planetarynames.wr.usgs.gov/Page/Rings|title=Nomenclature Ring and Ring Gap Nomenclature|website=Gazetteer of Planetary Nomenclature|publisher=USGS|date=2004-12-08|accessdate=2019-03-01}}</ref>。アダムズ環の外側には名称のついていない淡い6本目の環がある{{sfnp|渡辺潤一|2012|pp=172-173}}。

これらの環は1968年にEdward Guinan率いるチームによって初めて観測された{{R|ring1}}<ref>{{cite journal|last1=Guinan|first1=E. F.|last2=Harris|first2=C. C.|last3=Maloney|first3=F. P.|title=Evidence for a Ring System of Neptune|year=1982|journal=Bulletin of the American Astronomical Society|volume=14|page=658|bibcode=1982BAAS...14..658G}}</ref>。1980年代初頭には、このデータをより新しい観測結果と共に分析した結果、海王星の環が不完全な状態になっているとする仮説が提唱された<ref>{{cite journal|last=Goldreich|first=P.|author2=Tremaine, S.|author3=Borderies, N. E. F.|title=Towards a theory for Neptune's arc rings|year=1986|journal=Astronomical Journal|volume=92|pages=490–494|bibcode=1986AJ.....92..490G|doi=10.1086/114178}}</ref>。1984年の恒星の掩蔽観測で、海王星が恒星を覆い隠すときは環も恒星を覆い隠したが、恒星が出現した際に環は恒星を覆い隠していなかった。これは、環に隙間が存在している可能性を示す証拠とされた<ref>{{cite journal|author=Nicholson, P. D. ''et al.''|title=Five Stellar Occultations by Neptune: Further Observations of Ring Arcs|year=1990|journal=Icarus|volume=87|issue=1|pages=1–39|bibcode=1990Icar...87....1N|doi=10.1016/0019-1035(90)90020-A}}</ref>。そして1989年に撮影されたボイジャー2号の画像に、いくつかの微かな環が写されたことから、この問題は解決された。

一番外側の環であるアダムズ環には現在、''Courage''、''Liberté''、''Egalité 1''、''Egalité 2''、''Fraternité''（それぞれ勇気、自由、平等、友愛という意）と呼ばれる5つの主な「[[海王星の環#アーク|アーク]]（弧）」と呼ばれる部分が存在している<ref>{{cite book|first=Arthur N.|last=Cox|title=Allen's Astrophysical Quantities|year=2001|publisher=Springer|isbn=978-0-387-98746-0}}</ref>。このアークは、運動法則に基づく予測では短期間の間に環全体に一様に分布するとされたので、その存在を説明するのが困難であった。現在、天文学者たちは、アークは内側に存在している衛星ガラテアの重力効果によってこのような形になったと考えている<ref>{{cite web|last=Munsell|first=Kirk|author2=Smith, Harman|author3=Harvey, Samantha|url=http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Neptune&Display=Rings |title=Planets: Neptune: Rings|work=Solar System Exploration|publisher=NASA|date=2007-11-13|accessdate=2019-03-01}}</ref><ref>{{cite journal|last=Salo|first=Heikki|author2=Hänninen, Jyrki|title=Neptune's Partial Rings: Action of Galatea on Self-Gravitating Arc Particles|year=1998|journal=Science|volume=282|issue=5391|pages=1102–1104|doi=10.1126/science.282.5391.1102|pmid=9804544|bibcode=1998Sci...282.1102S}}</ref>。

2005年に発表された地球からの観測では、海王星の環が以前考えられていたよりもはるかに不安定である事が示された。2002年と2003年に[[W・M・ケック天文台]]で撮影された画像とボイジャー2号が撮影した画像を比較すると、環が減衰している様子が伺える。基本的にアークは安定しているが、アークも徐々に暗くなっている様子が観測されており<ref>{{cite journal|last=dePater|first=Imke|author2=Gibbard, Seren|last3=Chiang|first3=Eugene|display-authors=2|last4=Hammel|first4=Heidi B.|last5=MacIntosh|first5=Bruce|last6=Marchis|first6=Franck|last7=Martin|first7=Shuleen C.|last8=Roe|first8=Henry G.|last9=Showalter|first9=Mark|title=The Dynamic Neptunian Ring Arcs: Evidence for a Gradual Disappearance of Liberté and Resonant Jump of Courage|year=2005|journal=Icarus|volume=174|issue=1|pages=263–272|doi=10.1016/j.icarus.2004.10.020|url=http://astro.berkeley.edu/~echiang/ppp/nepring.pdf|bibcode=2005Icar..174..263D}}</ref>、特にその一つである''Liberté''はあと1世紀ほどで消滅してしまうかもしれない<ref>{{cite web|url=https://www.newscientist.com/article/mg18524925.900|title=Neptune's rings are fading away|work=New Scientist|date=2005-03-26|website=New Scientist|accessdate=2019-03-01}}</ref>。

== 観測 ==
[[File:Neptune from the VLT with MUSE GALACSI Narrow Field Mode adaptive optics.jpg|thumb|2018年、[[ヨーロッパ南天天文台]]は地球上から海王星の鮮明で高解像度の画像を得るための、独自のレーザーをベースとした観測方法を開発した]]
海王星は1980年から2000年の間に著しく明るくなった<ref>{{cite arxiv|author=Richard W. Schmude Jr.|author2=Ronald E. Baker|author3=Jim Fox|author4=Bruce A. Krobusek|author5=Hristo Pavlov|author6=Anthony Mallama|title=The Secular and Rotational Brightness Variations of Neptune|eprint=1604.00518|version=v1|class=astro-ph.EP|date=2016-04-02|bibcode=2016arXiv160400518S}}</ref>。海王星の[[等級 (天文)|視等級]]の範囲は現在、7.67等から7.89等の範囲で、平均は7.78等、[[標準偏差]]は0.06等となっている{{R|Mallama2018}}。1980年以前の視等級は8等級と暗かった{{R|Mallama2018}}。海王星は肉眼で観望するには淡すぎるため、木星の[[ガリレオ衛星]]や準惑星の[[ケレス (準惑星)|ケレス]]、[[小惑星]]の[[ベスタ (小惑星)|ベスタ]]、[[パラス (小惑星)|パラス]]、[[イリス (小惑星)|イリス]]、[[ジュノー (小惑星)|ジュノー]]、[[ヘーベ (小惑星)|へーべ]]と混合されてしまう可能性がある<ref>それぞれの視等級については各記事を参照。</ref>。[[望遠鏡]]や強力な[[双眼鏡]]があれば、天王星に似た外観の青い天体として海王星を観測することができる{{sfnp|Moore|2000|p=207}}。

地球からの距離が遠いため、その[[角直径]]は太陽系の惑星の中では最小の2.2～2.4[[秒 (角度)|秒角]]となっている{{R|fact|ephemeris}}。見かけの大きさが小さいため、視覚的に研究することは困難である。望遠鏡による観測のほとんどは、ハッブル宇宙望遠鏡や[[補償光学]]（AO）を備えた大型の望遠鏡が出現するまではかなり限られていた<ref>In 1977, for example, even the rotation period of Neptune remained uncertain. {{cite journal|last=Cruikshank|first=D. P.|title=On the rotation period of Neptune|year=1978|journal=Astrophysical Journal Letters|volume=220|pages=L57–L59|bibcode=1978ApJ...220L..57C|doi=10.1086/182636}}</ref><ref>{{cite journal|last=Max|first=C.|last2=MacIntosh|first2=B.|last3=Gibbard|first3=S.|last4=Roe|first4=H.|last5=De Pater|first5=I.|last6=Ghez|first6=A.|last7=Acton|first7=S.|last8=Wizinowich|first8=P.|last9=Lai|first9=O.|title=Adaptive Optics Imaging of Neptune and Titan with the W.M. Keck Telescope|year=1999|journal=Bulletin of the American Astronomical Society|volume=31|page=1512|bibcode=1999AAS...195.9302M}}</ref><ref>{{cite APOD|date=2000-02-18|title=Neptune through Adaptive Optics}}</ref>。補償光学を用いた地上望遠鏡からの海王星の最初の科学的に有用な観測は、1997年に[[ハワイ州|ハワイ]]で行われた<ref>[http://citeseerx.ist.psu.edu/viewdoc/download?doi=10.1.1.66.7754&rep=rep1&type=pdf First Ground-Based Adaptive Optics Observations of Neptune and Proteus] Planetary & Space Science Vol. 45, No. 8, pp. 1031–36, 1997</ref>。海王星は現在、季節が春から夏に変化しつつある時期に入っており、それによって気温が上昇して大気活動と明るさが強くなっていることが示されている。技術的進歩と相まって、補償光学を備えた地上望遠鏡は、ますます鮮明な画像を記録するようになっている。ハッブル宇宙望遠鏡と地球上の補償光学を備えた望遠鏡は1990年代中頃から、太陽系内において数々の発見を成し遂げてきたが、とりわけ木星以遠の惑星の衛星数が大幅に増加した。2004年と2005年に、直径38～61 kmの新たな海王星の衛星が5個発見された<ref>[https://books.google.com/books?id=8s1JV-TrXacC&pg=PA147#v=onepage&q=Neptune&f=false Uranus and Neptune] Reports on Astronomy 2003-2005, pp. 147f.</ref>。

地球から見ると、海王星は367日ごとに[[順行・逆行|逆行]]運動を繰り返す。その結果、逆行運動を起こしている間、海王星は背景の恒星に対してループしているように見える。これらのループは2010年4月と7月、2011年10月と11月に、海王星を1846年に発見された座標に近づけさせた{{R|Horizons2011}}。

無線周波数帯での観測では、海王星が連続放射と不規則なバーストの両方の源であることが示されており、この両方の発生源は、回転する磁場から生じると考えられている{{R|elkins-tanton}}。スペクトルの赤外線部分では、海王星の嵐は背景に対して明るく見える。それによってこれらの特徴の大きさと形を容易に追跡することができる<ref>{{cite journal|author=Gibbard, S. G.|author2=Roe, H.|author3=de Pater, I.|author4=Macintosh, B.|author5=Gavel, D.|author6=Max, C. E.|author7=Baines, K. H.|author8=Ghez, A.|title=High-Resolution Infrared Imaging of Neptune from the Keck Telescope|year=1999|journal=Icarus|volume=156|issue=1|pages=1–15|doi=10.1006/icar.2001.6766|bibcode=2002Icar..156....1G}}</ref>。

[[アリゾナ大学]]の研究チームが、ボイジャー2号やハッブル宇宙望遠鏡の画像から、ほぼ正確な自転周期を求めることに成功している<ref>{{cite web|url=http://www.astroarts.co.jp/news/2011/06/30neptune/index-j.shtml|title=海王星の自転周期が正確に判明!|work=AstroArts|date=2011-06-30|accessdate=2019-03-01}}</ref>。

== 探査 ==
{{Main|海王星探査}}
[[File:Triton moon mosaic Voyager 2 (large).jpg|thumb|ボイジャー2号が撮影したトリトンの集成写真]]
[[ボイジャー2号]]は海王星を訪れた唯一の[[宇宙探査機]]で、海王星に最も接近したのは1989年8月25日だった。探査機が訪れる最後の主要天体で、今後の軌道の影響を考慮する必要が無かったため、[[ボイジャー1号]]が土星の衛星[[タイタン (衛星)|タイタン]]に接近したように、衛星トリトンへの接近飛行が行われた。ボイジャー2号から地球に中継された画像は、1989年の[[公共放送サービス]]の終夜番組、''Neptune All Night''の基礎となった<ref>{{cite web|last=Phillips|first=Cynthia|url=http://www.seti.org/about-us/voices/phillips-080503.php|title=Fascination with Distant Worlds|work=[[SETI協会|SETI Institute]]|date=2003-08-05|archiveurl=https://web.archive.org/web/20071103094424/http://www.seti.org/about-us/voices/phillips-080503.php|archivedate=2007-11-03|accessdate=2019-03-01}}</ref>。

海王星に接近中、探査機からの信号が地球に到達するには246分を要した。したがって、ボイジャー2号の任務のほとんどは、海王星の接近のためにあらかじめ組み込まれていたコマンドに依存されていた。8月25日にボイジャー2号が海王星の大気上空4,400 km以内に接近する前に衛星[[ネレイド (衛星)|ネレイド]]に近接接近し、そして同日遅くに最大の衛星トリトンの近くを通過した{{sfnp|Burgess|1991|pp=46-55}}。

ボイジャー2号は海王星を取り巻く磁場の存在を確認し、磁場が中心からずれており、天王星の磁場と同じように傾いていることが判明した。海王星の自転周期は電波放射の測定値を用いて求められ、また海王星には驚くほど活発な大気活動があることも示された。また、海王星の衛星を新たに6個発見し、複数本の環が存在していることも確認された{{R|Stone1989}}{{sfnp|Burgess|1991|pp=46-55}}。

海王星のフライバイはまた、以前に計算されていたものよりも0.5%少ない初めての正確な海王星の質量の推定値をもたらした。この新たな形態は、未発見の[[惑星X]]が海王星と天王星の軌道に作用したという仮説を反証することとなった<ref>Tom Standage (2000). ''The Neptune File: A Story of Astronomical Rivalry and the Pioneers of Planet Hunting''. New York: Walker. p. 188. {{ISBN|978-0-8027-1363-6}}.</ref><ref>{{cite web|author1=Chris Gebhardt|author2=Jeff Goldader|url=http://www.nasaspaceflight.com/2011/08/thirty-four-years-voyager-2-continues-explore/|title=Thirty-four years after launch, Voyager 2 continues to explore|work=NASASpaceflight|date=2011-08-20|accessdate=2019-03-01}}</ref>。

2008年10月16日、冥王星探査のために打ち上げられた探査機[[ニュー・ホライズンズ]]が、約37億5,000万 km 離れた位置から海王星とトリトンの画像を撮影した<ref>{{cite web|url=https://www.astroarts.co.jp/news/2009/03/13new_horizons/index-j.shtml|title=衛星トリトンをとらえた、ニューホライズンズ|work=AstroArts|date=2009-03-13|accessdate=2019-03-01}}</ref>。

ボイジャー2号のフライバイミッション後、海王星系の科学的探査における次のステップは、旗艦軌道ミッション（Flagship orbital mission）であると考えられている{{R|Flagship}}。このような仮説的ミッションは2020年代後半または2030年代初頭に可能に予想されている{{R|Flagship}}。しかし、海王星への探査ミッションを早く実施するための議論が行われたことがある。2003年には、土星探査機[[カッシーニ (探査機)|カッシーニ]]に似たNASAによる「[[ネプチューン・オービター|Neptune Orbiter with Probes]]」ミッションが提案された<ref>{{cite journal|last1=Spilker|first1=T. R.|last2=Ingersoll|first2=A. P.|title=Outstanding Science in the Neptune System From an Aerocaptured Vision Mission|year=2004|journal=Bulletin of the American Astronomical Society|volume=36|page=1094|bibcode=2004DPS....36.1412S}}</ref>。もう一つ、最近提案された計画として、2020年打ち上げ予定のフライバイ探査機{{仮リンク|Argo (探査機)|label=Argo|en|Argo (spacecraft)}}である。Argoは木星、土星、海王星、カイパーベルトを訪問することが予定されており、焦点となる海王星とトリトンの探査は2029年頃になるとされている<ref>{{cite web|url=http://www.spacepolicyonline.com/pages/images/stories/PSDS%20GP1%20Hansen_Argo_Neptune%20Mission%20Concept.pdf|title=Argo – A Voyage Through the Outer Solar System|author=Candice Hansen ''et al.''|work=SpacePolicyOnline.com|publisher=Space and Technology Policy Group, LLC|date=|accessdate=2019-03-01}}</ref>。また、ニュー・ホライズンズのミッション内容に海王星の接近探査が含まれる可能性もあった（後に断念された）。

== 人類と海王星 ==
=== 占星術 ===
=== 占星術 ===
海王星は古代には知られていなかったため[[七曜]]・[[九曜]]には含まれないが、[[10大天体]]の1つである。
海王星は古代には知られていなかったため[[七曜]]・[[九曜]]には含まれないが、[[10大天体]]の1つである。


[[西洋占星術]]では、[[双魚宮]]（うお座）の[[支配星]]（海王星発見以前は[[木星]]が支配星とされていた）である。見えないものを示し、[[石油]]、[[石油製品]]、[[霊感]]、[[海]]に当てはまる<ref>[[石川源晃]]『【実習】占星学入門』 ISBN 4-89203-153-4</ref>。
[[西洋占星術]]では、[[双魚宮]]（うお座）の[[支配星]]（海王星発見以前は[[木星]]が支配星とされていた）である。見えないものを示し、[[石油]]、[[石油製品]]、[[霊感]]、[[海]]に当てはまる<ref>[[石川源晃]]『【実習】占星学入門』 ISBN 4-89203-153-4</ref>。

=== 惑星記号 ===
[[ファイル:Neptune_symbol.svg|right]]
[[ネプトゥヌス|ネプチューン]]の得物である[[トリアイナ|三叉矛（トライデント）]]を図案化したものが、[[占星術]]・[[天文学]]を通して用いられる。


=== 海王星を扱った作品 ===
=== 海王星を扱った作品 ===
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== 脚注 ==
== 脚注 ==
{{脚注ヘルプ}}
{{脚注ヘルプ}}
=== 注釈 ===
{{Reflist|2}}
{{Reflist|group="注"|refs=
<ref name="注釈1">軌道要素は太陽の重心と海王星の重心におけるもので、[[元期]][[J2000.0]]の{{仮リンク|接触軌道|en|Osculating orbit}}における瞬間的な値である。重心は、惑星の中心とは対照的に、周囲の衛星の運動によって変化しない。</ref>

<ref name="注釈2">大気圧が1 [[バール (単位)|bar]]（100 [[パスカル (単位)|kPa]]）を超える範囲までを示す。</ref>

<ref name="注釈3">海王星の質量が大きいほど重力により大気が圧縮されるため、海王星は天王星よりも密度が高く、物理的に小さくなる。</ref>

<ref name="注釈4">地球の質量を5.9736 {{e|24}} kgとして、地球と海王星の質量比が求められる。
: <math>\tfrac{M_\text{Neptune}}{M_\text{Earth}} = \tfrac{1.02 \times 10^{26}}{5.97 \times 10^{24}} = 17.09.</math>
天王星の質量を8.6810{{e|25}} kgとして、地球と天王星の質量比が求められる。
: <math>\tfrac{M_\text{Uranus}}{M_\text{Earth}} = \tfrac{8.68 \times 10^{25}}{5.97 \times 10^{24}} = 14.54.</math>
木星の質量を1.8986{{e|27}}kgとして、海王星と木星の質量比が求められる。
: <math>\tfrac{M_\text{Jupiter}}{M_\text{Neptune}} = \tfrac{1.90 \times 10^{27}}{1.02 \times 10^{26}} = 18.63.</math>
質量値は{{cite web|last=Williams|first=David R.|date=2007-11-29|url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/|title=Planetary Fact Sheet&nbsp;– Metric|publisher=NASA|accessdate=2019-03-01}}より</ref>

<ref name="注釈5">トリトンの質量は 2.14{{e|22}} kg。知られているその他の12個の海王星の衛星の合計質量は 7.53×{{e|19}} kg で、トリトンの0.35%に相当する。環の質量はごくわずかである。</ref>

<ref name="注釈6"><math>\tfrac{r_{a}}{r_{p}} = \tfrac{2}{1-e} - 1 = 2/0.2488 - 1 \approx 7.039.</math></ref>
}}

=== 出典 ===
{{Reflist|2|refs=
<ref name="Mallama2018">{{cite journal|author=Mallama, A.|author2=Hilton, J.L.|title=Computing Apparent Planetary Magnitudes for The Astronomical Almanac|year=2018|journal=Astronomy and Computing|volume=25|pages=10–24|doi=10.1016/j.ascom.2018.08.002|bibcode=2018A&C....25...10M|arxiv=1808.01973}}</ref>

<ref name="fact">{{cite web|last=Williams|first=David R.|url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/neptunefact.html|title=Neptune Fact Sheet|publisher=[[アメリカ航空宇宙局|NASA]]|date=2004-09-01|accessdate=2019-03-01}}</ref>

<ref name="ephemeris">{{cite web|last=Espenak|first=Fred|url=http://eclipse.gsfc.nasa.gov/TYPE/TYPE.html |title=Twelve Year Planetary Ephemeris: 1995–2006|publisher=NASA|date=2005-07-20|accessdate=2019-03-01}}</ref>

<ref name="Hamilton">{{cite web|first=Calvin J.|last=Hamilton|url=http://www.solarviews.com/eng/neptune.htm|title=Neptune|date=2001-08-04|publisher=Views of the Solar System|accessdate=2019-03-01}}</ref>

<ref name="discovery">{{cite web|url=https://planetarynames.wr.usgs.gov/Page/Planets|title=Planet and Satellite Names and Discoverers|work=Working Group for Planetary System Nomenclature|publisher=[[国際天文学連合|International Astronomical Union]]|accessdate=2019-03-01}}</ref>

<ref name="planet_years">{{cite web|last=Seligman|first=Courtney|url=http://cseligman.com/text/sky/rotationvsday.htm|title=Rotation Period and Day Length|accessdate=2019-03-01}}</ref>

<ref name="meanplane">{{cite web|title=The MeanPlane (Invariable plane) of the Solar System passing through the barycenter|url=http://home.surewest.net/kheider/astro/MeanPlane.gif|date=2009-04-03|accessdate=2019-03-01|deadurl=yes|archiveurl=https://www.webcitation.org/5glwILykY?url=http://home.comcast.net/~kpheider/MeanPlane.gif|archivedate=2009-05-14}} (produced with [http://chemistry.unina.it/~alvitagl/solex/ Solex 10] {{webarchive|url=https://www.webcitation.org/5gOzK38bc?url=http://chemistry.unina.it/~alvitagl/solex/|date=2009-04-29}} written by Aldo Vitagliano; see also [[:en:Invariable plane|Invariable plane]])</ref>

<ref name="Seidelmann2007">{{cite journal| doi = 10.1007/s10569-007-9072-y|last1=Seidelmann|first1=P. Kenneth|last2=Archinal|first2=Brent A.|last3=A'Hearn|first3=Michael F.|last4=Conrad|first4=Albert R.|last5=Consolmagno|first5=Guy J.|last6=Hestroffer|first6=Daniel|last7=Hilton|first7=James L.|last8=Krasinsky| first8=Georgij A.|last9=Neumann|first9=Gregory A.|last10=Oberst|first10=Jürgen|last11=Stooke|first11=Philip J.|last12=Tedesco|first12=Edward F.|last13=Tholen|first13=David J.|last14=Thomas|first14=Peter C.|last15=Williams|first15=Iwan P.|title=Report of the IAU/IAG Working Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006|year=2007|journal = Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy|volume=98|issue=3|pages=155–180|bibcode=2007CeMDA..98..155S}}</ref>

<ref name="fact2">{{cite web|first=K.|last=Munsell|author2=Smith, H.|author3=Harvey, S.|url=http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Neptune&Display=Facts|title=Neptune: Facts & Figures|work=NASA|date=2007-11-13|accessdate=2019-03-01}}</ref>

<ref name="Pearl1991">{{cite journal|title=The albedo, effective temperature, and energy balance of Neptune, as determined from Voyager data|first1=J. C.|last1=Pearl ''et al.''|year=1991|journal=J. Geophys. Res.|volume=96|pages=18,921–18,930|doi=10.1029/91JA01087|bibcode=1991JGR....9618921P}}</ref>

<ref name="Mallama2017">{{cite journal|first1=Anthony|last1=Mallama|first2=Bruce|last2=Krobusek|first3=Hristo|last3=Pavlov|title=Comprehensive wide-band magnitudes and albedos for the planets, with applications to exo-planets and Planet Nine|year=2017|journal=Icarus|volume=282|pages=19–33|doi=10.1016/j.icarus.2016.09.023|bibcode=2017Icar..282...19M|arxiv=1609.05048 }}</ref>

<ref name="Lunine1993">{{cite journal|last=Lunine|first=Jonathan I.|title=The Atmospheres of Uranus and Neptune|year=1993|journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|volume=31 |pages=217–263|doi=10.1146/annurev.aa.31.090193.001245|bibcode=1993ARA&A..31..217L}}</ref>

<ref name="bluecolour">{{cite web|first=Kirk|last=Munsell|author2=Smith, Harman|author3=Harvey, Samantha|url=http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Neptune&Display=OverviewLong|title=Neptune overview |website=Solar System Exploration|publisher=NASA|date=2007-11-13|accessdate=2019-03-01|deadurl=yes|archiveurl=https://web.archive.org/web/20080303045911/http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Neptune&Display=OverviewLong|archivedate=2008-05-03}}</ref>

<ref name="Suomi1991">{{cite journal|last=Suomi|first=V. E.|author2=Limaye, S. S.|author3=Johnson, D. R.|title=High Winds of Neptune: A possible mechanism|year=1991|journal=[[サイエンス|Science]]|volume=251|issue=4996|pages=929–932|doi=10.1126/science.251.4996.929|pmid=17847386|bibcode=1991Sci...251..929S}}</ref>

<ref name="Hubbard1997">{{cite journal|last=Hubbard|first=W. B.|title=Neptune's Deep Chemistry|year=1997|journal=Science|volume=275 |issue=5304|pages=1279–1280|pmid=9064785|doi=10.1126/science.275.5304.1279}}</ref>

<ref name="nettelmann">{{cite web|last=Nettelmann|first=N.|author2=French, M.|author3=Holst, B.|author4=Redmer, R.|url=https://www.gsi.de/informationen/wti/library/plasma2006/PAPERS/TT-11.pdf|format=PDF|title=Interior Models of Jupiter, Saturn and Neptune|work=University of Rostock|accessdate=2019-03-01|deadurl=yes|archiveurl=https://web.archive.org/web/20110718120920/https://www.gsi.de/informationen/wti/library/plasma2006/PAPERS/TT-11.pdf|archivedate=2011-07-18}}</ref>

<ref name="ring1">{{cite news|last=Wilford|first=John N.|url=https://query.nytimes.com/gst/fullpage.html?sec=technology&res=950DE3D71F38F933A25755C0A964948260&n=Top/News/Science/Topics/Space|title=Data Shows 2 Rings Circling Neptune|work=The New York Times|date=1982-06-10|accessdate=2019-03-01}}</ref>

<ref name="Airy1846">{{cite journal|first=G. B.|last=Airy|title=Account of some circumstances historically connected with the discovery of the planet exterior to Uranus|year=1846|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=7|issue=10|pages=121–144|doi=10.1002/asna.18470251002|bibcode=1846MNRAS...7..121A}}</ref>

<ref name="USGS">{{cite web|url=http://planetarynames.wr.usgs.gov/Page/Planets|title=Planet and Satellite Names and Discoverers|publisher=U.S. Geological Survey|series=Gazetteer of Planetary Nomenclature|date=2008-12-17|accessdate=2019-03-01}}</ref>

<ref name="Appendix 5: Planetary Linguistics">[http://nineplanets.org/days.html "Appendix 5: Planetary Linguistics"], Nineplanets.org</ref>

<ref name="Boss2002">{{cite journal|first=Alan P.|last=Boss|title=Formation of gas and ice giant planets|year=2002|journal=Earth and Planetary Science Letters|volume=202|issue=3–4|pages=513–523|doi=10.1016/S0012-821X(02)00808-7|bibcode=2002E&PSL.202..513B}}</ref>

<ref name="elkins-tanton">{{cite book|last=Elkins-Tanton|first=Linda T.|title=Uranus, Neptune, Pluto, and the Outer Solar System|publisher=Chelsea House|location=New York|year=2006|pages=79–83|isbn=978-0-8160-5197-7}}</ref>

<ref name="Encrenaz2003">{{cite journal|last1=Encrenaz|first1=Thérèse|title=ISO observations of the giant planets and Titan: what have we learnt?|year=2003|journal=Planetary and Space Science|volume=51|issue=2|pages=89–103|doi=10.1016/S0032-0633(02)00145-9|bibcode=2003P&SS...51...89E}}</ref>

<ref name="Ness1989">{{cite journal|last=Ness|first=N. F.|author2=Acuña, M. H.|author3=Burlaga, L. F.|author4=Connerney, J. E. P.|author5=Lepping, R. P.|author6=Neubauer, F. M.|title=Magnetic Fields at Neptune|year=1989|journal=Science|volume=246|issue=4936|pages=1473–1478|doi=10.1126/science.246.4936.1473|pmid=17756002|bibcode=1989Sci...246.1473N}}
</ref>

<ref name="spot">{{cite web|last=Lavoie|first=Sue|url=http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA02245 |title=PIA02245: Neptune's blue-green atmosphere |publisher=[[ジェット推進研究所|Jet Propulsion Laboratory]]|date=2000-02-16|accessdate=2019-03-01}}</ref>

<ref name="tettei">{{cite book|和書|title=徹底図解 宇宙のしくみ|year=2005|publisher=[[新星出版社]]|page=80|isbn=978-4-405-10651-2}}</ref>

<ref name="villard">{{cite news|last=Villard|first=Ray|author2=Devitt, Terry|url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2003/17/text/|title=Brighter Neptune Suggests A Planetary Change Of Seasons|work=Hubble News Center|date=2003-05-15|accessdate=2019-03-01}}</ref>

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== 関連項目 ==
== 関連項目 ==
* [[太陽系外縁天体]] - 海王星以遠天体とも呼ばれていた
{{sisterlinks|commons=Neptune (planet)}}
* [[太陽系外縁天体]]（海王星以遠天体とも呼ばれていた）
* [[ネプツニウム]] - 海王星に因んで命名された元素
*[[ホット・ネプチューン]]
* [[ホット・ネプチューン]]
*[[コールド・ネプチューン]]
* [[コールド・ネプチューン]]


== 外部リンク ==
== 外部リンク ==
{{sisterlinks|commons=Neptune (planet)}}
* [https://ww1.fukuoka-edu.ac.jp/~kanamitu/study/tnp/tnpjp/nineplan/neptune.htm ザ・ナインプラネッツ日本語版（海王星）]
* [https://ww1.fukuoka-edu.ac.jp/~kanamitu/study/tnp/tnpjp/nineplan/neptune.htm ザ・ナインプラネッツ日本語版（海王星）]
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*[https://thehappykoala.github.io/Harmony-of-the-Spheres/#/scenario/The%20Sun%20and%20the%20Neptunian%20System Interactive 3D visualisation of Neptune and its inner moons]


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2019年3月30日 (土) 14:52時点における版

海王星
Neptune
ボイジャー2号が撮影した大暗斑とそれに類似した明るい模様を映した海王星の画像。西側の周縁には「スクーター」と呼ばれる移動速度が速い明るい模様と小さな暗点が見られる。
ボイジャー2号が撮影した大暗斑とそれに類似した明るい模様を映した海王星の画像。西側の周縁には「スクーター」と呼ばれる移動速度が速い明るい模様と小さな暗点が見られる。
見かけの等級 (mv) 7.67 - 8.00[1]
視直径 2.2 - 2.4"[2][3]
分類 天王星型惑星
発見
発見年 1846年9月23日[4]
発見者 ユルバン・ルヴェリエ
ジョン・アダムズ
ヨハン・ガレ[4]
発見場所 ドイツの旗 ドイツ・ベルリン[5]
発見方法 望遠鏡による観測
軌道要素と性質
元期:J2000.0[注 1]
太陽からの平均距離 30.047 au[2]
平均公転半径 4,495,060,000 km[2]
近日点距離 (q) 29.886 au[2]
遠日点距離 (Q) 30.216 au[2]
離心率 (e) 0.00858587[2]
公転周期 (P) 164.79 年[2]
60,189 地球日
89,666 海王星太陽日[6]
会合周期 367.49 日[2]
平均軌道速度 5.43 km/s[2]
軌道傾斜角 (i) 1.76917°（黄道面に対して）[2]
6.43°（太陽の赤道面に対して）
0.725429°（不変面に対して）[7]
近日点引数 (ω) 44.97135°[2]
昇交点黄経 (Ω) 131.72169°[2]
平均近点角 (M) 304.88003°[2]
太陽の惑星
衛星の数 14[2]
物理的性質
半径 24,622 ± 19 km[8][注 2]
赤道半径 24,764 ± 15 km[8][注 2]
極半径 24,341 ± 30 km[8][注 2]
表面積 7.6183 ×109 km2[9][注 2]
体積 6.254 ×1013 km3[2][注 2]
質量 1.02413 ×1026 kg[2]
地球との相対質量 17.147
平均密度 1.638 g/cm3[2]
表面重力 11.15 m/s2[2]
（1.14 g）
脱出速度 23.5 km/s[2][注 2]
自転周期 0.671 日[2]
（16時間6分36秒）
アルベド（反射能） 0.290（ボンドアルベド）[10]
0.442（幾何アルベド）[11]
赤道傾斜角 28.32°[2]
表面温度 46.6 K（温室効果なし）[2]
72 K（気圧1 barにおいて）[2]
55 K（気圧0.1 barにおいて）[2]
大気の性質
大気圧 深さによって異なる
気体成分[2]
水素 80 ± 3.2%
ヘリウム 19 ± 3.2%
メタン 1.5 ± 0.5%
重水素化水素 ~0.019%
エタン ~0.00015%
氷の成分[2] アンモニア
水
硫化水素アンモニウム
メタン?
■Template （■ノート ■解説） ■Project

海王星（かいおうせい、英語: Neptune [ˈnɛptjuːn][12]）は、太陽系の第8惑星で、太陽系の惑星の中では最も太陽から遠い位置を公転している。太陽系の惑星の中では、直径は4番目、質量は3番目に大きく、最も密度が高いガス惑星である。地球の17倍の質量を持ち、これは組成が類似し直径がやや大きい天王星の質量（地球の15倍）よりもわずかに大きい[注 3]。164.8年かけて太陽を公転しており、太陽からは平均30.1 au（45億 km）離れている。名称は、ローマ神話における海神ネプトゥーヌス（Neptūnus）に因んで命名され、惑星記号♆はネプトゥーヌスが持つ三叉槍（トライデント）を様式化したものである。

肉眼で観望することは出来ず、太陽系において唯一、経験的観測ではなく数学的予測によって発見された惑星である。フランスの天文学者アレクシス・ブヴァールは、天王星の軌道の予期せぬ変化から、天王星の軌道が未知の惑星による重力的摂動によって生じているという推論を導いた。その後、ユルバン・ルヴェリエによって予測された範囲内の位置で1846年9月23日にヨハン・ゴットフリート・ガレが望遠鏡を用いて海王星を発見した[4]。最大の衛星であるトリトンはその後間もなく発見されたが、地球からの距離が遠く、地上の望遠鏡での観測で非常に小さな天体を発見するのは困難なため、現在知られているその他の13個の衛星は20世紀になるまで発見されなかった。1989年8月25日にボイジャー2号が海王星を訪れフライバイを行った[13]。ハッブル宇宙望遠鏡や補償光学機能を備えた大型の地上望遠鏡の登場によって、近年は遠方からの更なる観測が可能になっている。

水やメタン、アンモニアなどの「氷」の割合は大きいものの、木星や土星と同様に海王星の大気は主に水素やヘリウム、そして微量の炭化水素と窒素で構成されている。しかし、天王星と同様にその内部は氷と岩石で構成されている[14]。そのため通常は、天王星と海王星は木星、土星との違いを強調して天王星型惑星（巨大氷惑星）とみなされる[15]。海王星の青い外観は、最も外側の領域に存在している微量のメタンによって作り出されているとされている[16]。

質素な天王星の大気とは対照的に、海王星の大気は活発で、明確な変化が見られる気候を持つ。例えば、1989年にボイジャー2号がフライバイを行った時点では、南半球に木星の大赤斑に類似した大暗斑と呼ばれる模様が存在していた。これらの気象パターンは、太陽系のどの惑星よりも強い持続的な風によって引き起こされ、記録されているその風速は2,100 km/h（580 m/s）にもなる[17]。太陽からの距離が遠いため、海王星の外側の大気は太陽系で最も温度の低い場所の一つで、雲頂での温度は55 K（-218 ℃）に近いが、中心の温度は約5,400 K（約5,100 ℃）になっている[18][19]。海王星は微かで断片的な環を持っている。この環は1984年に発見され、後にボイジャー2号の観測でも確認された[20]。

歴史

発見

詳細は「海王星の発見」を参照
ガリレオ・ガリレイ

望遠鏡を通じて記録されたこれまでで最も初期の観測記録の一部である、1612年12月28日と1613年1月27日にガリレオ・ガリレイが描いた図面には、海王星が位置していた地点が記されていた。しかし、どちらの場合もガリレオは海王星を、合を起こしている木星の近くにある恒星と誤って認識していたとされている[21]。したがって、ガリレオは海王星を発見したとはみなされていない。彼が最初に観測を行った1612年12月は、海王星は逆行し始めたばかりで、天球上ではほぼ静止しているように見えていた。この見かけ上の逆行は地球が軌道上において外側にある惑星を通り過ぎた際に発生するが、海王星はその時、逆行し始めたばかりだったので、その海王星の動きはガリレオの小型望遠鏡で検出するにはあまりにも小さすぎた。しかし2009年7月に、メルボルン大学の物理学者David Jamiesonは、少なくともガリレオが観測した「星」が背景の恒星に対して相対的に動いているのを知っていたことを示唆する新たな証拠を発表した[22]。

1821年、アレクシス・ブヴァールは海王星の一つ内側を公転している天王星の天文表を発表した[23]。その後行われた観測で、天王星の位置が表と実質的に異なっていることが明らかになり、ブヴァールは未知の天体の重力作用によって天王星の軌道が乱されているという仮説を導いた[24]。1843年、イギリスの数学者ジョン・クーチ・アダムズは彼が所持していたデータを使って天王星の軌道の研究を始めた。ケンブリッジ天文台の所長ジェームズ・チャリスを介して、彼は1844年2月にそのデータを受け取ったジョージ・ビドル・エアリーからの追加データを要求した。アダムズは1845年から1846年にかけて作業を続け、新しい惑星に関するいくつかの異なる推定を立てた[25][26]。

ユルバン・ルヴェリエ

1845年から1846年にかけて、アダムズとは無関係に、フランスの数学者ユルバン・ルヴェリエは自身の計算方法を開発したが、彼の同胞にその熱意は伝わらなかった。1846年6月に、ルヴェリエが最初に発表した惑星の経度の推定値とアダムズの推定値との類似性を見て、エアリーはチャリスに惑星を探索するように説得させ、チャリスは8月から9月にかけて捜索を行った[24][27]。

その間、ルヴェリエは手紙でベルリン天文台の天文学者ヨハン・ゴットフリート・ガレに天文台の屈折望遠鏡で未知の惑星を捜索するように促した。天文台の学生だったハインリヒ・ダレストはルヴェリエが予測した領域を描いた図面と実際の観測結果とを比較することで、恒星とは異なる、未知の惑星の変位特性を求めれることをガレに示した。ガレが手紙を受け取った1846年9月23日の夜、彼はルヴェリエが予測していた地点から1°以内、アダムズが予測していた地点から約12°の領域内で海王星を発見した。後にチャリスは8月4日と8月12日に自身も海王星を観測していたことが判明したが、当時彼が所持していた星図が最新のものではなく、また同時に行っていた彗星の観測に気を取られていたため、海王星を惑星と認識することはできなかった[24][28]。

海王星の発見をきっかけに、フランスとイギリスの間で海王星の発見に値するのは誰なのかについて多くの民族主義的な対立が発生したが、結局、海王星はルヴェリエとアダムズの両方が発見したという国際的コンセンサスが定着した。1966年以来、アメリカの天文学者Dennis Rawlinsはアダムズの共同発見の主張の信頼性について疑問を投げかけ、1998年にグリニッジ王立天文台に歴史文書の「Neptune papers」が返却されたことで歴史家による再評価が行われた[29]。文章を検討した後、彼らは「アダムズは、海王星の発見に関してルヴェリエと同等の信用に値するものはではない。その信用は、惑星の位置を予測することとそれを捜索することを天文学者に納得させることの両方に成功した者にのみ属する。」としている[30]。

命名

発見直後、海王星は単に「天王星の外側の惑星」や「ルヴェリエの惑星」と呼ばれていた。最初に提案された名称はガレが提案した「ヤーヌス（Janus）」というものだった。イギリスでは、チャリスが付与した「オーケアノス（Oceanus）」という名称が用いられていた[31]。

ルヴェリエは彼の発見した惑星に名称を付与する権利を主張し、すぐにこの新たな惑星にNeptuneという名称を提案したが、フランス経度局（英語版）によって正式に承認されたという誤った内容を述べていた[32]。10月、彼は自身の名に因んで新たな惑星をLe Verrierと命名することを求め、この提案は当時の天文台長であったフランソワ・アラゴからも支持を得ていたが、フランス国外からはこの提案に対して多くの反発が上がった[33]。フランスの年鑑はすぐに、天王星が発見された後に発見者のウィリアム・ハーシェルに因んで使用されていたHerschelという名称を天王星に再導入し、新たな惑星にLe Verrierという名称を導入した[34]。

天文学者フリードリッヒ・フォン・シュトルーベは、1846年12月29日に帝国サンクトペテルブルク科学アカデミーにてNeptuneという名称を支持することを表明した[35]。その後すぐに、Neptuneという名称は国際的に受け入れられるようになっていった。ローマ神話では、名称の元となったネプトゥーヌス（Neptūnus）はギリシア神話のポセイドーン（Poseidōn）と同一視される海の神である。この神話に基づく命名の提案は惑星の命名法と一致しており、地球以外の全ての惑星はギリシア神話とローマ神話の神々から命名されている[36]。

今日において、ほとんどの言語でNeptuneという名称が使用されている。中国語、ベトナム語、日本語、朝鮮語ではこの名称は「海王星」と訳されるようになった[37][38]。モンゴル語では、海の支配者である同名の神の役割を反映して、Dalain Van（Далайн ван）と呼ばれている。現在のギリシャ語では、海王星はネプトゥーヌスのギリシャ語にあたるPoseidon（Ποσειδώνας, Poseidonas）と呼ばれる[39]。ヘブライ語では、海王星の正式名称として、2009年にヘブライ語アカデミーで管理されていた詩篇に登場する海の怪物に因んだ"Rahab"（רהב）という名称が選定された。既存のラテン語では、一般的にNeptu（נפטון）という名称が使用されている[40][41]。マオリ語ではマオリ神話に登場する海の神に因んでTangaroaと呼ばれている[42]。ナワトル語ではTlāloccītlalliと呼ばれており、これは雨の神トラロックに因んでいる[42]。タイ語では、海王星はヒンドゥー教において月の交点に存在するとされるケートゥ（केतु）を西洋化した、Dao Nepjun（ดาวเนปจูน）もしくはDao Ketu（ดาวเกตุ, Star of Ketu）という名称が用いられる。

状況

1846年の発見から1930年の冥王星の発見まで、海王星は最も外側にある惑星として知られていた。発見された時は冥王星は惑星とみなされ、楕円軌道によって冥王星が海王星よりも太陽に接近した1979年から1999年までの20年間を除き、海王星は2番目に遠い惑星となった[43]。1992年にエッジワース・カイパーベルトが発見されたことによって、冥王星を惑星とみなすべきか、それともカイパーベルトの一部とみなすべきかについて、多くの天文学者たちの間で議論が交わされた[44][45]。2006年に国際天文学連合（IAU）は初めて惑星の定義を制定したことにより、冥王星は準惑星に再分類され、海王星は再び太陽系で最も外側にある惑星となった[46]。

物理的性質

地球と海王星の大きさの比較

海王星の質量は1.0243 ×1026 kgで[2]、これは地球の17倍、木星の19分の1に相当し[注 4]、地球とより大きな巨大ガス惑星の中間の規模を持つ。気圧1 barでの重力加速度は地球の1.14倍に相当する11.15 m/s2で[2]、これは太陽系内の惑星では木星に次いで大きい値である[47]。赤道半径は地球の約4倍の24,764 kmである[8]。海王星は天王星と似ており、木星や土星よりも小型で、含まれている揮発性物質の濃度が高いことから木星型惑星のサブクラスである天王星型惑星（巨大氷惑星）に分類される[48]。太陽系外惑星の探査では、英語名の「Neptune」は比喩的に使用されている。科学者たちが太陽系外で発見された様々な天体を「Jupiters」と呼ぶように、海王星と同等の質量を持つ天体はしばしば「Neptunes」と呼ばれる[49]。

内部構造

海王星の内部構造は天王星と似ている。海王星の大気は全質量の5～10%を占め、大気圏の厚さは全体半径の10～20%、中心の核における大気圧は約10 GPa。すなわち地球上の大気圧の約10万倍に達する。大気圏の下層に近づくに従い、メタン・アンモニア・水の濃度が上昇する[18]。

海王星の内部構造
  1. 上層の大気や雲
  2. 水素やヘリウム、メタンのガスから成る大気
  3. 水やアンモニア、メタンの氷から成るマントル
  4. 岩石（ケイ酸塩とニッケル鉄）から成る核

マントルの質量は地球の10～15倍に相当し、水やアンモニア、メタンが豊富に含まれている[4]。惑星科学分野の習慣では、このような状態は高温で高密度な液体であるにもかかわらず「氷」と呼ばれる。この高い電気伝導率を持つ液体は、しばしば「水とアンモニアの海（water-ammonia ocean）」 と呼ばれる[50]。マントルは水分子が水素および酸素のイオンに分解されてできた「イオン水」(ionic water) の層によって構成され、さらに深部では酸素が結晶化し、水素イオンがその結晶格子の中を漂う「超イオン水（superionic water）」の状態にある層から成っているとされる[51]。深さ7,000 kmの深度では、マントル中のメタンがダイヤモンドの結晶へと分解され、雹のような形で中心核に向かって降り注いでいる状態になっているかもしれない[52][53][54]。ローレンス・リバモア国立研究所での超高圧実験では、マントルの最上部は浮遊固体の「ダイヤモンド」を含む液体炭素の海になっている可能性が示唆されている[55][56][57]。

海王星の核は、鉄やニッケル、ケイ酸塩で構成され、内部モデルでは地球の核の1.2倍の質量を持つことが示されている[58]。中心部の圧力は7Mbar（700 GPa）で、これは地球の中心部の約2倍に相当し、温度は約5,400 Kとされている[18][19]。

大気

可視光線と近赤外線を画像を組み合わせた海王星の画像。大気中にメタンの存在を示す帯と4つの衛星（プロテウス・ラリッサ・ガラテア・デスピナ）が映し出されている。
海王星とその衛星のタイムラプス動画

海王星の上層の大気には、水素が80%、ヘリウムが19%[18]、そして微量のメタンが含まれている。顕著なメタンの吸収帯は、スペクトル上の赤および赤外部分において、600 nmを超える波長を示す部分に存在している。天王星の穏やかなシアン色と海王星の鮮やかなアジュール色とに違いはあるが、天王星と同じく、大気中に含まれるメタンによる赤色の光の吸収によって青い色合いになっている[59]。しかし、大気中に含まれるメタンの含有量は天王星と類似しているため、天王星に比べより青みが深い理由はいくつかの未知の化合物によるものと考えられている[16]。

海王星の大気は、高度と共に温度が下がる下層の対流圏と高度と共に温度が上がる上層の成層圏の2つの領域に分けられる。その境界である対流圏界面での気圧は0.1 bar（10 kPa）になっている[15]。さらに上層になると、成層圏の気圧は×10−5～×10−4 bar（1～10 Pa）以下になり熱圏となる[15]。熱圏よりさらに上層になると徐々に外気圏へと変わる。

高度の高い雲の帯が下層の雲の上面に影を落としている様子

モデルでは、海王星の対流圏が高度に応じて異なる組成の雲に覆われていることが示唆されている。上層部の雲は1 bar以下の気圧下にあり、この領域はメタンが凝縮するのに適した温度になっているとされている。1～5 bar（100～500 kPa）の気圧下ではアンモニアと硫化水素の雲が形成されると考えられている。5 bar以上の気圧下では、雲はアンモニアや硫化アンモニウム、硫化水素、水から成っているかもしれない。温度が273 K（0 ℃）に達する気圧約50 bar（5 MPa）の状況下では水の氷から成る雲が存在しているはずである。さらにその下層には、アンモニアと硫化水素の雲が見られるかもしれない[60]。

高度が高いところにある雲が下層の不透明な雲の上面に影を落としている様子が観測されている。中には一定の経度を保ちながら、海王星を一周する雲の帯も存在している。こうした雲の帯の幅は50～150 kmで、下層の雲の約50～110 km上空に存在している。この高度は、天候の変化が生じる対流圏である。これより高度が高い成層圏や熱圏では天候の変化は生じない。

海王星のスペクトルからは、エタンやアセチレンといったメタンが紫外線で光分解された際の生成物が凝縮したため、その下層部が曇っていることが示されている[18][15]。成層圏には、微量の一酸化窒素とシアン化水素も存在している[15][61]。海王星の成層圏は炭化水素の濃度が高いため、天王星の成層圏よりも温度が高くなっている[15]。

海王星の熱圏は750 K（477 ℃）と異常に高くなっているが、その理由ははっきりしていない[62][63]。この熱が紫外線によって生じるにはあまりにも太陽から離れている。この熱を生み出すメカニズムの候補の一つとして、海王星の磁場中のイオンと大気の相互作用が挙げられる。その他の候補としては、内部から発せられて大気圏内で消散された重力波に起因している可能性が挙げられている。熱圏には、微量の二酸化炭素と水が含まれているが、これらは隕石や砂埃などによって外部からもたらされた可能性がある[60][61]。

磁気圏

海王星の磁気圏は天王星に似ている。その磁場は海王星の自転軸に対して47°も傾いており、磁気軸が海王星の物理的中心から少なくとも海王星の半径の0.55倍（約13,500 km）もずれている。ボイジャー2号が海王星に到着するまでは、先に海王星と同じように傾斜している天王星の磁場は天王星の横向きの自転によるものと仮定されていた。2つの惑星の磁場の比較において、科学者たちはこの磁場の極端な傾きは惑星内部の流動によるものかもしれないと考えている。この磁場は、薄く球形になっている電気伝導体の殻の中にある導電性の液体（おそらくアンモニア、メタン、水が混合している[60]）のダイナモ活動による対流運動によって発生しているかもしれない[64]。

海王星の磁気赤道における磁場の双極性成分は約14 μT（0.14 G）[65]、双極子磁気モーメントは約2.2×1017 T·m3（約14 μT·RN3、ここでのRNは海王星半径を指す）である。海王星の磁場は、双極子モーメントの強度を超える可能性がある四重極モーメントを含んでおり、複雑な構造を有している。それとは対照的に、地球、木星、土星は比較的小さな四重極モーメントしか持たず、それらの磁場は自転軸からあまり傾いていない。海王星の大きな四重極モーメントは、惑星の中心からのズレと磁場のダイナモ発生の幾何学的な制約による結果であるかもしれない[66][67]。

磁気圏が太陽風を減速させ始める海王星のバウショックは海王星半径の34.9倍（約86万 km）離れた距離で発生している。磁気圏の圧力が太陽風と釣り合う磁気圏界面は海王星半径の23～26.5倍（約56万6,000～66万 km）離れている。磁気圏の後部は、海王星半径の少なくとも72倍（約177万 km）、もしくはさらに遠方まで伸びているとされている[66]。

気候

コントラストを強調した大暗斑（中央）とスクーター（中央の白い雲）[68]と小暗斑（下）の画像

海王星の気候の大きな特徴は非常にダイナミックな暴風構造である。海王星の大気中の風速は600 m/s（2,200 km/h）に達し、超音速流に近い[17]。持続性のある雲の動きを追跡することによって、より一般的には風速は東方向に20 m/sから西向きに325 m/sの範囲にまで変化していることが示されている[69]。雲頂での卓越風の風速は、赤道では400 m/s、極付近では250 m/sとなっている[60]。海王星の風の大部分は、惑星の自転方向と反対向きに吹いている[70]。

海王星は、典型的な気象活動のレベルでは天王星と大きく異なっている。ボイジャー2号は1989年に海王星をフライバイ（接近飛行）している間に海王星の気象現象を観測したが[71]、1986年に天王星をフライバイしている間に天王星でそのような気象現象は発生していなかった。

北半球の大暗斑は巨大な暴風構造の証拠である[72]

海王星の赤道でのメタン、エタン、アセチレンの含有量は極地域よりも10～100倍多くなっている。光化学では、子午面循環無しでこの分布を説明することはできないため、この分布はこれらの物質が赤道で上昇し、極付近で下降している証拠として解釈されている[15]。

ハッブル宇宙望遠鏡で、表面の変化が観測されており、海王星にも地球同様に季節がある可能性を示唆している[73][74][75][76]。2007年に、海王星の南極上空にある対流圏の温度が周辺より約10 K高く、温度が平均で約73 K（約-200 ℃）になっていることが判明した[77][78]。これは、対流圏の他の場所で凍っているメタンを極付近の成層圏に放出するのに十分な温度差である[79]。この相対的な「ホットスポット」は海王星の自転軸の傾きによるもので、これは海王星の1年における最後の四半期、すなわち地球での約40年間は南極に太陽光が照らすようになっていたのが原因であるとされている。海王星が軌道を公転して、太陽を挟んでその反対側の移動すると、南極に太陽光が届かないようになり、逆に北極が照らされるようになってメタンの放出も北極に移動するとみられる[77]。

季節的変化のため、海王星の南半球にある雲の帯がサイズが大きくなってアルベドが高くなっている様子が観測されている。この傾向は1980年に初めて観測され、2020年ごろまで続くと予想されている。海王星の長い公転周期は、それぞれ約40年続く季節を生み出している[74][80]。

嵐

詳細は「大暗斑」を参照
ボイジャー2号が撮影した大暗斑

1989年に縦6,600 km、横幅13,000 kmに渡る高気圧性の嵐構造である大暗斑（英語: Great Dark Spot）がNASAのボイジャー2号による観測で発見された[71][80]。この大暗斑は木星の大赤斑に似ている[81]。しかし、約5年後の1994年11月2日に行われたハッブル宇宙望遠鏡による観測では、大暗斑は消失していたが、その理由は分かっていない[73]。その代わりに、海王星の北半球では大暗斑に似た新しい嵐が発見された[82]。

大暗斑の下に見える白い雲の塊からなるもう一つの嵐はスクーター（英語: Scooter）と呼ばれる[81]。この名称は、1989年にボイジャー2号が海王星に接近するまでの数ヶ月間の間に、スクーターが大暗斑よりも速く移動している様子が観測されたことから初めて使用された（後に得られた画像から、ボイジャー2号によって最初に検出されたものよりもさらに速く移動する雲の存在も明らかになった）[70]。小暗斑（英語: Small Dark Spot）は南半球に発生する低気圧性の嵐で、1989年の接近飛行の際に観測された2番目に大きな嵐である。当初は完全に暗かったが、ボイジャー2号が海王星に接近するにつれて、明るい中心部が発達し、最高解像度で撮影された画像のほとんどで確認することができる[83]。

海王星の渦の収縮[84]

海王星の暗斑は、明るい雲の模様より高度が低い対流圏で発生していると考えられているので[85]、それらは上部の雲に穴が開いているように見える。これらの構造は数ヶ月間持続することができる安定した現象のため、これらは渦構造であると考えられる[86]。対流圏界面付近で形成されるメタンの雲は、しばしば暗斑と共に明るくなることがある[87]。暗斑は、赤道に近づいた時もしくは他の未知のメカニズムを介して移動した時に消滅することがある[88]。

内部加熱

ハッブル宇宙望遠鏡の広視野カメラ3で数時間間隔で撮影した4枚の海王星の画像[89]
（提供: NASA/ESA）

天王星よりも多様な海王星の気象は、その大きな内部加熱（英語版）によるものとされている。太陽から海王星までの距離は、太陽から天王星までの距離の50%以上離れており、日射量は天王星の約40%しかないが[15]、2つの惑星の表面温度はほぼ同じになっている[90]。海王星が太陽から受けるエネルギーは地球の約900分の1しかなく[80]、対流圏の上部は51.8 K（-221.3 ℃）という低温に達しているが、大気圧が1 bar（100 kPa）になる深度では、温度は72 K（-201.15 ℃）になっている[91]。内部になればなるほど、ガスの層の温度は着実に上昇する。天王星と同様にこの加熱の原因は不明だが、その上昇率には大きな違いがある。天王星は太陽から受けるエネルギーの1.1倍しかエネルギーを放射しないが[92]、海王星は約2.61倍のエネルギーを放射している[93]。海王星は太陽から最も遠い惑星ではあるが、その内部からのエネルギーは太陽系で見られる中で最も高速の風を発生させるのには十分である。2つの惑星の見かけ上の類似性を保ちつつ、同時に天王星の内部からのエネルギー放射が欠如しているのを説明することは難しいが、その内部の熱的性質に依存して、海王星の形成から残された熱は現在のその熱の流れを説明するのに十分かもしれない[94]。

軌道と自転

海王星（赤い円弧）は、地球が164.79周回るごとに太陽を中心に1周する。 ライトブルーの球体は天王星を表す。

海王星と太陽の間の平均距離は約45億 km（30.1 au）であり、±0.1年の変化はあるが平均164.79年で軌道を公転している。近日点距離は29.81 auで、遠日点距離は30.33 au[95]。

2011年7月11日、海王星は1846年の発見以来、初めて軌道を1周した[96]。その時、地球は軌道上において海王星発見時とは別の地点に位置していたため、観測することは出来なかった。しかし太陽系の重心に関連した太陽の運動によって、正確にはまだその発見された位置には達していなかった。より一般的な太陽中心座標系を使用する場合、発見された位置に達したのは翌日の7月12日となる。軌道離心率は0.0085で地球よりも真円に近い軌道を持つ[9][97][98]。

海王星の軌道は、地球と比較して1.77°傾いている[2]。

海王星の自転軸の傾き（赤道傾斜角）は28.32°で[99]、この値は地球（23°）や火星（25°）に似ている。この結果、海王星は地球と同じように季節変化の影響を受けており、海王星の長い公転周期によってそれぞれの季節が地球において約40年続く[74]。自転周期は約16.11時間となっている[9]。

海王星は固体ではないので、大気は差動回転の影響を受ける。長さが長い赤道では約18時間の周期で自転しているが、これは海王星の磁場の自転周期である16.11時間よりも遅い。これとは逆に、極付近では自転周期が約12時間で、逆のことが言える。海王星の差動回転は太陽系の惑星の中で最も顕著で[100]、それによって高緯度の風に剪断をさせている[86]。

軌道共鳴

「エッジワース・カイパーベルト」、「共鳴外縁天体」、および「海王星のトロヤ群」も参照
海王星によって引き起こされたエッジワース・カイパーベルトの主な軌道共鳴を示した図。2:3の軌道共鳴を起こしているのなら冥王星族、非共鳴ならキュビワノ族（古典的カイパーベルト）、1:2なら共鳴外縁天体に分類される。

海王星の軌道は、エッジワース・カイパーベルト（カイパーベルト）と呼ばれる、そのすぐ外側の領域に大きな影響を与えている[80]。カイパーベルトは小惑星帯に似ているが存在範囲は大きく、氷から成る小天体がリング状に分布しており、太陽からは約30 auから約55 auの領域に存在している[101]。木星の重力が小惑星帯を形作っているのと同じように、カイパーベルトは海王星の重力によって影響を受けている。太陽系の時代経過において、カイパーベルトの存在領域は海王星の重力によって変動しており、カイパーベルトの中に小天体があまり存在していない隙間が生じる。太陽から40～42 au離れた領域がその一例である[102]。

太陽系が形成されて以来、天体が安定して存在し続けることができる軌道がこの領域内に存在している。これらの軌道は、海王星の公転周期との比が1:2や3:4のように簡単な数で表せる軌道共鳴が起きているときに存在できる。たとえば1:2の軌道共鳴の場合、ある天体が太陽を2回公転しているうちの海王星が1回公転している。すなわち海王星が太陽の周りを公転して元の位置に戻った際、この天体は軌道の半分しか進んでいないことを意味する。海王星と軌道共鳴を起こしているカイパーベルトの中で最も多いのは2:3の軌道共鳴を起こしているもので、知られているだけでも200個以上存在している[103]。これらの天体は海王星が3回公転する間に軌道を2回公転しており、それに属する最大の天体が冥王星なので冥王星族と呼ばれる[104]。冥王星は定期的に海王星の軌道を横断するが、2:3の軌道共鳴によって互いが衝突したり接近したりすることはない[105][106]。他にも3:4や3:5、4:7、2:5の軌道共鳴を起こしている天体もあるが、こうした天体の数はそれほど多くない[107]。

太陽と海王星のラグランジュ点L4とL5の両方には数多くのトロヤ群天体が存在している[108]。海王星のトロヤ群は、海王星と1:1の軌道共鳴を起こしているとみなせる。海王星のトロヤ群の一部は軌道がとても安定しており、これらは捕獲されたのではなく軌道上で海王星と共に形成された可能性がある。海王星の公転方向に対して後方に位置するL5に関連していると思われた最初の天体は2008 LC18だった[109]。海王星はまた、2007 RW10と呼ばれる一時的な準衛星を持っている[110]。この天体は12,500年間、準衛星となっているが今後12,500年に渡って現在のような動的な状態にあると推測されている[110]。

形成と移動

詳細は「太陽系の形成と進化」を参照
木星以前の惑星とカイパーベルトの位置の変化を示すシミュレーション
a) 木星と土星が2:1の軌道共鳴になる前
b) 海王星の軌道の変化によってカイパーベルトが内側に散乱した後
c) 散乱したカイパーベルト天体が木星によって弾き飛ばされた後

天王星型惑星である天王星と海王星の形成は、正確にモデル化することが困難であることが知られている。現在のモデルでは、太陽系の外縁領域における物質密度が、伝統的な惑星形成理論である「コア集積モデル」でそのような大きな天体を形成させるのには低すぎることが示唆されており、この問題を解決するために様々な仮説が提唱された。その一つとして、天王星型惑星がコアの集積（降着）によってではなく、原始惑星系円盤内の不安定性から形成され、後に近傍の大質量のOB型星からの放射によって周囲の円盤が吹き飛ばされたとするものがある[48]。

別の概念として、これらの天体がより物質密度が高かった太陽の近くで形成されて、原始惑星系円盤が消滅した後に現在の軌道に移動したとするものがある[111]。カイパーベルトで観測された小天体の数をより良く説明できるため、形成後に移動したという仮説は多くの支持を得ている[112]。この仮説の詳細について現在最も広く受け入れられている説明は、移動する海王星や他の巨大惑星がカイパーベルトの構造に影響を与えていたとするニースモデルである[113][114][115]。

衛星

詳細は「海王星の衛星」を参照
「太陽系の惑星と衛星の発見の年表」も参照
ハッブル宇宙望遠鏡で撮影された海王星とプロテウス（上）、ラリッサ（右下）、デスピナ（左）の自然色画像

海王星には14個の既知の衛星が存在している[2][116]。トリトンは海王星最大の衛星で、海王星の周回軌道上において全質量の99.5%以上を占めており[注 5]、回転楕円体になっている唯一の天体である。トリトンは海王星の発見から17日後にウィリアム・ラッセルによって発見された。太陽系内の他の大型衛星とは異なって逆行軌道を描いており、このことはトリトンが海王星と共に形成されたのではなく、外部から捕獲された天体であることを示している。捕獲されるまでは、カイパーベルト内に位置する準惑星規模の天体であったとされている[117]。自転と公転の同期（潮汐固定）を受けるのには十分海王星に近く、そして潮汐加速によって海王星に向かってゆっくりと螺旋軌道を描いている。今後約36億年以内に、トリトンは海王星のロッシュ限界に達して崩壊してしまうと考えられている[118]。1989年、トリトンは太陽系で最も温度が低い天体であると測定され[119]、その推定温度は38 K（-235 ℃）であった[120]。

発見順において海王星の第2衛星として知られている、不規則衛星のネレイドは太陽系の中で最も歪んだ軌道を持つ衛星の一つである。0.7512に及ぶ軌道離心率によって、遠海点は近海点よりも7倍海王星から離れる[注 6]。

海王星の衛星プロテウス
ハッブル宇宙望遠鏡が撮影した、衛星Hippocampと以前から知られていたより内側の衛星と環の画像

1989年7月から9月にかけて、ボイジャー2号は新たに海王星の衛星を6個発見した[121]。これらのうち、不規則な形状をした衛星プロテウスは、自身の重力で球状になることができない最大級の大きさの天体として注目されている[122]。海王星では2番目に大きな衛星であるが、質量はトリトンのわずか0.25%しかない。海王星で最も内側を公転している4つの衛星、ナイアド、タラッサ、デスピナ、ガラテアは海王星の環の中に入るほど海王星に近い[123]。次に近いラリッサは、1981年に恒星を掩蔽したことで発見された。当時は、この掩蔽は環に起因しているとされたが、1989年にボイジャー2号が海王星を観測した際にラリッサがそれを引き起こしたことが確認された。2002年から2003年までの間に新しく発見された5個の不規則衛星が、2004年に発表された[124][125]。2013年には、ハッブル宇宙望遠鏡によって撮影された複数の画像を組み合わせた結果、海王星の衛星の中では現時点で最も小さな新衛星Hippocamp（S/2004 N 1）が発見された[126][127]。海王星の名称の由来はローマ神話の海の神に因むため、海王星の衛星には、より小さな海の神に因んで命名される[36]。

環

詳細は「海王星の環」を参照
海王星の環

海王星も環を持っているが、土星の環と比べると遥かに微かである。環は、ケイ酸塩または炭素をベースとした物質で覆われた氷の粒子から成ると考えられている[128]。主な環は3つあり、それぞれ海王星の中心から63,000 km離れたところにある狭い環はアダムズ環、53,000 km離れたところにある環はルヴェリエ環、そして42,000 km離れた位置にある広く薄い環はガレ環と呼ばれる。ルヴェリエ環の外側にある微かな環はラッセル環と呼ばれ、外縁は海王星の中心から57,000 km離れたところにあるアラゴ環に囲まれている[129]。アダムズ環の外側には名称のついていない淡い6本目の環がある[80]。

これらの環は1968年にEdward Guinan率いるチームによって初めて観測された[20][130]。1980年代初頭には、このデータをより新しい観測結果と共に分析した結果、海王星の環が不完全な状態になっているとする仮説が提唱された[131]。1984年の恒星の掩蔽観測で、海王星が恒星を覆い隠すときは環も恒星を覆い隠したが、恒星が出現した際に環は恒星を覆い隠していなかった。これは、環に隙間が存在している可能性を示す証拠とされた[132]。そして1989年に撮影されたボイジャー2号の画像に、いくつかの微かな環が写されたことから、この問題は解決された。

一番外側の環であるアダムズ環には現在、Courage、Liberté、Egalité 1、Egalité 2、Fraternité（それぞれ勇気、自由、平等、友愛という意）と呼ばれる5つの主な「アーク（弧）」と呼ばれる部分が存在している[133]。このアークは、運動法則に基づく予測では短期間の間に環全体に一様に分布するとされたので、その存在を説明するのが困難であった。現在、天文学者たちは、アークは内側に存在している衛星ガラテアの重力効果によってこのような形になったと考えている[134][135]。

2005年に発表された地球からの観測では、海王星の環が以前考えられていたよりもはるかに不安定である事が示された。2002年と2003年にW・M・ケック天文台で撮影された画像とボイジャー2号が撮影した画像を比較すると、環が減衰している様子が伺える。基本的にアークは安定しているが、アークも徐々に暗くなっている様子が観測されており[136]、特にその一つであるLibertéはあと1世紀ほどで消滅してしまうかもしれない[137]。

観測

2018年、ヨーロッパ南天天文台は地球上から海王星の鮮明で高解像度の画像を得るための、独自のレーザーをベースとした観測方法を開発した

海王星は1980年から2000年の間に著しく明るくなった[138]。海王星の視等級の範囲は現在、7.67等から7.89等の範囲で、平均は7.78等、標準偏差は0.06等となっている[1]。1980年以前の視等級は8等級と暗かった[1]。海王星は肉眼で観望するには淡すぎるため、木星のガリレオ衛星や準惑星のケレス、小惑星のベスタ、パラス、イリス、ジュノー、へーべと混合されてしまう可能性がある[139]。望遠鏡や強力な双眼鏡があれば、天王星に似た外観の青い天体として海王星を観測することができる[140]。

地球からの距離が遠いため、その角直径は太陽系の惑星の中では最小の2.2～2.4秒角となっている[2][3]。見かけの大きさが小さいため、視覚的に研究することは困難である。望遠鏡による観測のほとんどは、ハッブル宇宙望遠鏡や補償光学（AO）を備えた大型の望遠鏡が出現するまではかなり限られていた[141][142][143]。補償光学を用いた地上望遠鏡からの海王星の最初の科学的に有用な観測は、1997年にハワイで行われた[144]。海王星は現在、季節が春から夏に変化しつつある時期に入っており、それによって気温が上昇して大気活動と明るさが強くなっていることが示されている。技術的進歩と相まって、補償光学を備えた地上望遠鏡は、ますます鮮明な画像を記録するようになっている。ハッブル宇宙望遠鏡と地球上の補償光学を備えた望遠鏡は1990年代中頃から、太陽系内において数々の発見を成し遂げてきたが、とりわけ木星以遠の惑星の衛星数が大幅に増加した。2004年と2005年に、直径38～61 kmの新たな海王星の衛星が5個発見された[145]。

地球から見ると、海王星は367日ごとに逆行運動を繰り返す。その結果、逆行運動を起こしている間、海王星は背景の恒星に対してループしているように見える。これらのループは2010年4月と7月、2011年10月と11月に、海王星を1846年に発見された座標に近づけさせた[97]。

無線周波数帯での観測では、海王星が連続放射と不規則なバーストの両方の源であることが示されており、この両方の発生源は、回転する磁場から生じると考えられている[60]。スペクトルの赤外線部分では、海王星の嵐は背景に対して明るく見える。それによってこれらの特徴の大きさと形を容易に追跡することができる[146]。

アリゾナ大学の研究チームが、ボイジャー2号やハッブル宇宙望遠鏡の画像から、ほぼ正確な自転周期を求めることに成功している[147]。

探査

詳細は「海王星探査」を参照
ボイジャー2号が撮影したトリトンの集成写真

ボイジャー2号は海王星を訪れた唯一の宇宙探査機で、海王星に最も接近したのは1989年8月25日だった。探査機が訪れる最後の主要天体で、今後の軌道の影響を考慮する必要が無かったため、ボイジャー1号が土星の衛星タイタンに接近したように、衛星トリトンへの接近飛行が行われた。ボイジャー2号から地球に中継された画像は、1989年の公共放送サービスの終夜番組、Neptune All Nightの基礎となった[148]。

海王星に接近中、探査機からの信号が地球に到達するには246分を要した。したがって、ボイジャー2号の任務のほとんどは、海王星の接近のためにあらかじめ組み込まれていたコマンドに依存されていた。8月25日にボイジャー2号が海王星の大気上空4,400 km以内に接近する前に衛星ネレイドに近接接近し、そして同日遅くに最大の衛星トリトンの近くを通過した[149]。

ボイジャー2号は海王星を取り巻く磁場の存在を確認し、磁場が中心からずれており、天王星の磁場と同じように傾いていることが判明した。海王星の自転周期は電波放射の測定値を用いて求められ、また海王星には驚くほど活発な大気活動があることも示された。また、海王星の衛星を新たに6個発見し、複数本の環が存在していることも確認された[121][149]。

海王星のフライバイはまた、以前に計算されていたものよりも0.5%少ない初めての正確な海王星の質量の推定値をもたらした。この新たな形態は、未発見の惑星Xが海王星と天王星の軌道に作用したという仮説を反証することとなった[150][151]。

2008年10月16日、冥王星探査のために打ち上げられた探査機ニュー・ホライズンズが、約37億5,000万 km 離れた位置から海王星とトリトンの画像を撮影した[152]。

ボイジャー2号のフライバイミッション後、海王星系の科学的探査における次のステップは、旗艦軌道ミッション（Flagship orbital mission）であると考えられている[153]。このような仮説的ミッションは2020年代後半または2030年代初頭に可能に予想されている[153]。しかし、海王星への探査ミッションを早く実施するための議論が行われたことがある。2003年には、土星探査機カッシーニに似たNASAによる「Neptune Orbiter with Probes」ミッションが提案された[154]。もう一つ、最近提案された計画として、2020年打ち上げ予定のフライバイ探査機Argo（英語版）である。Argoは木星、土星、海王星、カイパーベルトを訪問することが予定されており、焦点となる海王星とトリトンの探査は2029年頃になるとされている[155]。また、ニュー・ホライズンズのミッション内容に海王星の接近探査が含まれる可能性もあった（後に断念された）。

人類と海王星

占星術

海王星は古代には知られていなかったため七曜・九曜には含まれないが、10大天体の1つである。

西洋占星術では、双魚宮（うお座）の支配星（海王星発見以前は木星が支配星とされていた）である。見えないものを示し、石油、石油製品、霊感、海に当てはまる[156]。

海王星を扱った作品

詳細は「地球以外の実在天体を扱った事物」を参照

脚注

[脚注の使い方]

注釈

  1. ^ 軌道要素は太陽の重心と海王星の重心におけるもので、元期J2000.0の接触軌道（英語版）における瞬間的な値である。重心は、惑星の中心とは対照的に、周囲の衛星の運動によって変化しない。
  2. ^ a b c d e f 大気圧が1 bar（100 kPa）を超える範囲までを示す。
  3. ^ 海王星の質量が大きいほど重力により大気が圧縮されるため、海王星は天王星よりも密度が高く、物理的に小さくなる。
  4. ^ 地球の質量を5.9736 ×1024 kgとして、地球と海王星の質量比が求められる。
    天王星の質量を8.6810×1025 kgとして、地球と天王星の質量比が求められる。
    木星の質量を1.8986×1027kgとして、海王星と木星の質量比が求められる。
    質量値はWilliams, David R. (2007年11月29日). “Planetary Fact Sheet – Metric”. NASA. 2019年3月1日閲覧。より
  5. ^ トリトンの質量は 2.14×1022 kg。知られているその他の12個の海王星の衛星の合計質量は 7.53××1019 kg で、トリトンの0.35%に相当する。環の質量はごくわずかである。
  6. ^

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関連項目

外部リンク

発見
海王星
性質
衛星
探査
小惑星
海王星における日面通過
関連項目
衛星は海王星からの軌道長半径が近い順に列記しており、分類は [1] に基づく
規則衛星 (8)
不規則衛星 (8)
サオ群
ネソ群
関連項目: 海王星のトロヤ群・海王星の環・太陽系の衛星の一覧
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惑星
（衛星・環）
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木星型惑星
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準惑星
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小惑星帯
冥王星型天体
太陽系
小天体
小惑星
（一覧）
外縁天体
彗星
惑星間塵
  • -
仮説上の天体
一覧
関連項目
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