Astronomi ve Uzay Bilimleri

Mars’ın dışındaki dört büyük gezegen dev gezegenler grubunu oluşturur. Ek 5′i (Sayfa 263) yakından incelediğimiz zaman sırasıyla; Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün gezegenlerinin kütle ve yarıçaplarının yersel gezegenlere göre çok büyük olduğunu görürüz. Dev gezegenlerin diğer bir özelliği ise yoğunlukları yersel gezegenlere göre düşüktür. Dev gezegenler Dev gezegenlerin diğer bir özelliği ise yoğunlukları yersel gezegenlere göre düşüktür. Dev gezegenlerin ortalama yoğunluğu 1.34 gr/cm³ dür.

Dev gezegenlerin atmosferlerinin kimyasal bileşimi, Güneş’e benzer. Gezgin (Voyager) uzay aracı bu dev gezegenlerin atmosferlerinde çok çeşitli moleküller olduğunu buldu. Aşağıdaki çizelgede Jüpiter ve Satürn’ün kimyasal birleşimi Güneş’in kimyasal birleşimi ile karşılaştırılmaktadır.

Hidrojen, dev gezegenlerin kütlesinin çoğunu oluşturmaktadır. Bu gezegenlerin içinde hidrojenin davranışını incelemek çok önemlidir, iç bölgelerde sıcaklık atmosfere göre daha yüksektir. Böylece yüzeyden merkeze doğru giderken sıcaklık ve basıncın artacağı açıktır. Bu nedenle derinlere gittikçe gaz hâlindeki moleküler hidrojen (H2), gittikçe yoğunlaşır. Hidrojenin yoğunluğu öyle bir düzeye gelir ki artık bu bir gazın değil, sıvının özelliklerini taşır. Bu nedenle Jüpiter’in içlerine girdiğimizde herhangi bir yüzey ile karşılaşmayız fakat aşağılara indikçe kendimizi bir okyanusun ortasında buluruz. Okyanustaki hidrojenin katı bir yüzeyi olup olmadığı yine de merak edilmektedir. Yüksek basınçta molekülü meydana getiren hidrojen atomları, birbirlerine bağlı oldukları kadar komşu moleküllerin atomlarına da bağlı olmaktadırlar. Bu basınçta hidrojen molekülleri parçalanır. Daha da derinlere inildiğinde basınç o denli artar ki her hidrojen atomunda çekirdek etrafında dolanan elektron aynı zamanda komşu atomunda çekirdeği tarafından da etkilenir ve atomlar da parçalanır. Bu durumda hidrojen, atom çekirdekleri arasında hareket eden elektron gazından oluşmuştur. Metallere özgü bu özelliği, gösterdikleri için, bu durumdaki hidrojen “metalik hidrojen” olarak bilinir. Metalik hidrojenin en önemli özelliği, metallerde olduğu gibi yüksek elektrik iletkenliğine sahip olmasıdır.

Hidrojen ve helyumdan oluşmuş büyük bir kütleye sahip bir gezegenin iç yapısı için iki temel ısı kaynağı vardır. Birincisi, gezegenin oluşum anından geriye kalan ısıdır, iç yapıdaki ikinci enerji kaynağı olarak, “çekimsel ayrılma” olayı ileri sürülmektedir. Hidrojenden daha ağır olan helyum elementinin, çekim kuvveti ile merkeze doğru hareketi sonucu oluşan kinetik enerjinin ısı enerjisine dönüşmesi sonucu bu ısı açığa çıkar.

Jüpiter

Yersel gezegenlere hiç benzemeyen Jüpiter, gök yüzünün Güneş, Ay ve Venüs ten sonra en parlak cismidir. Çok seyrek olarak bazen Mars da gök yüzünde Jüpiter’den daha parlak görülebilir. Yörüngesinde çok yavaş hareket etmesinden ve parlak olmasından dolayı, Romalılar bu gezegene, tanrıların kralı olan Jüpiter adını vermişlerdir.

Uzay araçlarının çektiği Jüpiter fotoğraflarının ayırma gücü Yerdeki teleskoplarla alınanlardan 500 kez daha iyidir. Böyle olmasına karşın yüzeydeki büyük ölçekti sekiler son 100-150 yıldır Yer’den kolayca gözlenmiş ve onların çok az değiştiği anlaşılmıştır. Ayrıca yüzeyin bandlar hâindeki yapısı, band sınırları ve yüzeyin görünen rengi, son 100 yıldır hiç değişmemiştir. Son 100 yıldır yapılan gözlemlerden, gezegenin etrafını saran zengin renklere sahip bulutların sadece üst bölgelerini incelediğimiz ortaya çıkmıştır. Bantların ekvatora paralel oldukları anlaşılmıştır. Parlak bandlara “bölge”, karanlık olanları ise “kuşak” adı verilir.

Jüpiter yüzeyinde “leke” adı verilen oval şekilli yapılar, çeşitli boyut ve renktedir. Küçük ölçekli olgular sürekli değildir, zamanla yok olurlar. Bu ilginç olguların içinde en büyüğü “Büyük kırmızı leke’dir. (BKL) ve en uzun yaşayanıdır. Bu leke 4-5 dünya büyüklügündedır ve boyutu 25000×13000 km dolayındadır, ilk kez 1664 yılında gözlenen bu olgu, o günden bu yana aynı enlemdedir, fakat boyutları değişmiştir. En büyük boyutuna 100 yıl önce ulaşmış ve o zaman 40000×13000 km olmuştur. Büyük oval lekeleri, hatta büyük kırmızı lekeyi birer anafor olarak göz önüne almak ilginç olacaktır. Fakat onların yaşam süreleri kuramsal hesaplanan yaşam sürelerinden çok uzun olduğu için birer anafordur diyemiyoruz. Yer atmosferindeki anaforlar ile karşılaştırdığımızda Yer’deki anaforlarda atmosferik hareket enerjisinin çok küçük bir bolümü bulunurken, Jüpiter anafortarındaki enerji çok büyüktür. Bunun nedeni de Jüpiter de büyük iç enerji kaynaklarının olmasıdır.

Jüpiter bulutlan, kuzey yarım küreden saat yönünde hareket ederler. Lekelerin en küçüklerinin de dönerek hareket ettiklerini gösterir beirtiler vardır. Voyager 1 ‘in gönderdiği fotoğraflardan çok sayıda olgunun rüzgâr hızlan bulunmuştur. Kuzey- güney rüzgârları doğu- batı rüzgârları ile karşılaştırıldığında çok zayıf oldukları görülür. Rüzgâr hızlarının Voyager 1 ve 2′nin yakın geçişleri arasındaki zaman aralığında değişmediği görülmüştür. Her iki yarım küredeki band şekillerinde belirgin farklar olmasına karşın rüzgâr hızları arasında hemen hemen fark yoktur. Jüpiter atmosferinin bugün bilinen kimyasal birleşimi şöyledir: %90 H_2, %10 He, %0.07 CH_4, %0.02 NH₃, %0.00001 HgO ve diğer bazı gazlar. Hidrojen, helyum ve metan, bulut bölgelerindeki fiziksel koşullarda yoğunlaşarak bulut parçacıkları oluşturamazlar. Gözlem yanılgıları içinde bulunan bu göreceli kimyasal yapı, Güneş’te bulunan ile hemen hemen aynıdır.

Jüpiter atmosferinde basınç ve sıcaklıklar, çeşitti teknikler kullanarak, uzay araçları tarafından saptanmıştır. Basıncı 1 bar olan yüzey, sıfır yüzeyi olarak seçilmiştir. 0.2 barın altında kalan atmosferde yukarı doğru ısı aktarımının ısısal konveksiyonla olduğu ve atmosferin derinlerinde çok kuvvetli ısı kaynakları olduğu ortaya çıkarılmıştır. Bu kaynaklardan biri de Güneş ışınımının çok az bir bölümünün atmosferin alt katmanlarına süzülerek ulaşmasıdır.

Jüpiter atmosferinde bulutların oluşmasına; amonyak, su ve amonyum hidrosülfit neden olurlar. Her üç tür bulut da donmuş parçacıklar içerir. Bulutlar, sıcaklığın yükseklik ile azalmasından dolayı keskin bir şekilde belirgindir. Aynı nedenle herhangi bir bulut parçacığı aşağı doğru hareket ettiğinde hemen buharlaşır. Troposferdeki konveksiyon, bulut parçacıklarını tabandan yukarı doğru yükseltir; bu yükseklikte sıcaklık düştüğünden buharlaşmazlar. Böylece bulutlar, geniş bir kalınlığa sahip olur, hatta konveksıyonun zayıfladığı troposferin üst sınırlarına kadar uzanabilirler.

Jüpiter, Güneş’ten soğurduğu enerjinin 1.5 ile 2.5 kez fazlasını uzaya ışınım olarak salar. Bu ek enerjiyi açıklamak için Jüpiter’e fazladan enerji girmesi gerekmektedir. Jüpiter, çok güçlü bir ısı kaynağına sahiptir; iç yapısında bulunmakta olan bu ısı kaynağı, ışınım fazlalığından da sorumludur. Yapılan Jüpiter iç yapı modelleri, hemen hemen tamamen hidrojenden oluşmaktadır. Atmosfer ile çekirdek arasında herhangi bir sınır yoktur. Merkezde kayadan meydana gelmiş bir çekirdek olabilir, iç bölgeler çok sıcaktır.

Satürn

Güneş sistemimizde büyüklüğüyle ve sahip olduğu halka sistemiyle dikkati çeken bir gezegendir. Satürn, Jüpiter’den fazla küçük değildir. Diğer özellikler bakımından da her iki gezegen birbirine çok benzer. Fakat birer sistem olarak ele aldığımızda Jüpiter ve Satürn sistemlerinin birbirinden farklı olduğunu görürüz. Örneğin; Satürn görülmeye değer geniş bir halka sistemine sahiptir. Güneş’e olan uzaklığının çok büyük olmasından dolayı yörüngesinde Jüpiter’e göre daha yavaş hareket eder. Bu Özelliklerinden dolayı mitolojideki çiftçilerin tanrısının adını almıştır.

Satürn’de rüzgar şiddeti Jüpiter’e göre daha kuvvetlidir. Satürn ve Jupiter atmosferi arasında büyük benzerlikler vardır. Jupiter ve Satürn’e baktığımızda birbirine yakın özellikler görürüz. Fakat Satürn bulutlarının özellikleri daha az belirgindir. Batı’dan doğu’ya doğru esen rüzgarların hızı ekvatorda maksimum’a yani 800 m/sn’ye ulaşır. Bölgesel fışkırmalar olarak kabul edilen akıntıların yıllar boyu enlemsel konumlarını korudukları gözlenmiştir.

Satürn atmosferinde bulutlar Troposfer’de yer almışlardır. Üstteki amonyak bulutlarından daha alt bölgeleri göremeyiz. İçerden dışarı doğru çıkan enerji, gazı döndürmeye zorlar, işte bu nedenle büyük ölçekli olgular ortaya çıkar. Bunlar Yeryüzü’nde görülen anaforlara benzerler. Bulutların hiçbiri renkli değildir. Satürn atmosferinde gördüğümüz renklere henüz tanısını yapamadığımız bazı molaküller neden olmaktadır. Jüpiter’de olduğu gibi Satürn atmosferinin altında da katı bir yüzeyin olup olmadığı bilinmemektedir. Satürn’deki sıcaklık düşüktür, çünkü gezegen, Güneş’ten çok uzaktadır. Dönme ekseni eğik olduğu için mevsimsel değişimler beklenmektedir, fakat atmosfer çok büyük olduğu için ormal değişimlere hemen ayak uyduramaz. Boylam, gün ve mevsimlere göre bir ortalama alınacak olursa sıcaklık farkı gözlenmemektedir. Eğer ısı transferi bulutların üst kısımlarında olsaydı belirgin bir sıcaklık değişimi görülecekti. Bunun olmaması atmosferdeki ısı taşınmasının daha derin bölgelerde olduğunu göstermektedir.

Satürn’ün ortalama yoğunluğunu (bkz. Ek 6, Sayfa 264) göz önüne alırsak onun büyük bir bölümünün gaz olduğunu görürüz. Suyun yoğunluğunun 1 olduğunu düşünürsek, Satürn’ün ne denli az yoğunluğa sahip olduğunu anlayabiliriz.
Satürn’ün iç yapı modeli de hemen hemen Jüpiter’inki gibidir. Satürn’ün zayıf çekiminden dolayı iç basıncı daha düşüktür. Bundan dolayı metalik hidrojene geçiş Jüpiter’e oranla daha derinlerde olur. Dolayısıyla moleküler hidrojenden oluşmuş mantosu oldukça kalındır.
Satürn soğurduğundan daha çok enerji yayınlar. Başlangıçta bütün gezegenleri sıcak kabul etmiştik. Gezegen zamanla soğuduğu için büzülür. Gezegenlerde bu güne kadar olan enerji kaybı çeşitli yöntemlerle hesaplanabilir ve sonuçlar günümüz gözlemleri ile karşılaştırılır, işte böyle bir karşılaştırma yapıldığında, Jüpiter için yapılan hesaplamalarda bir uyum elde edilmesine karşın Satürn için bu söz konusu değildir. Gözlenen iç ısı hesaplanandan daha büyük çıkmaktadır. Buna göre ya Satürn, Jüpiter’in yarı yaşında (ki mümkün değil) ya da Satürn’ün soğuma ve büzülmenin yanında bir başka enerji kaynağı vardır.

Yer’den teleskopla gözlendiğinde halka yapısı gösteren tek gezegen Satürn’dür. Diğer dev gezegenlerin de halka yapısı vardır, fakat yoğunluğu az olan bu halkaları Yer’den gözlemek çok güçtür. Satürn’de halka sistemi gezegenin merkezinden 80000 km uzaklıkta başlar, 136000 km uzaklığa kadar devam eder. Halkanın farklı bölgeleri farklı parlaklıkta görünür. Dış parlak bölge A halkası olarak bilinir ve onun iç kısmında karanlık olan Cassini boşluğu vardır. Cassini boşluğundan sonra en parlak olan orta halka, B halkası olarak adlandırılır. Bunun altında ise sönük C halkası yer alır. Uzay sondaları Satürn’ün fotoğraflarını çektiğinde onun etrafında on binlerce halka olduğu anlaşılmıştır. Yer’den yapılan gözlemlerde boşluk olduğu sanılan bölgelerde de halka parçacıkları ile dolu olduğu görülmüştür. Bu bölgeler daha az yoğun olduğu için Yer’den parlak olarak gözlenemiyor. Halka, milyarlarca küçük parçacıktan meydana gelmiştir. Bu parçacıklar o kadar küçüktür ki ne Yer’den ne de uzay sondalarının çektiği fotoğraflardan ayrı ayrı görülemez. Halkayı oluşturan bu parçacıkların su buzu ile kaplı olduğu yapılan tayfsal çalışmalardan anlaşılmıştır.

Uranüs

Uranüs, 1781 yılında ingiliz astronom Wiiliam Herscnel tarafından bulundu. Mitolojide Uranüs, Satürn’ün babasıdır ve Olimpos’un ilk hükümdarıdır. Uranüs’ün bir önemi de bilinen tarih içinde ilk bulunan gezegen olmasıdır. Güneş’e uzaklığı, Satürn uzaklığının iki katı olduğundan, gezegenin görünen parlaklığı, aletsiz görme sınırındadır. Dolayısıyla çok iyi gözlem koşullarında ve çok iyi görebilen kişiler tarafından çıplak gözle ancak farkedilebilir işte bu nedenle Uranüs’ün bulunması teleskopların keşfini beklemiştir.

Uranüs küçük bir teleskopla bakıldığında dahi kolayca görülür. Özellikle teleskopun büyütme gücü arttırıldığında, gezegen arka fondaki yıldızlardan tamamen farklı gözükür, çünkü nokta bir kaynak değil bir disk şeklindedir. Herscnel, Uranüs’ü kendi yaptığı 15.7 cm’lik aynalı bir teleskopla keşfetti. Herscnel 1787 yılında Uranüs’ün iki uydusunu da keşfetti. Bu uydulara, Titania ve Oberon isimleri verildi. 1851 yılında bulunan diğer iki uydusuna ise Ariel ve Umbriel adları verilmiştir. Bu isimler, Shakespeare’in yapıtlarındaki peri isimleridir. 1948 yılında bulunan beşinci Uranüs uydusuna Miranda adı verildi.

Jüpiter ve Satürn’de yakın uydular ve halka ekvator düzleminde bulunur. Buradan hareketle Uranüs uydularının yörüngelerini incelediğimizde, Uranüs’ün dönme ekseninin eğimininin 98° yöresinde olduğu görülür. Dönme ekseninin bu büyük eğimi daha sonraları yapılan tayfsal çalışmalarla da kanıtlanmış, özellikle Voyager 2 uzay sondasının 1986 yılında gezegenin yakınından geçerken aldığı fotoğraflarda da görülmüştür. Bu fazla eğime nasıl bir olayın neden olduğu kesin olarak bilinmemektedir. Özgün olarak küçük bir eğimle Güneş etrafında dolanan Uranüs’e eğer Yer büyüklüğünde bir cisim eğik olarak çarpmış ise bugünkü gözlenen duruma gelebileceği modellerle gösterilebilmektedir. Böyle bir olayın yakın zamanda meydana gelmiş olması olanaksızdır, fakat güneş sisteminin ilk zamanlarında gezegenler çevresinde bol miktarda madde vardı ve böyle bir çarpışmanın olasılığı fazlaydı.
Yapılan değişik gözlemlerden Uranüs’ün kalın bir atmosferi olduğu uzun zamandır bilinmektedir. Görsel bölgede gezegeni incelediğimizde sadece bulutların üstünü görürüz. Eğer Uranüs’ün yüzeyi varsa, bulutlar olmasa dahi kalın atmosferden dolayı biz bu yüzeyi göremeyiz. Atmosfer, başlıca molekül hâlindeki hidrojenden meydana gelmiştir. Gözlenen atmosferin %85′i hidrojen geri kalanı ise hemen hemen helyumdan oluşmuştur. Bu kimyasal yapı; Satürn, Jüpiter ve Güneş’deki ile aynıdır. Metan ve karbonun atmosferde var olduğu kesin olarak gözlenmiştir.
Troposferde sıcaklık çok düşüktür ve bu sıcaklıkta metan yoğunlaşarak bulut parçacıkları oluşmaktadır. Atmosferin üst katmanlarında gözlenen sisin, mikron büyüklüğündeki parçacıklardan meydana geldiği sanılmaktadır. Bununla beraber kimyasal bileşimi bilinmemektedir. Ya bu yüksekliklerde yoğunlaşan metan ya da Güneş’in moröte ışınları ile oluşan bazı yeni moleküller, söz konusu sisin yapısını oluşturabilir.
Görsel dalgaboylarında, Yere dönük olan kutup bölgesi, diğer bölgelere göre daha parlak gözükmektedir. Yine bu kutup bölgesi kırmızıötesi bölgede daha parlak görülmektedir. Bu durum, kutuplardan çıkan sıcak gazların yükseldiği ve kutuplardan uzaklaştıkça tekrar aşağıya doğru yöneldiği şeklinde yorumlanmaktadır. Uranüs’de mevsimsel değişim, dönme ekseninin büyük eğiminden dolayı diğer gezegenlere oranla çok farklıdır.
Gezgin 2 uzay sondası; Uranüs’ün ışınımı, manyetik alanı, halkaları ve uyduları hakkında çok şey keşfetmiştir. Fakat çok ince olan halkaları görüntülemede birçok zorluklar meydana çıkmıştır. Uranüs’ün yüzeyi, aracın kameraları ile görüntülendiğinde, herhangi belirgin bir olguya rastlanmadı, fakat bulutlar görülüyordu ve bunların hareketleri incelenerek rüzgâr hızları bulundu. Orta enlemlerde yönleri gezegenin dönme yönü ile aynı olan bulut hızlarının saniyede 50 ile 150 metre arasında olduğu saptandı. Bu hız, gezegenin ekseni etrafındaki dönme hızından daha düşüktür. Bu ise, ekvator bölgesindeki rüzgârın yönünün ters olduğunu gösterir.

Gezgin 2′deki gözlem aygıtları, gezegenin sıcaklığını ve aklık derecesini de duyarlılıkla ölçtü, iç yapıdan kaynaklanan ısı az da olsa yüzeyden kaybolmaz, iç yapıdan gelen ısı, konveksiyondan ötürü atmosferik hareketlere neden olur. Uranüs’de yayınlanan enerjinin tamamı Güneş’ten soğurulan enerji olduğu için, yüzeyde bu tür atmosferik hareket görülmemektedir.

Uranüs’ün iç yapısında bulunan buzun, hidrojen ve helyumlu bileşiklerle beraber karışmış bir şekilde olduğu tahmin edilmektedir. Toplam kütlenin %25′i ile %70′i arasında bir bölümünün buz olduğu ileri sürülmektedir. Kayalık materyal ise toplam kütlenin %15 ile %50’sini kapsar. Eğer buz yüzdesi fazla ise kayalık materyal azdır. Ayrıca kayalık materyalin gezegenin çekirdek bölgesinde toplanmış olması mümkündür.

1977 yılında Uranüs’ün bir yıldızı örtmesi sırasında yapılan gözlemlerden, gezegenin halkaları keşfedildi. Gezegen yıldızı örtmeden önce ve sonra yıldızın ışığında değişimler gözlenmişti. Yapılan bu gözlemlerden halkanın boyutları öğrenilmişti. Fakat bu ince ve belki de değişir bir yapıya sahip halkanın birçok özellikleri, Gezgin 2′nin gezegeni ziyaretine kadar bilinmiyordu. Uzay sondası, bu halkayı ilk kez görüntüledi ve bilinen halkanın dışındaki iki halkayı daha keşfetti.

Uranüs’ün halkaları çok karanlıktır ve üzerine düşen ışığın sadece %5′ini yansıtır. Buradan da halkayı oluşturan materyalin kirli su buzu olduğu anlaşılmaktadır. Aslında parlak olan su buzunun karanlık gözükmesine neden, içerisinde metan bulundurmasıdır. Uranüs’ün halkası çok dardır. Satürn halkasının genişliği binlerce km iken Uranüs’ün halkası 10 km genişliğindedir. Son bulunan halkaların çok ince toz parçacıklarından oluştuğu da yine radyo gözlemlerinden anlaşılmıştır.
Neptün

Neptün’ün keşif öyküsü, Uranüs’ün bulunması ile başlar. Uranüs bulunmadan çok önce iki astronomun onu gördükleri, fakat yıldız sandıkları ortaya çıktı. 1690 ve 1756 yıllarında yapılan bu iki gözlemle birlikte Uranüs’ün yörüngesi çok daha duyarlı hesap edildi. Gözlemlerle kuramsal hesapların uyuşması 1820 yılına dek sürdü. O yıl Uranüs’ün son kırk yılda yapılmış konum gözlemleri birikmişti. Ayrıca 1781′den önce yıldız sanılarak yapılan konum gözlemlerinin sayısı da 17′yi bulmuştu. Bu gözlemlerden hesaplanan yörünge elamanlarından hareketle bulunan Uranüs’ün konumu gözlenen konumu ile çakışmıyordu. Yapılan hesaplarda Jüpiter ve Satürn gezegenlerinin tedirginlik kuvvetleri göz önüne alındığına göre, bu farkın nereden kaynaklandığı sorusu yanıtsız kalıyordu. Bu sorunun çözülmesi için bir çok öneri ortaya atılıyordu. Bunların içinde Nevvton’un çekim yasasının Satürn’den daha uzaklarda çalışmadığı gibi saçma görüşler dahi vardı. Diğer bir görüş ise bir ingiliz amatör astronomdan gelmişti. Güneş sisteminin Uranüs dışında daha bilinmeyen bazı gezegenleri vardı. Safça ortaya atılan bu görüş, daha sonra yine bir ingiliz olan matematikçi John Couch Adams tarafından ele alındı. 1845 yılında Trtius- Bode yasasına göre 38.4 GB uzaklıktaki bir gezegenin, Uranüs sorununu çözebileceğini matematik olarak gösterdi. Fakat Adams’ın çalışmaları ingiltere’de pek ilgi görmedi.

1846 yılında Fransız Le Verrier, Uranüs dışında ve ona etki eden gezegenin kütlesini ve yörünge elemanlarını hesapladı ve böyle bir gezegenin belirli bir tarihte gök yüzünde hangi konumda görülebileceğini belirledi. Le Verrier’in Almanya’daki Berlin Gözlem Evi’ne yazdığı mektup üzerine, buradaki 23 cm’lik teleskopla, 23 Eylül 1846 günü bilinmeyen gezegen araştırılmaya başlandı. Önerilen bölgede bir disk görme amacı ile yapılan çalışmalar başarılı olmadı. Daha sonra, yine gök atlaslarında olmayan nokta kaynak bulma şeklinde araştırmaya devam edildi, iki Alman astronom bölgedeki tüm yıldızları teker teker denetlemeye başladılar. Nihayet gök atlasında olmayan bir yıldız buldular. Bu, söylenen konumdan sadece 55 yay dakikası uzaklıkdaydı. O gök cismini, o gün, batıncaya dek gözlediler. Onun aranan gezegen olup olmadığından pek emin değildiler. Ertesi günü o cismin arka fondaki yıldızlara göre yer değiştirmiş olduğunu ve saatte 3 yay saniyelik bu değişimin matematikçilerin önerdikleri ile eşdeğer olduğunu gördüler.

Neptün ismi bulunmadan birkaç ay önce belirlenmişti. Bu Satürn’ün oğlu ve okyanus diplerinin hükümdarı  Neptün idi.  Öykünün sonunda Le Verrier ve Adams’ın, gezegenin kuramsal keşfini beraberce gerçekleştirdikleri kabul edildi. Bu gezegenin asıl kâşifi ise matematik bilimidir Mekanik ve elektronik bilgisayarların olmadığı bir çağda, çok az gözlemle ve çok büyük yanılgılı gözlemleri kullanarak Adams ve Le Verrier, sadece Nevvton’un çekim yasasına dayanarak bir gezegenin varlığını tahmin ettiler ve hemen hemen doğru bir konumu önererek gezegenin keşfine ön ayak oldular.

Neptün ‘ün yörüngesi duyarlı olarak hesaplandıktan sonra, böyle bir kütlenin Uranüs’ün hareketindeki düzensizliklerin nedeni olup olmadığına bakıldı. Matematikçilerin hesapladıkları tedirginlik kuvveti gerçekten Neptün’ün uyguladığı tedirginlik ile gözlem hataları için de aynı çıktı. Ayrıca bu denetlemeler, Neptün’ün kütlesinin de duyarlı olarak bulunmasını sağladı.
Voyager 2, daha Neptün’e gelmeden kameraları ile aldığı fotoğraflardan gezegenin yüzeyinde beş büyük lekenin varlığını saptadı. Bunlardan üç tanesi parlak, iki tanesi ise karanlıktı. Büyük karanlık olgu (BKO), iki karanlık lekeden büyük olanıdır. Lekenin büyüklüğü 12000 x 8000 km yöresindedir ve eğer gezegenine göre boyutunu kıyaslarsak, Jüpiter’deki BKL ile aynı göreceli büyüklüğe sahiptir. Uzun yaşam süresine sahip bu iki olgu, birçok bakımdan birbirlerine benzemektedirler. Örneğin, her ikisi de saatin ters yönünde dönmekte ve yine her ikisi de 20° güney enlemlerindedir Voyager 2 aracı, Neptün’ün kendi ekseni etrafında 7 dolanması boyunca BKO’yu sürekli gözledi. Bu zaman aralığı içinde lekenin şeklinde küçük değişimler saptadı.
BKO’nun hemen yanında ona, S1 olarak adlandılan parlak bir leke eşlik etmektedir.  Bu parlak bulut  BKO’nun güneyinde yer almaktaydı  ve daha önce de Yer’den yapılan gözlemlerle incelenmişti. S1 de BKO gibi zamanla şeklini değiştirmektedir. Büyümekte, küçülmekte, doğuya ve batıya doğru hareket etmektedir. Her ne kadar bu parlak lekeden yeni bulutlar oluşup ondan uzaklaşıyorlarsa da, o sürekli olarak BKO’nun güneyindeki konumunu korumaktadır. Bilim adamları S1 ve diğer beyaz bulutların çok yükseklerde olduğuna inanmaktadırlar. Neptün’ün metanca zengin hidrojen atmosferinde rüzgâr esmeye başlayınca, atmosfer gazları yükselirler. Bu yükselme, özellikle bir karanlık olgu yöresinde olur. Yeterli yüksekliğe çıkınca, fiziksel koşullar gereği, metan yoğunlaşarak beyaz bulutları oluştururlar. Böylece bulut, rüzgâr lekenin üzerinde estiği sürece sabit kalır. Bulutların yaşam süreleri kısa olduğu için onların hareketlerinin hızları ölçülememiştir.
Neptün’ün dönme dönemi 18 saat yöresinde iken, iç bölgeleri çok daha hızlı, yaklaşık 16 saatte bir döner. Bu nedenle BKO ve S1 saniyede 325 metre hızla batıya doğru hareket eder. BKO güneyinde S2 lekesi yer alır. Bu leke Neptün etrafında 16 saatte bir döner. Bu bulutun da atmosferde sıcak ve derin olan bir bölgenin üzerinde oluştuğuna inanılmaktadır.
Neptün atmosferi de sis parçacıklarından oluşmuştur. Sis parçacıkları kötü birer ışınım satıcıdır, fakat Güneş ışınımını çok iyi soğururlar. Neptün atmosferinde iç yapıdan gelen ısı, Uranüs’e göre daha fazladır. Güneşten soğurduğu enerjinin 2- 3 kat fazlasını uzaya yayar. Bu ışınım fazlalığının olması, onun Uranüs’e göre daha sıcak bir çekirdeği olduğu şeklinde yorumlanır.
Neptün’ün ortalama yoğunluğu Uranüs’ün ortalama yoğunluğundan daha büyüktür. Yoğunluğun fazla olması çekim etkisinin fazla olmasından, dolayısıyla daha da sıkışmış bir materyalin olmasından kaynaklanmaktadır. Bu farklı sıkışma, yapıyı oluşturan kimyasal bileşiklerdeki farklılıktan ortaya çıkmaktadır. Neptün’ün çekirdeği kayalık materyalden oluşmuştur. Çekirdeği saran mantosu buzuldandır. Buz’un toplam kütleye oranı %50 ile %80 arasında, kayalık materyalin toplam kütleye oranı ise %10 ile %35 arasındadır. Eğer buz oranı büyük ise kayalık oranı küçüktür. Kayalık materyalin çekirdekte toplanmış olması da büyük olasılıktır. Bu iç yapı modelini Uranüs ile karşılaştırdığımızda, Neptün’de buz ve kayalık materyalin toplam kütleye oranının daha fazla olduğunu görürüz. Ayrıca hidrojen ve helyumun toplam kütleye oranı ise Neptün’de daha azdır. Bu ise Neptün’ün ortalama yoğunluğunun fazla olmasından kaynaklanır.
Voyager 2, Neptün’e yaklaştıkça bilim adamları, yay parçası şeklinde bir halka yapısı görmeyi umuyorlardı. Çünkü daha önce Yer’den yapılan, gezegenin yıldız örtmesi gözlemlerinde, simetrik bir halka yapısı olmadığı bulunmuştu,   ilk  alınan  fotoğraflarda  bu   düşünce   desteklendi.   Bununla beraber, uzay aracı, Neptün’e yaklaştıkça uzun poz süreli fotoğraflarda lalkanın yay parçası şeklinde olmayıp bütün olduğu fakat bazı bölgelerinin »k daha parlak olduğu anlaşıldı. Neptün’de toplam dört tane halka vardır. En dıştaki halkada farklı parlak yay parçaları kolayca görülmektedir, üçüncü ‘aygın halkanın genişliği 2500 km yöresindedir. Dıştaki iki keskin halka I984N4 ve 1989N3 uydularının yörüngelerine çok yakındır. Bilim adamları bu lyduların halka parçacıklarını, bulundukları yörüngede tutmaya yaradıklarını jösterebılıyorlar, fakat halkanın bazı bölgelerinde yoğunluğun nasıl diğer rölgelere göre daha farklı olduğunu açıklayamamaktadırlar.

PlutoNeptün öyküsünün benzeri Pluto’nun keşfinde de tekrarlandı. O zamanlar yeni bulunan Neptün’ün hesaplanan konumu ile gözlenen konumu çakışmadığı için 1905 yılında gök bilimciler dokuzuncu gezegeni araştırmaya başladılar. 1930 yılında C. Tombaugh gök yüzünde küçük hareketli bir cisim buldu. Yörüngesi saptandığında Güneş’ten 39 GB uzaklıkta olduğu anlaşıldı. Bulunan bu gezegene Yer altı dünyası tanrısı Pluto’nun adı verildi. Pluto, bizim doğal uydumuz Ay’dan biraz daha küçüktür, bu açıdan normal bir gezegene benzememektedir. Yer’den yapılan tayfsal gözlemlerden ince metan gazından oluşmuş bir atmosferi olduğu anlaşılmıştır. Bu atmosfer, Güneş’in Pluto’yu ısıtması sonucu buharlaşan materyalden kaynaklanır.
Pluto, gezegenler içinde en büyük yörünge eğimine ve en büyük dış merkezlik değerine sahip gezegendir. Yörünge dış merkezliği büyük olduğu için yörünge şekli çok basık bir elipstir. Bu nedenle Pluto, bazan Neptün yörüngesinin içlerine girer. Örneğin, 1979 yılında Neptün yörüngesini kesmişti, 1999 yılına kadar Güneş’e Neptün’den daha yakın olacaktır. Bu ilginç yörünge parametrelerinden dolayı bazı gök bilimciler Pluto’yu gerçek bir gezegen olarak göz önüne almazlar.

1978 yılında gök bilimciler onun bir uyduya sahip olduğunu buldular. Uydu gezegenin yarı büyüklüğündeydi ve bu oran uydu-gezegen çiftlerinde karşılaşılanlar arasında en büyük olanıydı. Uyduya yine mitolojiden kaynaklanan bir isim olan Charon adı verildi. Bu uydu, gezegen yöresinde her 6.39 günde bir dönmektedir. Pluto’nun dönme dönemi aynı olduğu için her iki cisim her zaman birbirlerine aynı yüzlerini göstermektedir. Uydu, gezegene çok yakın olduğundan, eğer Pluto gezegenin uyduya bakan yüzeyinden   göğe   bakarsanız;   Charon,   görülen   gök   yüzünün   yarısını kaplamaktadır.   1988 yılında yapılan  bir yıldız  örtme gözlemi  sonucunda Charon’nun da gezegeni gibi ince bir atmosfere sahip olduğu bulunmuştur.

Bazı astronomlar, Pluto- Charon çiftinin zamanında Neptün’ün uyduları olduğunu ve bir çarpışma sonucu Neptün’den ayrıldığını ileri sürerler Bu tez, tam olarak kanıtlanmamıştır fakat, Neptün uydularının ilginç hareketlerini bir dereceye kadar açıklamaktadır.