Jättiläisplaneetat Nimensä mukaisesti suuria Mahdollisesti pieni, kiinteä ydin, mutta näkyvissä vain pilvipeitteen yläosa Pyörivät nopeasti. Vuorovesivoimat eivät ole ehtineet jarruttaa massiivisia planeettoja yhtä paljon kuin pienempiä maankaltaisia. Paljon kuita; täsmällinen lukumäärä ei enää oikein mielekäs käsite. Pienistä kappaleista koostuva rengasjärjestelmä
Jupiter Aurinkokunnan suurimman planeetan Jupiterin massa on 2.5 kertaa niin suuri kuin muiden planeettojen massat yhteensä, lähes tuhannesosa Auringon massasta. Jupiter koostuu pääasiassa vedystä ja heliumista, joita on samassa suhteessa kuin Auringossakin. Keskitiheys on 1330 kg/m 3. Suurimmillaan Jupiter näkyy Maahan noin 50 suuruisessa kulmassa. Jo pienelläkin kaukoputkella erottuvat planeetan ekvaattorin suuntaiset vaaleammat raidat tai vyöhykkeet (zones) ja tummemmat vyöt (belts). Kaikkiaan kuusi luotainta on ohittanut planeetan: Pioneer 10 vuoden 1973 joulukuussa, Pioneer 11 seuraavana vuonna, Voyager 1 ja 2 vuonna 1979, Saturnukseen matkalla ollut Cassini-luotain vuonna 2000 sekä 2007 New Horizons matkallaan Plutoon. Vuonna 1995 Jupiteria kiertämään asettunut Galileo-luotain välitti tietoja planeetasta ja sen kuista yli viiden vuoden ajan.
Jupiter Cassini-luotaimen kuvaamana joulukuussa 2000. Europa-kuun varjo näkyy alavasemmalla. (NASA/JPL/University of Arizona)
Eteläisellä pallonpuoliskolla oleva punertava täplä, Suuri punainen pilkku, on maapalloa suurempi pyörremyrsky, joka on säilynyt satojen vuosien ajan. Pilkun löysi Giovanni Cassini vuonna 1665. Jupiterin Suuri punainen pilkku Voyager 1 -luotaimen kuvassa vuodelta 1979. Kuvaa on käsitelty niin, että yksityiskohdat on saatu paremmin esiin. Pienimmät kuvasta erottuvat yksityiskohdat ovat noin 160 kilometriä. (NASA)
Pyöriminen. Pilvien liikkeitä seuraamalla nähdään, että Jupiter ei pyöri kuten jäykkä kappale, vaan lähempänä napoja pyörähdysaika on pitempi kuin ekvaattorilla. Tätä kutsutaan differentiaaliseksi pyörimiseksi. Ekvaattorilla pyörähdysaika (systeemi I) on 9 h 50 m 30 s ja muualla (systeemi II) 9 h 55 m 41 s. Taulukoissa Jupiterin pyörähdysaikana käytetty arvo (systeemi III) 9 h 55 min 29.71 s on saatu Jupiterin lähettämän radiosäteilyn vaihteluiden perusteella; se kuvaa planeetan magneettikentän ja siten myös sisäosien pyörähdysaikaa. Nopeasta pyörimisestä johtuu, että litistyneisyys on 1/15.
Rakenne. Jupiterilla lienee muutaman kymmenen Maan massainen nestemäinen rautanikkeliydin, jota ympäröi noin 40 000 kilometrin paksuinen nestemäisen metallisen vedyn kerros. Lämpötila tässä kerroksessa on yli 10 000 K ja paine kolme miljoonaa ilmakehää. Paineen vuoksi vetymolekyylit ovat hajonneet atomeiksi ja ydintä kiertävä ainokainen elektroni liikkuu atomien välillä enemmän tai vähemmän vapaasti. Tällainen metallia muistuttava neste johtaa sähköä, ja Jupiterin voimakas magneettikenttä saakin alkunsa juuri metallisen vedyn kerroksessa tapahtuvissa virtauksissa. Paineen pienentyessä vety muuttuu normaaliin molekyylimuotoon H 2, mutta pysyy edelleen nestemäisenä lähes pintaan saakka. Uloimpana on vain noin 1000 kilometrin paksuinen kaasumainen atmosfääri.
Atmosfääri. Atmosfäärissä vedyn ja heliumin suhde on samaa luokkaa kuin Auringossa: heliumatomien lukumäärän suhde vetymolekyylien määrään noin 0.11. Muita atmosfääristä löydettyjä aineita ovat mm. metaani, etyyni, etaani ja ammoniakki. Lämpötila pilvien yläosissa on noin 130 K, vyöhykkeissä hieman vähemmän kuin vöissä. Ekvaattorin suuntaisesti kulkevat vaaleat vyöhykkeet ja tummat tai punaruskeat vyöt ovat pysyviä pilvimuodostelmia, joiden leveys ja väri saattavat kuitenkin muuttua ajan mukana. Vyöhykkeet ovat lähes puhtaan valkeita alueita ja niissä tapahtuu nousevia virtauksia. Vöissä kaasu puolestaan virtaa alaspäin. Värierot johtuvat auringonvalon aiheuttamista kemiallisista muutoksista. Vöiden ja vyöhykkeiden suuntaisten tuulten nopeudet ovat luokkaa 100 m/s, syvemmällä pilvikerroksissa jopa yli 500 m/s. Näin suuret nopeudet merkitsevät, että tuulten energia on pääosin peräisin Jupiterin sisäisestä lämmöstä eikä Auringon säteilystä.
Jupiter säteilee lämpöä noin kaksi kertaa niin paljon kuin se saa Auringosta. Lämpö ei voi tulla planeetan kutistumisesta, sillä Jupiter on lähes kokonaan nestettä ja nesteet ovat lähes kokoonpuristumattomia. Kyseessä on jäänne lämmöstä, joka syntyi Jupiterin muodostuessa kaasu- ja pölypilvestä. Lämpö siirtyy sisältä ulospäin konvektiivisesti ja tämä aiheuttaa nesteen virtauksia metallisen vedyn kerroksessa, jossa Jupiterin voimakas magneettikenttä syntyy.
Magnetosfääri. Jupiterin renkaat ja kuut kiertävät Jupiterin laajan magnetosfäärin ja sen vangitsemien varattujen hiukkasten muodostaman voimakkaan säteilyvyöhykkeen sisällä. Magnetosfääri ulottuu Auringon suunnalla aurinkotuulen voimakkuudesta riippuen 3 7 miljoonan kilometrin päähän. Vastakkaisella suunnalla pitkä pyrstö ulottuu ainakin 750 miljoonan kilometrin päähän, Saturnuksen radan taakse. Yläkuva: radiosäteilystä määritetty magneettikenttä. Alakuva: Cassini-luotaimen mittaama kenttä. (NASA)
Radiosäteily. Jupiter on voimakas radiosäteilijä. Syntymekanismin perusteella säteily jaetaan kolmeen ryhmään: 1) terminen millimetri- ja senttimetrisäteily, 2) ei-terminen desimetrisäteily 3) purkauksittainen dekametrisäteily. Osa ei-termisestä desimetri- ja dekametrisäteilystä on synkrotronisäteilyä, jonka aiheuttavat Jupiterin magnetosfäärissä lähes valon nopeudella kiitävät elektronit. Säteilyn voimakkuus vaihtelee säännöllisesti, minkä perusteella voidaan määrittää Jupiterin pyörähdysaika. Dekametrialueella (aallonpituus noin 10 500 m) tapahtuu äkillisiä purkauksia, jotka ovat yhteydessä sisimmän suuren kuun, Ion paikkaan radallaan. Ion ympärille muodostuneen plasmarenkaan ja Jupiterin välillä kulkee varattujen hiukkasten vuo, joka vastaa jopa 5 miljoonan ampeerin virtaa.
Jupiterin kuut. Jupiterin neljä suurinta kuuta, Galilein kuut Io, Europa, Ganymedes ja Kallisto näkyvät jo prismakiikarilla pieninä pisteinä. Kuut löysi Galileo Galilei vuonna 1610 suunnatessaan ensi kertaa kaukoputkensa kohti Jupiteria. Kuiden nimet ovat kuitenkin peräisin Simon Mariukselta, joka myös havaitsi kuut samoihin aikoihin Galilein kanssa. Vuorovesivoimat ovat aiheuttaneet Ion, Europan ja Ganymedeen ratojen lukkiutumisen 1:2:4 resonanssiin. Kuiden longitudien λ välillä on yhteys: λ Io 3λ Europa + 2λ Ganymedes = 180. (6.1) Tästä seuraa, etteivät kuut voi olla samalla suunnalla Jupiterista katsottuina. Galilein kuut vasemmalta oikealle: Io, Europa, Ganymedes ja Kallisto (NASA/DLR).
Sisin suurista kuista on Kuuta hieman suurempi Io. Pinnalla on yli 400 aktiivista purkausaukkoa, joista ainetta purskahtelee jopa 250 kilometrin korkeuteen. Io on paljon tuliperäisempi kuin maapallo. Vulkaaninen toiminta johtuu vuorovesivoimista, jotka liikuttavat Ion pintakerroksia. Jupiter synnyttää Ioon noin 100 metrin korkuiden vuoksen. Europan ja Ganymedeen häiriöt aiheuttavat Ion rataan pienen elliptisyyden, joten Ion ratanopeus vaihtelee hieman. Näin vuoksiaalto liikkuu hiukan Ion pinnan suhteen ja syntynyt kitkalämpö pitää Ion pinnanalaiset kerrokset sulina. Iossa ei ole meteoriittikraattereita, joten koko pinta on hyvin nuorta ja uusiutuu jatkuvasti tulivuortenpurkausten sinkoamasta materiasta. Pienin Galilein kuista on Kuuta hieman pienempi Europa. Sen geometrinen albedo on noin 0.6. Europan pinta on tasaisen jääkuoren peitossa. Pinnalla on vain muutamia meteoriittikraattereita, joten pinta uusiutuu jatkuvasti. Jääkuoressa on lukematon määrä tummia halkeamia, joista tihkuva vesi tasoittaa kaikki syntyvät epätasaisuudet.
Aurinkokunnan suurin kuu on 5300 kilometrin läpimittainen Ganymedes. Se on siis Merkuriusta suurempi. Noin 50 % kuun massasta on jäätä tai vettä. Ganymedeen kraatterit ovat matalia, sillä jää on pehmeää. Kraatterien määrästä ja pinnan rakenteesta näkyy, että Ganymedeessa on eri ikäisiä alueita. Osa pinnasta on hyvin vanhaa, tummaa ja kraatterista, osa vaaleampaa ja nuorempaa, jossa on harjanteita ja laaksoja. Uloin Galilein kuista on Kallisto. Sen tumma pinta (geometrinen albedo alle 0.2) on kauttaaltaan hyvin vanhaa ja kraatterien peittämää. Pinta on kiven ja jään sekoitusta, ja jäätä tai vettä on massasta lähes puolet. Kalliston pinnasta saa käsityksen meteoriittipommituksen voimasta aurinkokunnan alkuaikoina. Suurin kraatteri on noin 300 kilometrin läpimittainen, mutta sitä ympäröivät rengasmaiset muodostelmat ulottuvat aina 1500 kilometrin päähän. Osa vanhimmista kraattereista näyttää luhistuneen, joten myös Kalliston pinnalla on tapahtunut vähäisiä muutoksia.
Vuoden 2010 alussa Jupiterin kuita tunnettiin 63, mutta jättiläisplaneettoja kiertäviä pienkappaleita löydetään lisää jatkuvasti. Vain Galilein kuut ovat suuria, likimain Kuun tai jopa Merkuriuksen kokoisia. Loput ovat läpimitaltaan muutamasta kilometristä pariin sataan kilometriin. Jupiterin kuut voidaan luokitella ratojensa perusteella useaan eri ryhmään. 1) Sisimpään ryhmään kuuluu neljä säännöllisillä radoilla liikkuvaa pientä kuuta. 2) Näiden ulkopuolella on neljä suurta Galilein kuuta. 3) Ulompana on suuri joukko pieniä kuita, jotka liikkuvat suoraan suuntaan. 4) Uloimpana on joukko pieniä kuita retrogradisilla radoilla. Myös ratojen inklinaatio ja eksentrisyys voivat olla suuria. Retrogradiset radat ovat stabiilimpia häiriöitä vastaan kuin normaalit radat. Ainakin osa ulommista pikkukuista voi olla Jupiterin sieppaamia asteroideja.
Jupiterin rengas löytyi vuonna 1979 Voyager 1 -luotaimen ottamasta kuvasta. Rengas ulottuu planeetan keskipisteestä 122 000 noin 128 900 km etäisyydelle, lähes Adrastea-kuun radalle saakka. Renkaan sisäpuolella on harva-aineinen hyvin himmeä halo. Se on muodostunut renkaasta karanneesta hienojakoisesta pölystä, joka vajoaa kohti planeettaa. Rengashiukkaset ovat kooltaan muutamia mikroneja. Hiukkaset sirottavat valoa voimakkaasti eteenpäin, joten Aurinkoa vasten katsottuna rengas näkyykin huomattavasti kirkkaampana kuin Maan suunnasta. Näin pienistä kappaleista koostuva rengas ei ole stabiili, vaan siihen tulee jatkuvasti uutta ainetta, luultavimmin renkaan etäisyydellä kiertävistä Metis- ja Adrastea-kuista. Galileo-luotaimen ottamassa kuvamosaiikissa Aurinko on Jupiterin takana. Renkaan muodostavat pienet hiukkaset näkyvät parhaiten vastavalossa. (NASA/University of Arizona)
Saturnus Saturnus on aurinkokunnan toiseksi suurin planeetta. Sen läpimitta on noin kymmenen kertaa maapallon läpimitta ja massa 95 kertaa Maan massa. Tiheys on pienin jättiläisplaneetoista, ainoastaan 700 kg/m 3, siis pienempi kuin vedellä. Saturnus ja sen renkaat. Kolme satelliittia (Tethys, Dione ja Rhea) näkyy Saturnuksen alapuolella ja Mimaksen ja Tethyksen mustat varjot erottuvat Saturnuksen pinnalla. (NA- SA/JPL)
Saturnuksen rakenne on samanlainen kuin Jupiterinkin, mutta pienemmästä koosta johtuen metallisen vedyn kerros on paljon ohuempi. Saturnus säteilee 2.8 kertaa niin paljon energiaa kuin se saa Auringosta. Toisin kuin Jupiterissa, Saturnuksen lämpö on peräisin differentioitumisesta: heliumatomit vajoavat hitaasti kohti keskustaa. Vapautunut potentiaalienergia siirtyy konvektiossa pinnalle ja säteilee avaruuteen. Differentioitumista tukee se, että heliumatomien ja vetymolekyylien lukumäärien suhde on Saturnuksessa selvästi pienempi kuin Jupiterissa.
Atmosfääri. Pilvien virtauskuviot ovat värittömämpiä kuin Jupiterissa. Kauempaa katsottuna Saturnus näyttää vaalean keltaiselta kiekolta, jossa on vain vähän yksityiskohtia. Atmosfäärin yläosien lämpötila on kolmisenkymmentä astetta alhaisempi kuin Jupiterissa. Tästä johtuu että vedystä, ammoniakista ja metaanista muodostunut usean kymmenen kilometrin paksuinen usvakerros leijuu varsinaisen pilvikerroksen päällä. Se heijastaa puolet planeettaan osuvasta auringonvalosta takaisin ja peittää näin pilvien virtauskuviot. Lähellä ekvaattoria tuulten nopeudet ovat yli 400 km/s. Ekvaattorin molemmin puolin on 40 leveä vyöhyke, jossa tuuli on samansuuntainen. Toisin kuin Jupiterissa, vöiden ja vyöhykkeiden välillä ei ole suurta eroa. Saturnuksen magneettikentän muutosten perusteella määrätty pyörähdysaika on 10 h 39.4 min. Nopean pyörimisen vuoksi Saturnus on selvästi litistynyt: litistyneisyys on peräti 1/10, mikä näkyy valokuvista paljain silmin ja kaukoputkellakin jo visuaalisesti.
Saturnuksen renkaat. Saturnuksen tunnusomaisin piirre on planeetan ekvaattoritasossa oleva ohut rengasjärjestelmä. Vaikka kaikilla muillakin jättiläisplaneetoilla on rengasjärjestelmä, Saturnuksen renkaat ovat ylivoimaisesti suurimmat ja kirkkaimmat. Ne erottuvat pienelläkin kaukoputkella. Renkaat löysi Galileo Galilei vuonna 1610, mutta ei ymmärtänyt niiden todellista luonnetta.
Hollantilainen Christian Huygens esitti kirjassaan Systema Saturnium 1659 ensimmäisen oikean mallin Saturnuksen renkaille. Kun Maa kulkee ohuiden renkaiden tason kautta, renkaat katoavat näkyvistä.
Vuonna 1857 James Clerk Maxwell osoitti teoreettisesti, että renkaat koostuvat pienistä kappaleista eivätkä voi olla kiinteät. Renkaat muodostuvat pääasiassa muutamien senttimetrien tai metrien läpimittaisista jääkappaleista, mutta joukossa on myös suurempia ja pienempiä kappaleita. Renkaiden leveys on noin 60 000 kilometriä eli likimain sama kuin Saturnuksen säde mutta paksuus lienee vain 100 metrin luokkaa.
Maanpäällisten havaintojen perusteella renkaat jaettiin kolmeen osaan: A, B ja C. Sittemmin luotaimet ovat löytäneet harvaa ainetta näiden renkaiden sisä- ja ulkopuolelta. Sisin, noin 17 000 km:n levyinen C-rengas on niin harva-aineinen, että maapallolta käsin sitä on vaikea erottaa. C:n sisäpuolella lähes Saturnuksen atmosfääriin saakka on vielä hyvin harvaa ja hienojakoista ainetta ( D-rengas ). B-rengas on kirkkain ja levein. Sen leveys on 26 000 km ja se on jakautunut tuhansiin kapeisiin osarenkaisiin. B:n ja sen ulkopuolella olevan A-renkaan välissä on Maasta jo pienelläkin kaukoputkella näkyvä Cassinin jako. Se ei suinkaan ole tyhjä alue, kuten aiemmin luultiin, vaan siinäkin on harvaa ainetta. E D C B A F G Mimas Encken jako Cassinin jako
Lähikuvissa renkaat nähdään jakautuneina tuhansiin kapeisiin osarenkaisiin. (JPL/NASA)
Saturnuksen renkaat ovat ilmeisesti syntyneet samaan aikaan planeetan kanssa, eivätkä ole hajonneen kuun jäännöksiä. Renkaiden yhteenlaskettu massa on noin kymmenesmiljoonasosa Saturnuksen massasta. Tämä vastaisi yhtä noin 500 km:n läpimittaista jääpalloa. Kolmisen tuhatta kilometriä A:n ulkopuolella on vuonna 1979 löydetty muutaman sadan kilometrin levyinen F-rengas. Sen kummallakin reunalla kiertää pieni, rengasta koossapitävä kuu. Rengaskappaleet ovat hyvin tummia, joten se muistuttaa enemmänkin Uranuksen renkaita. Edellisten ulkopuolella ovat vielä hyvin harva-aineiset G- ja E-renkaat. Vuonna 2009 havaittiin Phoebe-kuun etäisyydellä harva-aineinen rengas, jonka inklinaatio on Phoeben radan tavoin lähes 30. Se on syntynyt todennäköisimmin mikrometoriittien Phoeben pinnasta irrottamasta materiasta. Rengas ulottuu sisempänä aina Iapetus-kuun radalle saakka. Iapetuksen toinen puoli on hyvin tumma, eikä kuun kaksivärisyyden syytä aikaisemmin tiedetty. Iapetus kääntää aina saman puolen Saturnukseen päin, joten rengashiukkaset törmäävät pääasiassa kuun etupuoleen. Aikaa myöten jää sublimoituu pois ja jäljelle jää tumma kuona.
Cassini-luotaimen kuvasta nähdään, että renkaiden täytyy olla hyvin ohuet. Myös renkaiden välisissä aukoissa on ainetta.
Saturnuksen pyörähdysakseli on kallistunut ratatasoon nähden vajaat 27. Noin 15 vuoden välein näemme renkaat suoraan sivulta jolloin ne katoavat hetkeksi näkyvistä. Renkaiden paksuutta ei ole pystytty määrittämään edes luotainkuvista.
Kuut. Kuita Saturnukselta tunnettiin vuoden 2010 alussa 61 kappaletta. Puolet kuista on alle 10 kilometrin läpimittaisia. Muutamat Saturnuksen suurista kuista, mm. Enceladus ja Tethys ovat muodostuneet lähes kokonaan jäästä, sillä niiden tiheys on likimain sama kuin veden. Enceladuksen geometrinen albedo on peräti 1.0, joten pinta on puhdasta jäätä. Saturnuksen etäisyydellä lämpötila on ollut aina niin alhainen, että jäästä muodostuneet kappaleet ovat säilyneet koko aurinkokunnan historian ajan. Muutamat pienet kuut kuten Atlas, Prometheus ja Pandora toimivat rengaskappaleiden vartijoina. Kuut kiertävät lähellä renkaiden reunoja ja niiden vetovoimien aiheuttamat häiriöt estävät rengaskappaleita karkaamasta. Jonkin matkaa F-renkaan ulkopuolella kiertävät Epimetheus ja Janus lähes samalla radalla; ratojen välillä on eroa vain noin 50 kilometriä, mikä on vähemmän kuin kuiden säde. Sisempää rataa kiertävä saavuttaa vähitellen ulompana olevaa, hitaammin kulkevaa kuuta. Kuut eivät kuitenkaan törmää, sillä takaa tulevan vauhti kiihtyy edellä olevan vetäessä sitä puoleensa, jolloin kuu siirtyy ulommaksi. Vastaavasti edellä kulkevan vauhti hidastuu ja se siirtyy sisemmälle radalle. Kuiden roolit vaihtuvat ja ne alkavat jälleen etääntyä toisistaan. Aikaa yhteen jaksoon kuluu nelisen vuotta. Suurin Saturnuksen kuista on Titan. Se on ainoa kuu, jolla on paksu atmosfääri. Titanin läpimitta on 5100 km ja punertavien pilvien muodostama näkyvä pinta on noin 200 kilometriä varsinaisen pinnan yläpuolella. Atmosfääri koostuu lähes pelkästään typestä (99 %) ja metaanista (1 %). Paine pinnalla on 1600 hpa ja lämpötila noin 90 K.
Cassini-luotain on tutkinut Saturnuksen järjestelmää vuodesta 2004 lähtien. Sen Huygenslaskeutuja laskeutui Titanin pinnalle vuoden 2005 alussa. Luotain lähetti kuvia ja tietoja pinnalta puolentoista tunnin ajan. Titanin pinnalla on metaanijärviä sekä metaania, ammoniakkia ja vettä suihkuttavia geysireitä. Vaikka Titanin atmosfäärissä esiintyvä metaani lieneekin peräisin pinnalta, havainnot eivät sulkeneet pois elämän mahdollisuutta. On spekuloitu, että lämpötilaa lukuunottamatta Titanin olosuhteet muistuttaisivat alkumaapalloa nelisen miljardia vuotta sitten. Vasemmalla kuva noin 8 kilometrin korkeudelta. Oikealla lähikuva pinnalta. Lohkareet ovat muutaman cm:n kokoisia (ilmeisesti) jääkimpaleita.
Uranus Saturnus on kaukaisin jo antiikin aikana tunnetuista planeetoista. Seuraava planeetta, Uranus, ei enää (juuri) näy paljain silmin. Kuuluisa saksalais-englantilainen amatööritähtitieteilijä William Herschel löysi Uranuksen sattumalta vuonna 1781. Herschel oli havaitsemassa juuri valmistuneella kaukoputkellaan, kun hän huomasi kohteen, joka ei näyttänyt tähdeltä. Muutamaa päivää myöhemmin hän havaitsi, että kohde oli liikkunut tähtien suhteen. Herschel itse epäili löytöään aluksi komeetaksi, mutta pian selvisi, että kyseessä oli uusi Saturnuksen radan takana kiertävä planeetta. Suomalainen Anders Lexell laski planeetalle ensimmäisen ympyräradan.
Kaukoputkessa Uranus näkyy pienenä vihertävänä täplänä. Luotainkuvissakin planeetta on hyvin piirteetön, sillä metaanista muodostuneiden pilvien päällä leijuu savusumun tapainen kerros. Uranus on näkyvässä valossa lähes piirteetön. Oikealla olevassa Hubble-avaruusteleskoopin ottamassa kuvassa näkyvät myös Uranuksen renkaat. Alkuperäisessä kuvassa erottuu kymmenen Uranuksen kuuta. (NASA ja Seidelmann, U.S. Naval Observatory)
Pyöriminen. Pyörähdysakselin kaltevuus ratatason suhteen on muihin planeettoihin verrattuna varsin omituinen. Kaltevuus on 98, joten napa-alueet ovat vuorotellen vuosikymmeniä yhtämittaisessa auringonpaisteessa tai pimeydessä. Pyörähdysaika, 17.3 tuntia, saatiin varmistetuksi vasta vuonna 1986 Voyager 2 -luotaimen havaitsemista magneettikentän muutoksista.
Rakenne. Rakenne ja koostumus on samantapainen kuin muillakin jättiläisplaneetoilla, mutta suuremmasta etäisyydestä johtuen veden osuus on huomattavasti suurempi. Kiviydintä ympäröi tuhansien kilometrien paksuinen vedestä muodostunut kerros. Paineen ja lämpötilan vuoksi vesi on hajonnut hydronium- ja hydroksidi-ioneiksi ja vähäisempänä määränä seassa olevat ammoniakki ja metaani puolestaan ammonium-ioneiksi, protoneiksi ja hiiliatomeiksi. Seos käyttäytyy pikemminkin kuin sula suola ja sillä on joitakin metallin ominaisuuksia; se mm. johtaa hyvin sähköä. Uranuksen vesikerros toimiikin magneettikentän synnyttäjänä samalla tavalla kuin Jupiterin metallinen vety. Uloimpana on vedyn ja heliumin muodostama kerros kuten Jupiterilla ja Saturnuksella. Magneettikenttä ei ole likimainkaan pyörimisakselin suuntainen, vaan 59 vinossa. Kenttä on voimakkaampi kuin Saturnuksella. Syytä kentän vinoon asentoon ei tiedetä, mutta myös Neptunuksella on samankaltainen magneettikenttä.
Uranuksen renkaat löydettiin vuonna 1977 tähdenpeiton yhteydessä renkaiden aiheuttaessa sivuokkultaatioita ennen varsinaista pimennystä ja sen jälkeen. Renkaita on kaikkiaan noin kolmetoista, laskentatavasta riippuen. Yksittäiset renkaat ovat vain muutaman tai muutaman kymmenen kilometrin levyisiä ja hyvin tummia; albedo on alle 0.05. Rengaskappaleiden koko on keskimäärin metrien luokkaa, siis suurempi kuin Saturnuksen renkaissa, eikä niissä ole juuri lainkaan hienojakoista pölyä. Uranuksen renkaat myötä- ja vastavaloon Voyager-luotaimen kuvaamina vuonna 1986. Vastavaloon katsottaessa hienojakoinen pöly tulee näkyviin. (NASA)
Kuut. Uranuksen kuita tunnettiin vuoden 2010 alussa 27 kappaletta; niistä kymmenen löydettiin Voyager 2:n ohilennon yhteydessä. Luotainkuvista löydetyt kymmenen kuuta ovat kaikki alle sadan kilometrin läpimittaisia, hyvin tummia ja ne kiertävät lähempänä Uranusta kuin Miranda, sisin vanhoista kuista. Viisi vanhaa, suurta kuuta kiertävät planeettaa sen ekvaattoritasossa. Vaikka Uranuksen pyörimisakseli on likimain ratatasossa, kuiden radat ovat hyvin säännölliset. Olipa syy Uranuksen pyörimisakselin asentoon mikä tahansa, sen on selitettävä myös kuiden säännölliset radat.
Neptunus Uranuksen löytymisen jälkeen huomattiin, että planeetasta oli tehty useita havaintoja ennen vuotta 1781 ilman, että sitä oli erotettu tähdistä. Näiden avulla Uranuksen rata voitiin määrittää tarkasti. Uudet havainnot osoittivat kuitenkin Uranuksen poikkeavan lasketulta radaltaan. Englantilainen John Couch Adams ja ranskalainen Urbain Jean-Joseph Le Verrier ennustivat toisistaan tietämättä, että Uranuksen ratahäiriöiden syynä oli tuntematon planeetta. Poikkeamien perusteella he myös laskivat tuntemattoman planeetan paikan. Johann Gottfried Galle löysi planeetan Berliinissä vuonna 1846 alle asteen päästä Le Verrier n ennustamasta paikasta. Heti löydön jälkeen alkoi kiista siitä, kenelle kunnia kuului, sillä Adamsin töitä ei ollut julkaistu. Sittemmin on sekä Adamsin että Le Verrier n osuus katsottu yhtä merkittäväksi.
Neptunuksessa näkyy huomattavasti enemmän yksityiskohtia kuin Uranuksessa. Voyager 2 -luotaimen kuvassa (vasemmalla) näkyy Suuri tumma pilkku ja valkoisia pilviä. Kauempana etelässä on toinen tumma pilkku. Oikealla lähikuva eteläisestä tummasta pilkusta. Pilvien muodosta voi päätellä, että pilkku pyörii vastapäivään, ja aine pilkun kohdalla vajoaa alaspäin. (NASA/JPL)
Neptunuksen radan isoakselin puolikas on 30 AU ja kiertoaika lähes 165 vuotta. Maasta katsottuna Neptunus näkyy parin kaarisekunnin suuruisena vihertävänä kiekkona, josta on vaikea erottaa mitään yksityiskohtia. Voyager 2 -luotaimen kuvissa vuodelta 1989 sen sijaan näkyy Uranuksesta poiketen runsaasti yksityiskohtia, sillä samanlaista utua ei Neptunuksessa ole. Metaanipilvien päällä on paikoitellen ohutta cirrusta muistuttavia pilviä, mutta ne eivät estä näkyvyyttä syvemmälle atmosfääriin. Neptunuksessa on samantapaisia pilkkuja kuin Jupiterissa. Pilkut eivät tosin ole yhtä pysyviä kuin esimerkiksi Jupiterin Suuri punainen pilkku. Voyager-luotaimen vuonna 1989 havaitsema noin 30 000 kilometrin läpimittainen Suuri tumma pilkku katosi muutamaa vuotta myöhemmin. Sittemmin on havaittu muita pilkkuja, joiden elinikä on ollut useita vuosia. Sen sijaan samanlaisia vyöhykkeisiä tuulia Neptunuksessa ei ole, vaan tuulet puhaltavat pääasiassa planeetan pyörimissuuntaa vastaan, nopeimmillaan noin 400 m/s. Atmosfäärin yläosan lämpötila on 59 K. Neptunus säteilee 2.7 kertaa enemmän energiaa kuin mitä se saa Auringosta. Neptunus on tihein jättiläisplaneetoista, noin 1638 kg/m 3, ja sen läpimitta on 49 500 kilometriä. Silikaateista ja rauta-nikkeliseoksesta muodostuvan ytimen massa on arviolta 1.2 Maan massaa. Tätä ympäröi vedestä ja metaanista muodostunut vaippa, jonka päällä on ilmeisesti varsin ohut vety- ja heliumkerros, jossa on seassa metaania ja etaania. Neptunuksen magneettikenttä syntyy vesikerroksessa kuten Uranuksellakin. Magneettikenttä on 47 vinossa pyörimisakseliin nähden ja se on lisäksi hyvin epäsymmetrinen: kentän keskipiste on jossain säteen puolivälin tienoilla.
Neptunuksella on viisi rengasta, joista kolme on alle 100 km levyisiä ja kaksi muuta 2000 5000 km levyisiä diffuuseja renkaita. Renkaat koostuvat hyvin pienistä hiukkasista, jotka näkyvät parhaiten vastavaloon. Erityisesti uloimmassa renkaassa on paikallisia tihentymiä, jotka saattavat johtua lähellä olevista pienistä kuista. Neljä tunnettua pikkukuuta kiertää rengasjärjestelmän sisällä. Neptunuksen renkaat vastavaloon nähtyinä. Ulommassa renkaassa on useita kirkastumia. (NASA/JPL)
Neptunukselta tunnettiin vuoden 2010 alussa 13 kuuta. Ennen Voyager 2:n ohilentoa kuita tunnettiin vain kaksi: Triton ja Nereid. Vajaan 3000 kilometrin läpimittainen Triton on retrogradisella radalla. Tritonilla on ohut typestä ja metaanista koostuva atmosfääri. Pinnalla, jossa kaasunpaine on alle yhden pascalin, on myös jäätynyttä typpeä ja metaania. Kuun eteläisen pallonpuoliskon albedo on noin 0.8 ja lämpötila ainoastaan 37 K. Tritonissa on myös vulkaanista toimintaa. Purkautuvana aineena on nestemäinen typpi, joka purkauduttuaan muuttuu kiinteäksi, lumen kaltaiseksi aineeksi, ja jonka tuuli sitten levittää laajalle alueelle. Pohjoinen pallonpuolisko on kymmenien kilometrien läpimittaisten jääkuoppien peitossa. Kuopat ovat mahdollisesti syntyneet jäisen pinnan osittain sulaessa ja luhistuessa.