«Նեպտուն»–ի խմբագրումների տարբերություն

| archiveurl = http://www.webcitation.org/610cKG6cV

| archivedate = 2011-08-17

1 և 5 բար ճնշումների միջակայքում ձևավորվում են [[ամոնիակ]]ի և [[Ածխաջրածիններ|ածխաջրածնի]] ամպեր։ Ավելին քան 5 բար ճնշման դեպքում ամպերը կարող են կազմված լինել ամոնիակից, ամոնիակի սուլֆիդից, ածխաջրածնից և ջրից։ Ավելի խորը, մոտավորապես 50 բար ճնշման պայմաններում, կարող են գոյություն ունենալ ջրային սառույցից կազմված ամպեր, մոտ 0&nbsp;°C ջերմաստիճանի պայմաններում։ Նույնպես, չի բացառվում, որ տվյալ շրջանում կարող են գոյություն ունենալ ամոնիակի և ածխաջրածնի ամպեր<ref name="elkins-tanton"/>: Նեպտունի բարձր ամպերը դիտարկվել են նրանց կողմից նետված շողքերով անթափանց ներքին ամպային շերտերի վրա։ Նրանց մեջ առանձնանում են ամպային շերտեր, որոնք պարուրում են մոլորակը հաստատուն լայնության վրա։ Այս ծայրամասային խմբերի մոտ լայնությունը հասնում է 50-150 կմ, իսկ իրենք ամպերը գտնվում են 50-110 կմ ավելի բարձր, քան հիմնական ամպերի շերտը<ref name="apj125"/>: Նեպտունի սպեկտրի ուսումնասիրությունը թույլ է տալիս ենթադրել, որ նրա ավելի ներքև գտնվող ստրատոսֆերան մշուշված է ուլտրամանուշակագույն [[ֆոտոլիզ]]ի արդյունքներիի խտացման պատճառով, այնպիսիք, ինչպիսին են [[էթան]]ը և [[ացետիլեն]]ը<ref name="hubbard"/><ref name="atmo" />: Ստրատոսֆերայում նույնպես հայտնաբերվել են [[ցիանոջրածին|ցիանոջրածնի]] և [[շմոլ գազ]]ի հետքեր<ref name="atmo" /><ref name="Encrenaz2003">{{cite journal|last=Էնկրենազ|first=Թերենս|title=Հսկա մոլորակների և Տիտանի դիտարկումները. ինչ մենք սովորեցինք|journal=Մոլորակային տիեզերական գիտություններ|volume=51|pages=89-103|year=2003|doi=10.1016/S0032-0633(02)00145-9|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003P%26SS...51...89E}}</ref>: Նեպտունի ստրատոսֆերան ավելի տաք է, քան Ուրանինը, [[ածխաջրածիններ]]ի ավելի մեծ պարունակության պատճառով<ref name="atmo"/>:

Չպարզված պատճառներով, մոլորակի ջերմոլորտը ունի անհասկանալի բարձր ջերմաստիճան, մոտ 750 [[Կելվին|Կ]]<ref name="Broadfoot19989">{{cite journal|last=Բրոդֆուտ|first=Ա. Լ.|coauthors=Աթրեյա, Ս. Կ.; Բերտուքս, Ջ. Լ. և ընկ.|title=Նեպտունի և Տրիտոնի ուլտրամանուշակագույն սպեկտրոմետրով կատարված դիտարկումները|journal=Սայենս|volume=246|pages=1459-1456|year=1999| url=http://www-personal.umich.edu/~atreya/Articles/1989_Voyager_UV_Spectrometer.pdf|format=pdf|doi=10.1126/science.246.4936.1459|pmid=17756000}}</ref><ref name="Herbert1999">{{cite journal|last=Հերբերտ|first=Ֆլոյդ|coauthors=Սանդել, Բիլլ Ռ.|title=Ուրանի և Նեպտունի ուլտրամանուշակագույն դիտարկումները|journal=Մոլորակային տիեզերական գիտություններ|volume=47|pages=1119-1139|year=1999| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1999P%26SS...47.1119H |doi=10.1016/S0032-0633(98)00142-1}}</ref>: Այսպիսի բարձր ջերմաստիճան ունենալու համար մոլորակը չափազանց հեռու է գտնվում Արեգակից, որպեսզի այն կարողանար այսպես տաքացնել ջերմոսֆերան իր ուլտրամանուշակագույն ճառագայթմամբ։ Հնարավոր է, որ այս երևույթը հանդիսանում է մոլորակի մագնիսական դաշտի իոնների և մթնոլորտի փոխազդեցության հետևանք։ Համաձայն մեկ այլ վարկածի, տաքացման մեխանիզմի հիմք է հանդիսանում մոլորակի ներքին շրջաններից ծագող գրավիտացիայի ալիքները, որոնք ցրվում են մթնոլորտում։ Ջերմոսֆերան պարունակում է շմոլ գազի և ջրի հետքեր, որոնք այնտեղ են հասել, հավանաբար արտաքին աղբյուրներից, այնպիսիք, ինչպիսին են երկնաքարերը և փոշին։<ref name="elkins-tanton"/><ref name="Encrenaz2003"/>: