Neptune est la plus éloignée des quatre planètes géantes du Système solaire. Elle appartient à la catégorie des géantes de glace. Son diamètre est d'environ 49 200 kilomètres, soit 4 fois celui de la Terre que la Terre. Sa masse est environ dix-sept fois supérieure à celle de notre planète. Située à une distance moyenne d'environ 4,5 milliards de kilomètres du Soleil, Neptune reçoit très peu de lumière et de chaleur. La lumière solaire met plus de quatre heures pour l'atteindre.

Une année sur Neptune correspond à environ 165 années terrestres, car son immense éloignement du Soleil l'oblige à parcourir une orbite très vaste. En revanche, sa rotation sur elle-même est rapide : une journée ne dure qu'environ seize heures. Son axe de rotation est incliné d'environ 28 degrés, ce qui entraîne l'existence de saisons comparables dans leur principe à celles de la Terre, mais chacune s'étend sur plusieurs dizaines d'années.

Atmosphère.
L'atmosphère de Neptune est une étendue gazeuse profonde et tumultueuse, qui constitue une part essentielle de la planète puisqu'elle ne possède pas de surface solide. Sa composition est dominée par l'hydrogène (environ 80%) et l'hélium (environ 19%), avec une fraction plus petite mais cruciale de méthane (environ 1,5%). C'est ce méthane qui est responsable de la couleur bleue caractéristique de la planète, car il absorbe la lumière rouge du spectre solaire. L'atmosphère est définie par rapport à un niveau de référence arbitraire où la pression est d'un bar, et à ce niveau, la température est d'environ 72 K (-201 °C).

La structure verticale de cette atmosphère est caractérisée par des variations spectaculaires de température et de pression. La troposphère, la couche la plus basse, voit sa température diminuer avec l'altitude jusqu'à atteindre un minimum d'environ 52 K (-221 °C) à la tropopause, située vers 0,1 bar. Au-delà, dans la stratosphère, la température remonte de manière surprenante pour atteindre jusqu'à 275 K (environ 2 °C) dans la haute atmosphère. Cet échauffement est en grande partie dû à une source de chaleur interne puissante, qui génère près de 2,7 fois plus d'énergie que ce que la planète reçoit du Soleil lointain.

Cette énergie interne est le moteur d'une activité atmosphérique d'une intensité remarquable, défiant les prévisions basées sur la seule lumière solaire. Elle alimente des vents parmi les plus rapides du système solaire, qui peuvent atteindre des vitesses de 2000 km/h, voire plus. Ces vents puissants sculptent l'apparence de la planète en bandes sombres et zones claires, similaires à celles de Jupiter mais moins nombreuses. L'atmosphère est également le théâtre de gigantesques systèmes orageux, comme la fameuse Grande Tache Sombre, un anticyclone de la taille de la Terre, observé par Voyager 2 en 1989. Contrairement à la Grande Tache Rouge de Jupiter, ces tempêtes semblent être éphémères, apparaissant et disparaissant au fil des observations.

La dynamique verticale est également marquée par la présence de nuages et de brumes organisés en plusieurs couches. Un modèle propose une couche profonde d'aérosols, une couche intermédiaire de particules de brume sur laquelle se condense de la neige de méthane, et une couche supérieure de brume plus ténue. L'activité turbulente de Neptune est telle qu'elle serait plus efficace pour chasser cette brume, rendant la couche intermédiaire plus fine que sur Uranus et contribuant à la teinte bleue plus intense de Neptune. Les nuages de méthane, dont la base se situerait autour de 1,6 bar, jouent un rôle clé dans le cycle de la matière, bien que des simulations suggèrent que leur épaisseur soit limitée par des chutes de précipitations intenses, jusqu'à 370 mm par an terrestre. Des nuages élevés et brillants, semblables à des cirrus, ont également été observés à haute altitude.

Les mécanismes responsables del'activité météorologique intense de laplanète ne sont pas encore totalement compris, d'autant plus que Neptune reçoit très peu d'énergie solaire. Une partie de cette énergie provient probablement de la chaleur interne de Neptune. La quête pour comprendre tous les détails de cet environnement dynamique se poursuit, avec des observations récentes du télescope spatial James-Webb qui ont, par exemple, permis de cartographier la structure de température et de mettre en évidence un vortex polaire chaud bien défini.
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Variations saisonnières observées dans l'atomosphère de Neptune 
par le télescope saptial Hubble. (Source : NASA).

Structure interne.
L'intérieur de Neptune, bien que sujette encore à des débats, est généralement conceptualisée comme un modèle à plusieurs couches distinctes. Certaines recherches récentes suggèrent toutefois des configurations plus complexes et variées. 

Au coeur de la planète se trouve un noyau rocheux, probablement composé de fer, de nickel et de silicates, dont la masse est estimée à environ 1,2 fois celle de la Terre, avec des températures atteignant jusqu'à 8000 °C  et des pressions huit millions de fois supérieures à celles de l'atmosphère terrestre. Ce noyau est enveloppé par un manteau épais, souvent décrit comme un océan dense et brûlant d'eau, de méthane et d'ammoniac, dans des conditions où ces composés, appelés "glaces" en planétologie, se présentent sous forme liquide ou supercritique.

La structure au-delà de ce manteau fait l'objet de modèles théoriques qui ont récemment évolué. Une hypothèse classique, toujours mentionnée, propose une stratification simple avec une atmosphère extérieure riche en hydrogène et hélium, un manteau de "glaces" fluides, et le noyau rocheux central. Cependant, des simulations numériques beaucoup plus poussées, utilisant l'apprentissage automatique pour modéliser le comportement de centaines d'atomes sous les pressions et températures extrêmes de l'intérieur de Neptune (environ 3,4 millions de fois la pression atmosphérique terrestre et 4750 K), offrent une vision radicalement différente. Ces travaux suggèrent que le manteau ne serait pas un mélange homogène, mais qu'il se séparerait naturellement en deux couches immiscibles, un peu comme l'huile et l'eau. La couche supérieure serait riche en eau, tandis qu'une couche inférieure, plus profonde, serait composée d'un fluide hautement comprimé d'hydrocarbures, d'azote et d'hydrogène, d'où l'hydrogène aurait été expulsé sous l'effet de la pression.

Cette séparation en couches immiscibles est une proposition majeure car elle offre une explication élégante à l'une des grandes énigmes de Neptune : son champ magnétique désordonné et non dipolaire, très différent de celui de la Terre, de Jupiter ou de Saturne. Un champ magnétique planétaire est généralement généré par la convection de fluides électriquement conducteurs dans une couche épaisse. Si l'intérieur est stratifié en couches qui ne se mélangent pas, la convection à grande échelle est entravée, ce qui empêche la formation d'un champ dipolaire classique, mais permet à une convection localisée dans l'une des couches de générer un champ magnétique complexe et désorganisé, comme observé. Une autre étude, publiée dans la revue Astronomy & Astrophysics, propose des modèles d'intérieur qui, sans nécessairement adopter la séparation en deux couches distinctes, sont également compatibles avec un champ magnétique non dipolaire. Ces modèles étudient un large éventail de structures possibles, dont des configurations dominées par l'eau ou par la roche, et suggèrent que le champ magnétique de Neptune serait généré dans une région convective plus proche de la surface que celui d'Uranus.

Par ailleurs, la question de l'état physique de l'eau dans le manteau est également en évolution. Les recherches antérieures envisageaient une couche d'eau "super-ionique" solide, mais des calculs thermodynamiques récents, basés sur la physique des matériaux (ab initio), prédisent que l'intérieur profond de Neptune pourrait être jusqu'à 30% plus froid que ce que les modèles antérieurs suggéraient. Ces températures plus basses augmentent la probabilité de phénomènes exotiques comme la "pluie de diamants", qui se formerait par la décomposition du méthane sous haute pression, ou la séparation de phase des glaces planétaires annoncée par les nouvelles simulations. 
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Structure hypothétique de l'intérieur de Neptune.

Magnétosphère.
Le champ magnétique neptunien serait généré par un effet dynamo prenant naissance dans une couche profonde constituée d'eau, d'ammoniac et de méthane sous forme de fluides ionisés extrêmement comprimés. Les mouvements de convection dans cette région conductrice engendreraient les courants électriques responsables du champ magnétique.

Découverte grâce au survol de la sonde Voyager 2 en 1989, la magnétosphère de Neptune s'est révélée extrêmement inhabituelle par rapport à celles des autres grandes planètes. Alors que les champs magnétiques terrestres, de Jupiter ou de Saturne sont relativement bien alignés avec leur axe de rotation, celui de Neptune présente une inclinaison d'environ 47 degrés. De plus, son centre est fortement décalé par rapport au centre géométrique de la planète, d'environ 55 % du rayon de Neptune. Cette configuration produit une magnétosphère asymétrique et très variable. Sous l'action du vent solaire, la magnétosphère forme du côté exposé au Soleil une zone comprimée appelée magnétopause, tandis qu'à l'opposé se développe une longue queue magnétique s'étendant sur plusieurs millions de kilomètres. En raison de l'inclinaison importante du champ magnétique, l'interaction avec le vent solaire varie continuellement au cours de la rotation de la planète, qui dure environ seize heures. Cette géométrie complexe provoque des modifications périodiques de la structure magnétosphérique et des ceintures de particules chargées.

Comme pour les autres planètes géantes, des aurores polaires se produisent lorsque des particules énergétiques pénètrent dans la haute atmosphère le long des lignes du champ magnétique. Toutefois, du fait du décalage entre l'axe magnétique et l'axe de rotation, ces aurores ne sont pas confinées aux régions polaires et peuvent apparaître à des latitudes inhabituelles.

Satellites.
Neptune possède actuellement seize satellites naturels connus. Le plus grand, Triton, est une planète naine. Il a été découvert par William Lassell le 10 octobre 1846, soit à peine deux semaines après la découverte de Neptune.

Les autres satellites sont de petits corps aux formes plus ou moins irrégulières. Seuls Protée, Néréïde et Larissa dépassent la centaine de kilomètres de rayon moyen. Larissa vient ensuite par ordre de taille. Tous ces objets apparaissent très et couverts de cratères. Certains sont peut-être les fragments d'un satellite détruit, dans le passé, par une collision avec un gros météorite. C'est en tout cas l'hypothèse la plus souvent avancée dans le cas du plus externe d'entre eux, Néréïde, découvert en 1949 à Fort Davis par G. Kuiper.

Anneaux.
Le système d'anneaux de Neptune fut longtemps difficile à étudier. Avant le passage de Voyager 2, certaines observations terrestres laissaient penser que les anneaux étaient incomplets et constitués d'arcs isolés. La sonde confirma finalement l'existence d'anneaux continus contenant des régions plus denses correspondant aux arcs observés auparavant. 

Cinq anneaux principaux sont actuellement identifiés : Galle, Le Verrier, Lassell, Arago et Adams. Ils portent les noms de scientifiques ayant contribué à la découverte de Neptune ou à l'étude de la mécanique céleste. Ces anneaux sont beaucoup plus sombres et moins massifs que ceux de Saturne. Ils sont composés principalement de poussières microscopiques et de petits fragments rocheux recouverts de substances organiques assombries par le rayonnement cosmique.

L'anneau Adams est le plus célèbre car il contient plusieurs arcs brillants nommés Liberté, Égalité, Fraternité et Courage. Théoriquement, ces concentrations de matière devraient se disperser au fil du temps sous l'effet des mouvements orbitaux. Leur persistance serait due aux résonances gravitationnelles exercées principalement par le satellite Galatée, qui agit comme un satellite berger en maintenant localement les particules regroupées.

Les anneaux se situent relativement près de la planète et sont probablement jeunes à l'échelle du Système solaire. Ils pourraient être continuellement alimentés par l'érosion de petits satellites ou par les débris produits lors de collisions entre corps glacés. La faible quantité de matière qu'ils contiennent laisse penser qu'ils sont des structures transitoires appelées à évoluer avec le temps.