해왕성에 대하여

해왕성은 태양계의 여덟 번째 행성이다. 해왕성은 직경이 네 번째로 크고 질량이 세 번째로 큰 행성이다. 해왕성으 ㄴ지구 질량의 17배, 쌍둥이 행성인 천왕성보다 약간 무겁다. 해왕성과 태양의 평균 거리는 30.1au로 지구와 태양의 약 30배이다. 천문 기호는 포세이돈의 삼지창을 나타내는 조개껍데기라고 한다. 해왕성은 태양계에서 유일하게 육안으로 볼 수 없기 때문에 경험적 관찰이 아닌 수학적으로 발견된 행성이다. 천왕성의 궤도의 예기치 않은 변화 때문에, 알레시 부아르는 천왕성의 궤도가 발견되지 않은 행성의 궤도를 예측했고 1846년에는 루 블리에가 예측한 요한 고트프리드 가렛의 범위 내에서 해왕성을 관측했다. 잠시 후 최초의 해왕성 위성인 트리톤이 발견되었지만, 나머지 13개의 위성은 19세기 후반에도 발견되지 않았다. 해왕성을 방문한 우주선은 1989년 8월 25일 해왕성 근방을 통과한 보이저 2호뿐이라고 한다. 해왕성의 성분은 천왕성과 유사하며 목성, 토성 등 거대 가스 행성과 구별할 수 있는 성분의 차이가 있다. 목성과 토성은 대기 중 수소와 헬륨이 다량 함유돼 있지만, 해왕성의 대기에는 탄화수소와 질소가 극소량 함유돼 잇고, 물과 암모니아, 메틴이 빙하의 높은 비중을 차지하고 있다. 천문학자들은 또한 이러한 차이를 강조하기 위해 천왕성과 해왕성을 거대한 얼음 행성으로 분류한다. 해왕성의 내부 구조는 천왕성과 같은 얼음과 암석으로 이루어져 잇는 것으로 추정된다고 한다. 행성의 가장 바깥쪽 층은 메틴의 흔적을 가지고 있으며, 행성은 밝은 색상과 맑은 푸른색을 띠고 있다고 한다. 표면에 특징이 없는 천왕성과 달리 해왕성의 대기는 역동적이고 관측 가능한 기상 현상이다. 1989년 보이저 2호가 해왕성을 지날 때 목성의 붉은 점에 해당하는 큰 바위가 남반구에서 발견되기도 했다. 이러한 기상 현상은 시속 2100km의 속도로 태양계에서 가장 강한 바람에 의해 유지된다. 태양으로부터 너무 멀리 떨어져 있어서 구름의 꼬대기가 태양계에서 가장 추운 곳이라 한다. 해왕성은 파편들로 구성돼 희미한 고리 구조를 가지고 있지만, 1960년대에는 그 존재에 대한 논쟁이 있었지만, 1989년 보이저 2호의 탐사로 확인되었다. 갈릴레오 갈릴레이의 관측 지도에 따르면 그는 1612년 12월 28일과 1613년 1월 27일에 해왕성을 본 적이 있다. 갈릴레오는 목성 옆에 잇느 ㄴ해왕성을 고정된 별로 착각했기 때문에 해왕성을 행성으로 발견한 사람은 아니었다. 1612년 12월 첫 관측에서 해왕성은 이제 막 역행 운동으로 변했기 때문에 시각적으로 움직이지 않았다. 해왕성이 거꾸로 가기 시작했을 때 그의 움직임은 너무 약해서 갈릴레오의 불충분한 망원경은 탐지하기가 불가능했을 것이다. 한편, 2009년 7월 갈릴레오의 별이 다른 어떤 별과 다르게 움직였다는 새로운 증거가 발견되었다고 멜버른 대학의 천문학자 데이비드 제이미슨은 말했다고 한다. 1821년 알레시 대로가 해왕성의 이웃인 천왕성의 궤도에 관한 천문도를 발표했다. 그러나 후속 관측 결과 상댱량이 밝혀졌고, 불로는 알려지지 않은 물체가 중력 상호작용을 통해 천왕성의 궤도에 동요를 일으킨다고 가정했다. 1843년 존 카우치 아담스는 천왕성의 움직임에 영향을 미치는 가상의 8번째 행성의 궤도를 계산했다. 애덤스는 계산 결과를 킹스 프랙티스 관리인 조지 아일리 경에게 보냈지만, 아일리 경은 애덤스에게 조금 더 설명을 요구했다. 애덤스는 보고서 초안을 작성하기 시작했으나 보내지 않았고, 이후 천왕성 문제를 적극적으로 다루지 않았다. 애덤스와는 별도로 유르 반 루 베리에는 1845년과 1846년에 독자적인 계산을 했지만, 동료들로부터도 별다른 피드백을 받지 못했다. 그러나 6월에 루 블리에가 행성의 경도 계산을 발표했고 그것을 보고 아리엘ㅇ느 아담스의 계산과 비슷한 점을 발견했다. 애리는 케임브리지 천문대 제임스 찰스를 설득하여 행성을 찾도록 했다. 그러나 채리스는 8월 9월에 날아다녔지만 수확은 많지 않았다. 리버니는 베를린 천문대의 천문학자 요한 고트프리드 가렛에게 편지를 썼다. 1840년대부터 1930년대까지 해왕성은 태양계에서 가장 바깥쪽 행성이었다. 1930년 명왕성의 발견은 1979년부터 1999년까지 명왕성이 해왕성의 궤도에 진입한 20년 주기를 제외하고 해왕성을 듸에서 두 번째 행성으로 만들었다. 그러나 1992년 카이퍼 대학교가 발견되면서 많은 천문학자들은 명황성이 행성인지 아니면 단지 조금 더 큰 행성인지에 대해 논쟁하기 시작했다. 2006년 마침내 국제 천문 연맹은 행성이라는 단어의 의미를 처음으로 정의했고 명황성은 혜성으로 재분류되었다. 그래서 해왕성은 다시 태양계에서 가장 바깥쪽 행성이 되었다. 해왕성의 내부 구조는 천왕성과 비슷하다. 공기는 전체 질량의 5~10%, 부피는 표면층에서 핵까지 10~20%를 차지하며 대기압은 약 10 gpa이다. 메테인, 암모니아. 그리고 물은 대기의 낮은 층에서 응축된 상태로 발견되었다. 이 어둡고 뜨거운 부위는 초기 열 상태가 2000k에서 5000k인 액체 맨틀로 점차 응축된다. 맨틀은 지구 10~15개의 질량을 가지며 물, 암모니아, 메탄 등이 풍부하다. 이 혼합물은 고온, 고압 유체이긴 하지만 정상 행성학에는 얼음이라고 불린다. 이 고도의 전기전도성 액체는 때로 물 암모니아 대양이라고도 불린다. 해왕성 내부의 깊이는 7000km일 수도 있는데 이것은 메틴이 분해된 후 다이아몬드 결정으로서 탄소가 핵 속으로 가라앉는 환경일 수도 있다. 핵은 철, 니켈, 규산염으로 구성되어 있으며, 내부 모델의 무게는 지구 질량의 1.2배에 달한다. 중심에서 대기압은 7Mbar에 이르고 온도는 지구 표면 대기압의 100만 배인 5400k에 이른다. 고도에서 해양 대기는 수소와 헬륨이 각각 80%, 19%이다. 메틴도 매우 적은 양이지만 메틴의 흡수선은 스펙트럼상 적외선의 영역인 600nm 파장에서 나타난다. 천왕성과 마찬가지로 해왕성의 대기는 빨갛고 푸르스름하다. 그러나 해왕성의 선명한 엷은 청색은 천왕성의 짙은 청색과 다르다. 대기 중에 있는 해왕성의 해왕성은 천왕성과 비슷하지만 여기에 추가된 미지의 성분이 해왕성의 색깔을 내는 것 같다. 해왕성의 대기는 고도가 올라갈수록 온도가 내려가는 낮은 대류권과 고도가 올라갈수록 온도가 올라가는 성층권으로 두 부분으로 나뉜다. 둘 사이의 경계인 구면 인터페이스에서 대기압은 약 0.1 bar에서 나타난다. 열 권은 점차 개방된 공기권으로 이동한다. 해왕성의 대류권은 고도에 따라 다양한 성분으 ㄹ보여주는 구름에 둘러싸여 잇는 것 같다. 상층 구름은 1 bar이하의 압력에서 형성되어 메탄 응축에 적합한 온도를 나타내며, 암모니아와 황화수소 구름은 1 bar에서 5 bar의 압력에서 형성되는 것으로 추정된다. 암모니아, 황화 암모늄, 화화 수소, 물로 구성된 구름은 5 bar 이상의 압력에 의해 형성된다. 수심에서의 얼음 장운은 온도가 0도에 도달하는 약 50 바의 압력으로 형성되는 것으로 추측된다고 한다. 동시에 암모니아와 황화수소의 구름이 하단에서 발견될 수도 있다고 한다. 해뫙성의 높은 고도 구름은 아래의 불투명한 구름층 위에 그림자를 드리운다는 것이 관찰되었다. 높은 고도 구름 구역은 일정한 위도에 존재한다. 원형 구름 띠는 폭 약 50x150km로 구름대 위 약 50x110km에 위치한다고 한다. 해왕성의 스펙트럼은 그 낮은 성층권이 운석의 여분의 광분해, 에테인 아세틸렌과 같은 응축수의 결과로 인해 흐린 상태에 있음을 시사한다. 매우 적은 양의 일산화탄소와 시안화수소가 승층권에 포함되어 있는 것으로 보인다. 해왕성의 성층권은 탄화수소의 농도가 높기 때문에 해왕성의 성층권보다 온도가 높다. 해왕성의 열 군은 약 750k의 이상 고운을 보이고 있지만, 그 이유는 아직 완전히 밝혀지지 않았다. 해왕성은 태양열을 받기에는 너무 멀기 때문에 자외선 에너지를 위해 열이 만들어진 것으로 생각된다. 해양 대기를 가열하는 가설 중 하나는 자기권의 이온이 서로 상호작용한다는 것이다. 또 다른 가설은 해와서 내부의 충격파가 대기의 열을 발산한다는 것이다.