목성형 행성4, 해왕성

 

 

해왕성에 대해서

 

해왕성은 태양계에서 여덟 번째 행성이자 태양계에서 가장 먼 행성입니다. 태양계에서는 네 번째로 큰 행성이고, 가장 밀도가 높은 목성형 행성입니다. 해왕성의 질량은 가까운 쌍둥이 행성인 천왕성보다 약간 큰데 태양계에서는 세 번째로 큰 질량입니다. 해왕성은 가스 행성으로 분류되는 만큼 주로 기체와 액체로 구성되어 있기 때문에 명확하게 정의된 고체 표면은 없습니다. 해왕성은 약 164.8년 주기로 태양 주위를 공전하고, 이름은 로마 바다의 신 이름을 따서 지어졌습니다.

 

 

해왕성은 육안으로는 볼 수 없으며 경험적 관측이 아닌 수학적 예측에 의해 발견된 유일한 행성입니다. 알레시 부봐르는 천왕성 궤도에 예기치 못한 변화를 보고 그 궤도가 미지의 행성에 의한 중력 섭동을 받고 있다는 가설을 세웠습니다. 부봐르 사후 해왕성의 위치는 존 쿠치 애덤스와 위르뱅 르 베리에가 독립적으로 관측했습니다. 해왕성의 가장 큰 위성 트리톤은 그 직후 발견되었지만 나머지 위성들은 20 세기까지 관측되지 않았습니다. 해왕성은 지구로부터 거리가 멀어서 매우 작게 보이기 때문에 지구를 기반으로 한 망원경으로 연구하는 것은 어렵습니다. 허블 우주 망원경과 적응 광학을 갖춘 대형 지상 망원경의 등장으로 멀리서도 더욱 상세한 관측이 가능해졌습니다.

 

다른 가스 거인 행성, 목성이나 토성과 마찬가지로 해왕성의 대기는 주로 수소와 헬륨으로 구성되어 있으며 탄화수소나 질소의 흔적도 있지만 물이나 암모니아, 메탄 등 얼음의 비율이 높습니다. 천왕성과 마찬가지로 내부는 주로 얼음과 암석으로 구성되어 있으며, 이 두 행성을 구별하기 위해 '얼음 거인'으로 간주합니다. 빛의 파장보다 더 작은 분자와 입자들의 산란인 레일리 산란과 함께 가장 바깥 영역에 있는 메탄의 흔적이 이 행성의 푸른 외관을 부분적으로 설명할 수 있습니다. 제미니 천문대의 최신 데이터에 따르면 해왕성의 보다 활동적인 얇은 대기 안개 때문에 천왕성에 존재하는 것보다 파란색이 포화되어 보입니다.

 

천왕성의 희미하고 비교적 특정이 없는 대기와는 대조적으로 해왕성의 대기는 활발하고 눈에 보이는 기상 패턴을 가지고 있습니다. 태양으로부터 멀리 떨어져 있기 때문에 해왕성의 외부 대기는 태양계에서 가장 추운 곳 중 하나이며 구름 꼭대기의 온도는 55 켈빈에 가깝습니다. 해왕성은 희미하고 단편적인 고리를 가지고 있습니다.

 

해왕성의 질량은 지구의 17 배이고 목성의 19분의 1입니다. 해왕성의 적도 반지름은 지구의 거의 4 배입니다. 해왕성은 천왕성처럼 거대하며 얼음 거인 행성입니다. 해왕성은 목성이나 토성보다 작고 휘발성 물질의 농도가 높기 때문입니다. 

 

해왕성의 내부 구조

해왕성의 내부 구조는 천왕성과 비슷합니다. 그 대기는 질량의 약 5-10%를 형성하고 아마도 핵에 가까워질수록 10-20%로 늘어날 것입니다. 대기 중 압력은 약 10 기가파스칼에 달해 지구 대기의 약 10만 배에 달합니다. 메탄, 암모니아, 물의 농도가 상승하고 있는 것을 대기 중하부 지역에서 볼 수 있습니다.

 

해왕성의 맨틀은 물, 암모니아, 메탄이 풍부합니다. 이 혼합물은 얼음이라고 하지만, 뜨겁고 밀도가 높은 유체, 즉 초임계유체 상태입니다. 이 유체는 전기 전도율이 높아 물-암모니아 바다라고 불리기도 합니다. 맨틀은 물 분자가 수소와 산소 이온으로 분해되는 이온수 층과, 산소가 결정화되지만 수소 이온이 산소 격자 내에서 자유롭게 부유하는 더 깊은 초이온수 층으로 구성되어 있습니다. 7,000 킬로미터 깊이에서는 메탄이 다이아몬드 결정으로 분해되어 우박처럼 내립니다. 과학자들은 이런 종류의 다이아몬드 비는 목성, 토성, 천왕성에서도 발생한다고 믿고 있습니다. 로렌스 리버모어 국립 연구소에서 매우 고압적인 환경으로 만들어 한 실험은 맨틀 꼭대기가 부유하는 고체 다이아몬드를 가진 액체 탄소의 바다일 가능성을 시사합니다.

 

해왕성의 중심은 철, 니켈, 규산염으로 구성되어 있을 가능성이 높으며, 지구 중심부 압력의 약 2배이며 온도는 5,400 켈빈입니다.

 

 

해왕성의 대기

해왕성의 대기의 높은 고도는 수소 80%, 헬륨 19%, 그리고 미량의 메탄도 존재합니다. 비록 해왕성의 푸른색과 천왕성의 연한 푸른색과 다르지만, 천왕성과 마찬가지로 대기 중 메탄에 의한 적색광 흡수는 해왕성의 청색을 띄게 하는 것 중 하나입니다.

 

해왕성의 대기는 고도에 따라 온도가 내려가는 하부 대류권과 고도에 따라 온도가 높아지는 성층권의 두 가지 주요 영역으로 세분화되어 있습니다. 둘 사이에는 경계인 대류권계면이 있습니다. 이후 성층권은 열 권과 연결되어 있고, 열 권은 점진적으로 외기권으로 연결되어 있습니다. 해왕성의 대기권은 고도에 따라 다양한 조성의 구름으로 구분되어 있습니다. 상층 구름은 1 바 이하의 압력에 있으며 메탄이 응축하기에 적합한 온도입니다. 1-5 바의 압력에서는 암모니아와 황화수소 구름이 형성된다고 생각됩니다. 5 바 이상에서 구름은 암모니아, 황화암모늄, 황화수소, 물로 이루어져 있을 수 있습니다.

 

해왕성은 높은 고도 아래 불투명한 구름 마루에 그림자가 있는 것이 관측되고 있습니다. 또한 일정한 위도로 행성을 감싸는 고고도 구름대가 있습니다. 이들 원주대는 폭이 50-150 킬로미터 정도이고, 구름대에서 약 50-110 킬로미터 위에 있습니다. 이러한 고도는 날씨가 발생하는 층, 대류권에 있습니다. 기상은 더 높은 성층권이나 열권에서는 발생하지 않습니다. 대신 열권에는 이산화탄소와 물의 흔적이 포함돼 있어 외부 원천의 운석이나 먼지와 같은 것이 퇴적되어 있을 가능성이 있습니다.

 

해왕성 스펙트럼은 에탄이나 아세틸렌과 같은 메탄의 자외선 광분해 생성물이 응충되어 하부 성층권이 흐릿함을 시사합니다. 성층권에는 미량의 일산화탄소와 시안화수소가 존재합니다. 해왕성의 성층권은 탄화수소 농도가 높기 때문에 천왕성보다 따뜻합니다. 해왕성은 자외선에 의해 열이 발생하기에는 태양으로부터 너무 멉니다. 해왕성 가열 메커니즘 후보 중 하나는 행성 자기장 내에서 이온과 대기가 상호작용한다는 것입니다. 다른 후보는 대기 중에 소멸하는 내부로부터의 중력파가 있습니다.