거대 얼음 행성

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1. 개요
2. 용어
3. 특징
4. 형성
5. 탐사
- 5.1. 과거 탐사
- 5.2. 제안된 탐사
6. 태양계 외 거대 얼음 행성
참조

1. 개요

거대 얼음 행성은 태양계의 거대 행성 중 하나로, 수소와 헬륨을 주로 구성하는 가스 거대 행성과는 달리 산소, 탄소, 질소, 황 등 무거운 원소로 구성되어 있다. 천왕성과 해왕성이 대표적이며, 이들은 물과 메탄 얼음으로 이루어진 맨틀과 암석·금속질의 중심핵을 가지고 있다. 과거에는 목성형 행성으로 분류되었으나, 보이저 2호의 관측을 통해 물과 메탄의 풍부한 존재가 밝혀지면서 가스 성분이 적은 천왕성형 행성으로 구분되었다. 이들은 특유의 청색을 띠며, 자기장이 이례적으로 치우쳐져 있고 기울어져 있다. 거대 얼음 행성은 핵 강착, 궤도 이동, 원반 불안정성, 광증발 등 다양한 형성 모델을 통해 설명되며, 보이저 2호에 의해 탐사되었다. 또한, 태양계 밖에서도 해왕성 질량의 행성(핫 넵튠, 미니 넵튠)이 발견되고 있다.

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거대 얼음 행성 - 해왕성
해왕성은 태양계의 여덟 번째 행성이며, 1846년에 발견되었고, 질량이 지구의 약 17배인 거대 얼음 행성으로, 푸른색을 띠며 강력한 폭풍과 14개의 위성을 가지고 있다.
거대 얼음 행성 - 천왕성
천왕성은 태양계 일곱 번째 행성으로, 가스 행성 중 가장 가볍고 밀도가 낮으며, 암석 핵, 얼음 맨틀, 수소와 헬륨 대기층으로 구성되어 있고, 98도 기울어진 자전축, 낮은 내부 열, 희미한 고리, 비대칭적인 자기장, 27개의 위성을 가지고 있다.
행성의 종류 - 얼음 행성
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거대 얼음 행성
명칭
종류	거대 행성
하위 종류	행성
물리적 특징
주성분	물, 암모니아, 메탄 등의 얼음 화합물
끓는점	100 K 초과
구성
수소와 헬륨 비율	목성이나 토성에 비해 낮음
무거운 원소 비율	전체 질량의 5~20%
내부 구조
핵	규산염과 금속으로 구성
맨틀	물, 암모니아, 기타 얼음으로 이루어진 고밀도 유체
대기	두꺼운 수소, 헬륨, 메탄 대기
대표적인 행성
태양계	천왕성, 해왕성
기타
자기장	목성과 토성에 비해 독특하고 기울어져 있으며, 변위된 자기장

2. 용어

1952년, 과학 소설 작가 제임스 블리시는 "가스 행성"이라는 용어를 처음 사용했으며,^[2] 이 용어는 태양계의 크고 지구형 행성이 아닌 행성을 지칭하는 데 사용되었다. 그러나 1940년대 후반부터^[3] 천왕성과 해왕성의 구성은 목성과 토성의 구성과 상당히 다르다는 것이 밝혀졌다. 이들은 주로 수소와 헬륨보다 무거운 원소로 구성되어 있으며, 완전히 다른 유형의 거대 행성을 형성한다. 천왕성과 해왕성은 생성되는 동안 물질을 얼음이나 물 얼음에 갇힌 가스 형태로 포함했기 때문에, "얼음 행성"이라는 용어가 사용되기 시작했다.^[3] 1970년대 초, 이 용어는 과학 소설 커뮤니티에서 인기를 얻었으며, 예를 들어 보바(1971)가 있다.^[4] 그러나 이 용어의 가장 초기의 과학적 사용은 NASA 보고서에서 던 & 버지스(1978)에 의해서였을 것이다.^[5]^[6]

거대 얼음 행성이라고 불리는 천왕성과 해왕성은 크기와 위치 때문에 과거에는 목성형 행성으로 분류되었다. 그러나 보이저 2호의 관측에 의해 풍부한 물과 메탄의 존재가 밝혀졌다. 그 결과 수소와 헬륨을 주성분으로 하고 가스 성분이 많으며 밀도도 비교적 낮은 목성형 행성( 목성, 토성)과는 달리, 물과 메탄 등이 많고 가스 성분이 비교적 적은 천왕성과 해왕성을 천왕성형 행성으로 구분하게 되었다.

그 조성으로 인해 천왕성형 행성은 '''거대 얼음 행성''' 또는 '''아이스 자이언트'''(ice giant)라고 불린다. 이에 반해, 조성이 가스인 목성형 행성은 '''거대 가스 행성''' 또는 '''가스 자이언트'''(gas giant)라고 불린다.

목성, 토성은 다양한 유기 화합물로 인해 흰색, 빨간색, 주황색, 노란색, 갈색이 혼합된 색을 띠지만, 천왕성과 해왕성은 투명한 청색을 띤다. 이는 물, 그리고 대기 중에 포함된 메탄에 의해 붉은색 빛이 흡수되고, 푸른색 빛만 강하게 반사되기 때문이라고 생각된다. 또한 수소의 비율은 낮고, 물과 메탄의 얼음이 맨틀을 구성하며, 지구의 10배 정도의 질량을 가진 암석·금속질의 중심핵을 둘러싸고 있다고 생각된다.

천왕성과 해왕성 모두 태양으로부터의 거리에 비해 표면 온도가 비교적 높으며, 이는 중심부의 중력 수축에 의한 것이라고 생각된다.

3. 특징

얼음 거대 행성은 태양계에 존재하는 두 가지 근본적으로 다른 범주의 거대 행성 중 하나로, 다른 하나는 가스 거대 행성이다. 얼음 거대 행성은 가스 거대 행성과 달리 수소와 헬륨보다는 더 무거운 화학 원소들로 주로 구성되어 있다. 우주의 원소 풍부도를 고려하면 산소, 탄소, 질소, 황 등이 가장 많을 것으로 예상된다.

천왕성과 해왕성은 과거 목성형 행성으로 분류되기도 했지만, 보이저 2호의 관측 이후 물과 메탄이 풍부하다는 사실이 밝혀지면서 천왕성형 행성, 즉 얼음 거대 행성으로 분류된다.

얼음 거대 행성의 수소는 금속 수소를 생성하는 데 필요한 압력에 도달하지 못한다. 천왕성과 해왕성은 구름 아래에 전체 질량의 약 3분의 2를 차지하는 초임계 유체 상태의 물-암모니아 바다가 존재할 것으로 추정된다.^[10]^[11] 또한, 지구의 10배 정도 질량을 가진 암석과 금속 성분의 중심핵을 물과 메탄으로 구성된 맨틀이 둘러싸고 있을 것으로 예상된다.

목성과 토성은 다양한 유기 화합물 때문에 흰색, 붉은색, 주황색, 노란색, 갈색 등이 섞인 색을 띠는 반면, 천왕성과 해왕성은 맑고 푸른색을 띤다. 이는 대기 중의 메탄이 붉은색 빛을 흡수하고 푸른색 빛을 강하게 반사하기 때문이다.

천왕성과 해왕성은 태양으로부터 멀리 떨어져 있음에도 표면 온도가 비교적 높은데, 이는 중심부의 중력 수축 때문으로 추정된다.

3. 1. 구성

이 단면들은 거대 행성의 내부 모델을 보여준다. 목성과 토성의 행성 핵은 깊은 금속 수소 층으로 덮여 있는 반면, 천왕성과 해왕성의 얼음 거대 행성은 더 무거운 원소로 구성되어 있다.

얼음 거대 행성은 태양계에 존재하는 두 가지 근본적으로 다른 범주의 거대 행성 중 하나이며, 다른 그룹은 질량 기준으로 90% 이상 수소와 헬륨으로 구성된 더 친숙한 가스 거대 행성이다. 얼음 거대 행성은 주로 산소, 탄소, 질소, 황 등 더 무거운 화학 원소로 구성되어 있으며, 우주의 원소 풍부도를 기반으로 할 때 이러한 원소들이 가장 많을 것으로 예상된다. 얼음 거대 행성도 수소 외피를 가지고 있지만, 이는 질량의 20% 미만으로 훨씬 더 작다. 또한, 수소는 금속 수소를 생성하는 데 필요한 압력에 도달하지 못한다.

천왕성과 해왕성은 얼음 거대 행성으로 언급되지만, 구름 아래에 전체 질량의 약 3분의 2를 차지하는 초임계 유체의 물-암모니아 해양이 있는 것으로 생각된다.^[10]^[11] 과거에는 크기와 위치 때문에 목성형 행성으로 분류되었으나, 보이저 2호의 관측으로 물과 메탄이 풍부하다는 사실이 밝혀졌다. 그 결과, 수소와 헬륨을 주성분으로 하고 가스 성분이 많으며 밀도도 비교적 낮은 목성형 행성(목성, 토성)과는 달리, 물과 메탄 등이 많고 가스 성분이 비교적 적은 천왕성과 해왕성을 천왕성형 행성으로 구분하게 되었다.

목성과 토성은 다양한 유기 화합물로 인해 흰색, 빨간색, 주황색, 노란색, 갈색이 혼합된 색을 띠지만, 천왕성과 해왕성은 투명한 청색을 띤다. 이는 물, 그리고 대기 중에 포함된 메탄에 의해 붉은색 빛이 흡수되고 푸른색 빛만 강하게 반사되기 때문이라고 생각된다. 또한, 수소의 비율은 낮고, 물과 메탄의 얼음이 맨틀을 구성하며, 지구의 10배 정도의 질량을 가진 암석·금속질의 중심핵을 둘러싸고 있다고 생각된다.

천왕성과 해왕성 모두 태양으로부터의 거리에 비해 표면 온도가 비교적 높으며, 이는 중심부의 중력 수축에 의한 것이라고 생각된다.

3. 2. 내부 구조

얼음 거대 행성은 주로 산소, 탄소, 질소, 황과 같은 무거운 화학 원소로 구성되어 있다. 얼음 거대 행성도 수소 외피를 가지고 있지만, 이는 훨씬 더 작아서 질량의 20% 미만을 차지한다. 또한 수소는 금속 수소를 생성하는 데 필요한 압력에 도달하지 못한다.

천왕성과 해왕성은 얼음 거대 행성으로 언급되지만, 구름 아래에 전체 질량의 약 3분의 2를 차지하는 초임계 유체의 물-암모니아 해양이 있는 것으로 생각된다.^[10]^[11] 거대한 크기와 낮은 열전도율로 인해, 행성 내부의 압력은 수백 기가파스칼(GPa)까지, 온도는 수천 켈빈(K)까지 이른다.

2012년 3월, 얼음 거대 행성 모델에 사용되는 물의 압축률이 1/3까지 오차가 있을 수 있다는 사실이 밝혀졌다.^[12]

목성, 토성은 다양한 유기 화합물로 인해 흰색, 빨간색, 주황색, 노란색, 갈색이 혼합된 색을 띠지만, 천왕성과 해왕성은 투명한 청색을 띤다. 이는 물, 그리고 대기 중에 포함된 메탄에 의해 붉은색 빛이 흡수되고, 푸른색 빛만 강하게 반사되기 때문이라고 생각된다. 또한 수소의 비율은 낮고, 물과 메탄의 얼음이 맨틀을 구성하며, 지구의 10배 정도의 질량을 가진 암석·금속질의 중심핵을 둘러싸고 있다고 생각된다.

3. 3. 대기와 날씨

얼음 거대 행성의 기체 외층은 가스 거대 행성의 기체 외층과 몇 가지 유사점을 보인다. 여기에는 수명이 길고 속도가 빠른 적도 바람, 극 소용돌이, 대규모 순환 패턴, 상부의 자외선 복사로 구동되고 하부 대기와 혼합되는 복잡한 화학 반응이 포함된다.

얼음 거대 행성의 대기 패턴을 연구하면 대기 물리학에 대한 통찰력을 얻을 수 있다. 이들의 구성은 다양한 화학 반응을 촉진하며 태양계의 다른 어떤 행성보다 멀리 떨어진 궤도에서 훨씬 적은 양의 햇빛을 받는다(날씨 패턴에 대한 내부 가열의 관련성을 증가시킴).

해왕성에서 가장 큰 가시적인 특징은 반복적으로 나타나는 대흑점이다. 이는 수 세기 동안 지속되어 온 목성의 대적반과 달리 몇 년마다 형성되고 소멸된다. 태양계의 알려진 모든 거대 행성 중에서 해왕성은 흡수된 햇빛 단위당 가장 많은 내부 열을 방출하며, 비율은 약 2.6이다. 다음으로 높은 방출원인 토성은 약 1.8의 비율을 가진다. 천왕성은 가장 적은 열을 방출하며, 해왕성의 10분의 1에 불과하다. 이는 극심한 98˚의 자전축 기울기와 관련이 있을 수 있다고 추정된다. 이로 인해 계절 패턴이 태양계의 다른 어떤 행성과도 매우 다르다.

얼음 거대 행성에서 관찰되는 대기 특징을 설명하는 완전한 수학적 모델은 아직 없다. 이러한 특징을 이해하면 일반적으로 거대 행성의 대기가 어떻게 작동하는지 명확히 밝히는 데 도움이 될 것이다. 결과적으로 이러한 통찰력은 과학자들이 거대 행성과 지구형 행성 사이의 질량과 반경을 가진 행성(exoplanets) 및 그들의 모성 가까이에서 발견된 거대 외계 행성의 대기 구조와 거동을 더 잘 예측하는 데 도움이 될 수 있다 (페가세안 행성).

목성, 토성은 다양한 유기 화합물로 인해 흰색, 빨간색, 주황색, 노란색, 갈색이 혼합된 색을 띠지만, 천왕성과 해왕성은 투명한 청색을 띤다. 이는 물, 그리고 대기 중에 포함된 메탄에 의해 붉은색 빛이 흡수되고, 푸른색 빛만 강하게 반사되기 때문이라고 생각된다.

천왕성과 해왕성 모두 태양으로부터의 거리에 비해 표면 온도가 비교적 높으며, 이는 중심부의 중력 수축에 의한 것이라고 생각된다.

3. 4. 자기장

천왕성과 해왕성의 자기장은 모두 이례적으로 치우쳐져 있고 기울어져 있다.^[13] 자기장의 세기는 가스 행성과 지구형 행성 사이로, 각각 지구의 50배와 25배이다. 천왕성과 해왕성의 적도 자기장 세기는 각각 지구의 0.305 가우스의 75%와 45%이다.^[13] 이들의 자기장은 이온화된 대류성 유체-얼음 맨틀에서 기원하는 것으로 여겨진다.^[13]

4. 형성

지구형 행성과 가스 행성 형성은 비교적 간단하게 모델링할 수 있으며, 과학적 합의도 이루어졌다. 태양계의 지구형 행성은 원시 행성계 원반 내에서 미행성체들이 충돌하여 누적되면서 형성된 것으로 알려져 있다. 목성, 토성과 같은 가스 행성과 외계 행성들은 이와 비슷한 과정을 통해 약 10 지구 질량(M_E)의 고체 핵을 형성하고, 수백만 년 동안(Ma) 주변 태양 성운에서 가스 외피를 강착한 것으로 추정된다.^[7]^[8] 최근에는 조약돌 강착에 기반한 핵 형성 모델이 제안되기도 했으며,^[9] 일부 외계 거대 행성은 중력 원반 불안정성으로 형성되었을 수도 있다.^[8]

천왕성과 해왕성의 경우, 핵 강착 모델을 통한 형성은 더 어려운 문제다. 태양계 중심에서 약 20 천문 단위(AU) 떨어진 곳에서 작은 원시 행성의 탈출 속도는 상대 속도와 비슷했을 것이다. 토성이나 목성 궤도를 교차하는 천체들은 쌍곡선 궤도로 튕겨 나가거나, 가스 행성에 의해 주변 청소되어 더 큰 행성으로 강착되거나, 혜성 궤도로 던져졌을 가능성이 있다.

이러한 어려움에도 불구하고, 2004년 이후 다른 별을 공전하는 많은 얼음 거대 행성 후보들이 관측되면서, 이들이 은하수에서 흔하게 존재할 수 있다는 것이 밝혀졌다.

4. 1. 핵 강착 모델

지구형 행성 및 가스 행성의 형성은 비교적 간단하고 과학적 합의를 얻은 내용이다. 태양계의 지구형 행성은 원시 행성계 원반 내에서 미행성체들의 충돌에 의한 누적으로 형성된 것으로 널리 알려져 있다. 가스 행성인 목성, 토성과 그들의 외계 행성들은 같은 과정을 통해 약 10 지구 질량(M_E)의 고체 핵을 형성한 것으로 여겨지며, 수백만 년 동안(Ma) 주변의 태양 성운으로부터 가스 외피를 강착했다.^[7]^[8] 비록 최근에 조약돌 강착에 기반한 핵 형성의 대체 모델이 제안되었지만 말이다.^[9] 일부 외계 거대 행성은 대신 중력 원반 불안정성을 통해 형성되었을 수 있다.^[8]

비슷한 핵 강착 과정을 통해 천왕성과 해왕성이 형성되는 것은 훨씬 더 문제가 많다. 태양계 중심에서 약 20 천문 단위(AU) 떨어진 작은 원시 행성의 탈출 속도는 그들의 상대 속도와 비슷했을 것이다. 토성이나 목성의 궤도를 교차하는 그러한 천체들은 쌍곡선 궤도로 보내져 시스템에서 튕겨나갈 가능성이 높았을 것이다. 이러한 천체들은 가스 행성에 의해 주변 청소되어 더 큰 행성으로 강착되거나 혜성 궤도로 던져질 가능성도 있었다.

그들의 형성을 모델링하는 데 어려움이 있음에도 불구하고, 2004년 이후 다른 별을 공전하는 많은 얼음 거성 후보들이 관찰되었다. 이것은 그들이 은하수에서 흔할 수 있음을 나타낸다.

4. 2. 궤도 문제와 행성 이동

지구형 행성 및 가스 행성의 형성을 모델링하는 것은 비교적 간단하고 과학적 합의를 얻은 내용이다. 태양계의 지구형 행성은 원시 행성계 원반 내에서 미행성체들의 충돌에 의한 누적으로 형성된 것으로 널리 알려져 있다. 가스 행성인 목성, 토성과 그들의 외계 행성들은 같은 과정을 통해 약 10 지구 질량의 고체 핵을 형성한 것으로 여겨지며, 수백만 년 동안(Ma) 주변의 태양 성운으로부터 가스 외피를 강착했다.^[7]^[8] 비록 최근에 조약돌 강착에 기반한 핵 형성의 대체 모델이 제안되었지만 말이다.^[9] 일부 외계 거대 행성은 대신 중력 원반 불안정성을 통해 형성되었을 수 있다.^[8]

비슷한 핵 강착 과정을 통해 천왕성과 해왕성이 형성되는 것은 훨씬 더 문제가 많다. 태양계 중심에서 약 20 천문 단위 (AU) 떨어진 작은 원시 행성의 탈출 속도는 그들의 상대 속도와 비슷했을 것이다. 토성이나 목성의 궤도를 교차하는 그러한 천체들은 쌍곡선 궤도로 보내져 시스템에서 튕겨나갈 가능성이 높았을 것이다. 이러한 천체들은 가스 행성에 의해 주변 청소되어 더 큰 행성으로 강착되거나 혜성 궤도로 던져질 가능성도 있었다.

그들의 형성을 모델링하는 데 어려움이 있음에도 불구하고, 2004년 이후 다른 별을 공전하는 많은 얼음 거성 후보들이 관찰되었다. 이것은 그들이 은하수에서 흔할 수 있음을 나타낸다.

태양계 중심에서 20AU 이상 떨어진 원시 행성이 겪는 궤도상의 어려움을 고려할 때, 간단한 해결책은 거대 얼음 행성이 중력 산란으로 현재 더 멀리 떨어진 궤도로 이동하기 전에 목성과 토성 궤도 사이에서 형성되었다는 것이다.

4. 3. 원반 불안정성 모델

지구형 행성 및 가스 행성의 형성은 비교적 간단하게 모델링할 수 있으며, 이는 과학적 합의를 얻은 내용이다. 태양계의 지구형 행성은 원시 행성계 원반 내에서 미행성체들의 충돌에 의한 누적으로 형성된 것으로 널리 알려져 있다. 가스 행성인 목성, 토성과 그들의 외계 행성들은 같은 과정을 통해 약 10 지구 질량의 고체 핵을 형성한 것으로 여겨지며, 수백만 년 동안(Ma) 주변의 태양 성운으로부터 가스 외피를 강착했다.^[7]^[8] 비록 최근에 조약돌 강착에 기반한 핵 형성의 대체 모델이 제안되었지만 말이다.^[9] 일부 외계 거대 행성은 대신 중력 원반 불안정성을 통해 형성되었을 수도 있다.^[8]

원시 행성 원반의 중력 불안정성은 최대 30천문 단위(AU) 떨어진 거리까지 여러 개의 가스 거대 행성 원시 행성을 생성할 수도 있다. 원반 내에서 밀도가 약간 더 높은 영역은 결국 행성 밀도로 붕괴되는 덩어리 형성을 유발할 수 있다. 약간의 중력 불안정성만 있는 원반도 천 년(ka)이 넘는 기간 동안 10~30AU 사이의 원시 행성을 생성할 수 있다. 이는 구름의 중심 응집을 통해 원시 행성을 생성하는 데 필요한 10만에서 100만 년보다 훨씬 짧으며, 수백만 년 동안만 존재하는 수명이 가장 짧은 원반에서도 실행 가능하게 만들 수 있다.

이 모델에서 불안정성 전에 원반을 안정적으로 유지하는 요인이 무엇인지 결정하는 것은 문제점이다. 원반 진화 동안 중력 불안정성이 발생하도록 허용하는 몇 가지 가능한 메커니즘이 있다. 다른 원시별과의 근접 조우는 그렇지 않으면 안정적인 원반에 중력 킥을 제공할 수 있다. 자기적으로 진화하는 원반은 다양한 이온화 정도로 인해 질량이 자기력에 의해 이동하여 결국 약간의 중력 불안정성이 될 수 있는 자기 데드 존을 가질 가능성이 높다. 원시 행성 원반은 단순히 물질을 천천히 흡수하여 상대적으로 짧은 기간의 약간의 중력 불안정성과 질량 수집 폭발을 유발한 다음, 불안정성을 유지하는 데 필요한 표면 밀도 이하로 떨어지는 기간을 가질 수 있다.

4. 4. 광증발

오리온 트라페지움 성단에서 극자외선(EUV) 복사에 의한 원시 행성 원반의 광증발 관측은 거대 얼음 행성 형성의 또 다른 가능한 메커니즘을 제시한다. 이는 θ¹ 오리오니스 C가 방출한다. 여러 목성 질량의 가스 거대 행성 원시 행성은 인접한 거대 항성에서 나오는 강렬한 EUV 복사에 의해 수소 외피의 대부분이 벗겨지기 전에 원반 불안정성으로 인해 빠르게 형성되었을 수 있다.

카리나 성운에서 EUV 플럭스는 트라페지움의 오리온 성운보다 약 100배 더 높다. 원시 행성 원반은 두 성운 모두에 존재한다. 더 높은 EUV 플럭스는 이것이 거대 얼음 행성 형성에 훨씬 더 가능성이 높은 요인으로 만든다. 더 강한 EUV는 원시 행성이 추가 손실에 저항할 수 있을 만큼 충분히 붕괴되기 전에 가스 외피 제거를 증가시킬 것이다.

5. 탐사

현재까지 거대 얼음 행성 탐사는 보이저 2호가 유일하게 수행했다. 보이저 2호는 천왕성과 해왕성을 탐사했다.

5. 1. 과거 탐사

보이저 2호는 천왕성과 해왕성을 탐사하였다.

5. 2. 제안된 탐사

탐사선	제안 년도	기관	비고
MUSE	2012년	NASA, ESA	2014년 NASA, 2016년 ESA에서 고려
NASA 천왕성 궤도선 및 탐사선	2011년	NASA	2017년 NASA에서 고려
OCEANUS	2017년	NASA
ODINUS	2013년	ESA
외행성계^[14]	2012년
트리톤 호퍼	2015년	NASA	2018년 현재 NASA에서 검토 중
천왕성 패스파인더	2010년	ESA
해왕성 오디세이	2022년

6. 태양계 외 거대 얼음 행성

핫 쥬피터 중 질량이 비교적 작은 것을 "핫 넵튠"이라고 부르기도 한다. 해왕성 질량 미만이지만 10 지구 질량 정도(슈퍼 지구)보다 큰 행성은 해왕성형에 가까운 성질을 가지므로 "미니 넵튠"이라고 불린다. 게다가 이 중 행성이 바다로 덮여 있어 생명체가 존재할 가능성이 있는 것에는 "하이세안 행성"이라는 호칭도 제창되었다^[15].

참조

_[1] 논문 Growth of Jupiter: Formation in disks of gas and solids and evolution to the present epoch 2021
_[2] 백과사전 Gas giant https://sfdictionary[...]
_[3] 웹사이트 Not a Heart of Ice https://www.planetar[...] 2019-04-02
_[4] 서적 The many worlds of science fiction E. P. Dutton 1971
_[5] 서적 The Voyage of Mariner 10: Mission to Venus and Mercury https://atmos.nmsu.e[...] Scientific and Technical Information Division, National Aeronautics and Space Administration 1978
_[6] 논문 From Cold to Hot Irradiated Gaseous Exoplanets: Toward an Observation-based Classification Scheme 2019
_[7] 논문 Models of Jupiter's growth incorporating thermal and hydrodynamic constraints
_[8] 서적 Exoplanets University of Arizona Press 2010-12
_[9] 논문 Growing the gas-giant planets by the gradual accumulation of pebbles
_[10] 웹사이트 NASA Completes Study of Future 'Ice Giant' Mission Concepts https://www.jpl.nasa[...] 2017-06-20
_[11] 간행물 On to the ice giants; pre-decadal study summary https://dataverse.jp[...] 2017-04-24
_[12] 웹사이트 The Interiors of Ice Giant Planets http://www.astrobio.[...] 2012-03-23
_[13] 웹사이트 The Nature and Origin of Magnetic Fields http://evildrganymed[...] 1994
_[14] 논문 OSS (Outer Solar System): a fundamental and planetary physics mission to Neptune, Triton and the Kuiper Belt http://spinlab.ess.u[...] Springer 2019-05-26
_[15] 웹사이트 大気と海があり生命存在の可能性がある「系外惑星」の新しい分類が登場 https://sorae.info/a[...] Sorae 2021-09-05

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