해왕성

1. 개요

해왕성은 태양계의 여덟 번째 행성으로, 1846년에 발견되었다. 갈릴레오 갈릴레이가 17세기 초에 해왕성의 위치를 기록했지만 항성으로 오인했다. 천왕성의 궤도 섭동을 통해 해왕성의 존재가 예측되었고, 요한 고트프리트 갈레가 1846년 9월 23일에 르베리에가 예측한 위치에서 해왕성을 발견했다. 해왕성은 질량이 지구의 약 17배이며, 거대 얼음 행성으로 분류된다. 대기 중 메테인으로 인해 푸른색을 띠며, 강력한 폭풍과 바람이 관측된다. 14개의 위성을 가지고 있으며, 가장 큰 위성은 트리톤이다. 얇은 행성 고리도 존재하며, 보이저 2호가 해왕성을 탐사한 유일한 우주선이다.

2. 역사

갈릴레오 갈릴레이는 1612년 12월 28일과 1613년 1월 27일에 자신의 그림에 해왕성의 위치를 기록했지만, 목성 근처의 항성으로 오인했다. 당시 해왕성은 막 역행 운동을 시작하여 겉보기상으로는 거의 움직이지 않았고, 움직임이 너무 미약해서 갈릴레오의 망원경으로는 감지하기 어려웠다.

1821년, 알렉시 부바르는 천왕성의 궤도에 대한 천문표를 발표했지만, 실제 관측 결과와 차이를 보였다. 그는 미지의 천체가 중력으로 천왕성 궤도에 섭동을 일으킨다고 가정했다. 이후 존 쿠치 애덤스와 위르뱅 르베리에는 각각 독립적으로 해왕성의 위치를 계산하는데 성공했다.

베를린 천문대의 요한 고트프리트 갈레는 하인리히 루이스 다레스트의 제안으로 1846년 9월 23일, 르베리에가 예측한 위치에서 1° 떨어진 곳에서 해왕성을 발견했다.

해왕성이 발견된 직후에는 "천왕성 바깥 행성" 또는 "르베리에의 행성"으로 불렸다. 이후 위르뱅 르베리에가 제안한 '넵튠'(Neptune)은 로마 신화에서 바다의 신 넵투누스에서 따온 이름으로, 프리드리히 게오르크 빌헬름 폰 스트루베가 러시아 과학 아카데미에서 '넵튠'을 지지했고, 곧 국제적으로 인정받게 되었다. 한자 문화권에서는 넵투누스의 역할을 의역하여 '해왕성(海王星)'이라고 부른다.

1930년 명왕성 발견 전까지 해왕성은 태양계 최외곽 행성이었다. 2006년 국제천문연맹은 행성의 정의를 발표하고 명왕성을 왜행성으로 재분류하여, 해왕성은 다시 태양계 최외곽 행성이 되었다.

2.1. 발견

갈릴레오 갈릴레이는 1612년 12월 28일과 1613년 1월 27일에 자신의 그림에 해왕성의 위치를 기록했지만, 목성 근처의 항성으로 오인했다. 당시 해왕성은 막 역행 운동을 시작하여 겉보기상으로는 거의 움직이지 않았고, 움직임이 너무 미약해서 갈릴레오의 망원경으로는 감지하기 어려웠다. 멜버른 대학교의 천문학자 데이비드 제이미슨은 2009년 7월, 갈릴레오가 자신이 발견한 별이 다른 별들과 달리 움직였다는 것을 알아차렸다는 새로운 증거를 발견했다고 주장했다.

1821년, 알렉시 부바르는 천왕성의 궤도에 대한 천문표를 발표했지만, 실제 관측 결과와 차이를 보였다. 그는 미지의 천체가 중력으로 천왕성 궤도에 섭동을 일으킨다고 가정했다. 1843년, 존 쿠치 애덤스는 천왕성의 궤도 데이터를 바탕으로 미지의 행성(해왕성)의 위치를 계산했고, 왕실천문관 조지 에어리 경에게 결과를 보냈지만, 에어리는 애덤스에게 해명을 더 요구했다. 애덤스는 답신 초고를 작성했지만 보내지 않았고, 이후 천왕성 문제를 적극적으로 다루지 않았다.

1845년과 1846년, 위르뱅 르베리에는 애덤스와 독립적으로 해왕성의 위치를 계산했다. 1846년 6월, 에어리는 르베리에의 계산 결과를 보고 애덤스의 계산과 유사함을 발견, 케임브리지 천문대장 제임스 챌리스에게 해왕성을 탐색하도록 설득했다. 하지만 챌리스는 8월과 9월 내내 하늘을 훑었지만 별 소득이 없었다.

는 르베리에의 요청으로 해왕성을 찾음]]
베를린 천문대의 요한 고트프리트 갈레는 하인리히 루이스 다레스트의 제안으로 1846년 9월 23일, 르베리에가 예측한 위치에서 1° 떨어진 곳에서 해왕성을 발견했다. 이후 챌리스는 8월에 해왕성을 두 번이나 봤지만, 행성으로 인식하지 못하고 지나쳤다는 사실을 뒤늦게 깨달았다.

발견 이후, 프랑스와 영국 사이에 발견 공로를 다투는 경쟁이 있었지만, 르베리에와 애덤스 모두에게 공로가 있다는 국제적 합의가 이루어졌다. 1998년, 그리니치 천문대의 역사적 문서("Neptune papers")가 재발견되면서, 애덤스의 공로에 대한 재평가가 이루어졌다.

2.2. 명명

해왕성이 발견된 직후에는 "천왕성 바깥 행성" 또는 "르베리에의 행성"으로 불렸다. 요한 고트프리트 갈레는 '야누스'라는 이름을 제안했고, 잉글랜드에서는 챌리스가 '오케아노스'라는 이름을 제안했다.

위르뱅 르베리에는 '넵튠'(Neptune)이라는 이름을 제안하고 프랑스 경도국에서 인증받았다고 주장했지만, 이는 사실이 아니었다. 르베리에는 자신의 이름을 따서 '르베리에'로 명명하려고 시도했지만, 프랑스 외부에서 강한 반발에 부딪혔다. 1846년 12월 29일, 프리드리히 게오르크 빌헬름 폰 스트루베가 러시아 과학 아카데미에서 '넵튠'을 지지했고, 곧 국제적으로 인정받게 되었다.

로마 신화에서 넵투누스는 바다의 신으로, 그리스 신화의 포세이돈에 해당한다. 한자 문화권에서는 넵투누스의 역할을 의역하여 '해왕성(海王星)'이라고 부른다.

2.3. 발견 이후

1930년 명왕성 발견 전까지 해왕성은 태양계 최외곽 행성이었다. 명왕성이 발견되었을 때, 명왕성은 행성으로 간주되었고, 따라서 해왕성은 뒤에서 두 번째 행성이 되었다. 하지만 1979년부터 1999년까지 20년 동안은 명왕성의 타원 궤도 때문에 명왕성이 해왕성 궤도 안으로 들어와, 해왕성이 태양계에서 아홉 번째 행성이 된 적도 있었다.

1992년 카이퍼 대 발견 이후 명왕성의 행성 지위에 대한 논쟁이 천문학자들 사이에서 벌어졌다. 2006년 국제천문연맹은 행성의 정의를 발표하고 명왕성을 왜행성으로 재분류하여, 해왕성은 다시 태양계 최외곽 행성이 되었다.

3. 물리적 특성

해왕성의 질량은 지구의 17배, 목성의 1/19이며, 적도 반지름은 지구의 약 4배이다. 천왕성과 함께 거대 얼음 행성으로 분류되며, 외계 행성 탐사에서 비슷한 질량의 천체를 '해왕성형 행성'으로 부른다. 해왕성의 1기압에서의 중력은 11.15 m/s²로 지구 표면 중력의 1.14배이며, 목성 다음으로 크다.

3.1. 조성

해왕성의 질량은 1.0243×10²⁶ kg으로 지구의 17배이지만, 목성의 1/19에 불과하다. 적도 반지름은 24764km로 지구의 거의 4배이다. 외계 행성 탐사에 있어서, 해왕성과 비슷한 질량의 천체를 '해왕성족(族)'으로 부른다.

해왕성의 대기는 전체 질량의 5 ~ 10%, 표층에서 핵까지 부피의 10 ~ 20%를 차지하며, 대기압은 약 10 GPa이다. 대기의 하층부에서는 메테인, 암모니아, 물이 응축되는 것이 발견되었다.

높은 고도에서 해왕성 대기는 80%가 수소, 19%가 헬륨이다. 극미량의 메테인도 존재하는데, 스펙트럼 상에서 붉은색과 적외선의 영역인 600 nm 파장에서 메테인의 흡수선이 나타난다. 천왕성과 마찬가지로 해왕성도 대기 중의 메테인이 붉은 빛을 흡수, 푸른 빛을 띠게 만든다. 하지만 해왕성의 깔끔한 담청색은 천왕성의 탁한 청록색과는 차이가 있다. 해왕성의 대기 중에 존재하는 메테인 성분은 천왕성과 비슷하지만, 메테인에 더해 어떤 미지의 성분이 해왕성의 색깔을 만들어낸다고 추측된다. 옥스퍼드 대학교 연구팀은 천왕성이 해왕성보다 대기 중간층에 있는 안개 입자층이 더 두꺼워 해왕성의 파란색이 더 강하게 보인다는 설을 제시했다.

해왕성의 대기는 고도가 높아짐에 따라 온도가 낮아지는 아래쪽의 대류권과 고도가 높아짐에 따라 온도가 높아지는 성층권의 두 부분으로 나뉜다. 둘 사이의 경계인 권계면에서는 기압이 대략 0.1 바 (10 kPa)인 곳에서 나타난다. 성층권은 기압이 10⁻⁵ ~ 10⁻⁴ 마이크로바 (1 ~ 10 Pa) 이하인 곳에서 열권과 나뉜다. 열권은 점차 외기권으로 넘어간다.

해왕성의 대류권은 고도에 따라 다양한 구성 성분을 나타내는 구름들로 둘러싸여 있다. 상층부 구름은 메탄이 응축하기에 적당한 온도를 나타내는 1 바 이하의 압력에서 형성되며, 1 바 ~ 5 바 (100 ~ 500 kPa) 정도 압력에서는 암모니아와 황화 수소의 구름이 형성되는 것으로 추측된다. 5 바 이상의 압력에서는 암모니아, 황화 암모늄, 황화 수소, 물로 이루어진 구름이 만들어진다. 더 깊은 곳에 존재하는 수빙질의 구름은 온도가 0 °C에 도달하는 약 50 바 (5.0 MPa)의 압력에서 형성되는 것으로 보인다. 밑바닥에서는 암모니아와 황화 수소의 구름이 발견될 가능성이 존재한다.

해왕성의 스펙트럼은 그 하부 성층권이 메테인의 자외선 광분해의 결과물, 즉 에테인·아세틸렌 등의 응축물 때문에 흐린 상태라는 것을 암시하고 있다. 또한 성층권에는 극소량의 일산화 탄소와 시안화 수소가 포함되어 있는 것 같다. 2020년, 도쿄대학교 등의 연구팀은 아타카마 대형 밀리미터/서브밀리미터 전파 간섭계(ALMA)에 의한 관측결과를 재분석하여 해왕성 적도 주변 성층권에 시안화수소가 띠 모양으로 1.66 ppb의 농도로 분포하고 있음을 발견하였다.

3.2. 내부 구조

해왕성의 내부 구조는 천왕성과 유사하다. 대기는 전체 질량의 5~10%를 차지하며, 대기압은 약 10 GPa이다. 대기 하층부에서는 메테인, 암모니아, 물이 응축된다.

맨틀은 질량이 10 ~ 15 지구질량이며 물, 암모니아, 메테인이 풍부하다. 이 혼합물은 고온고압의 유체지만, 행성과학에서는 '얼음'이라고 불린다. 전기 전도성이 높은 이 유체는 암모니아수의 바다라고 불리기도 한다. 깊이 7,000 km에서는 메테인이 분해되어 탄소가 다이아몬드 결정이 되어 핵으로 가라앉는 환경일 가능성도 있다.

핵은 철, 니켈, 규산염으로 이루어져 있으며, 지구 질량의 1.2배 정도이다. 중심부의 기압은 7 Mbar (700 GPa), 온도는 5,400 K에 달한다.

3.3. 대기

높은 고도에서 해왕성 대기는 80%가 수소, 19%가 헬륨이다. 극미량의 메테인도 존재한다. 600 nm 이상의 파장에서 나타나는 메테인의 흡수띠는 스펙트럼의 적색 및 적외선 부분에서 두드러진다. 해왕성이 천왕성과 마찬가지로 푸른색을 띠는 이유는 대기 중 메테인이 붉은색 빛을 흡수하기 때문이다. 그러나 해왕성의 담청색은 천왕성의 짙은 안개로 인한 청록색과는 차이가 있다.

해왕성의 대기는 크게 두 영역으로 나뉜다. 고도에 따라 온도가 낮아지는 하부 대류권과 온도가 높아지는 성층권이다. 두 영역의 경계인 권계면은 0.1 바 (10 kPa) 압력에서 나타난다. 성층권은 10⁻⁵ ~ 10⁻⁴ 마이크로바 (1 ~ 10 Pa) 이하의 압력에서 열권으로 이어진다. 열권은 점차 외기권으로 이행한다.

해왕성의 대류권은 고도에 따라 다양한 구성 성분의 구름띠로 이루어져 있다. 상층부 구름은 1 바 이하의 압력에서 메탄이 응축되어 형성된다. 1 바 ~ 5 바 (100 ~ 500 kPa) 압력에서는 암모니아와 황화 수소 구름이 형성되는 것으로 추정된다. 5 바 이상의 압력에서는 암모니아, 황화 암모늄, 황화 수소, 물 구름이 만들어진다. 약 50 바 (5 MPa) 압력, 온도가 0 °C (273 K)에 도달하는 더 깊은 곳에서는 수빙질 구름이 발견될 수 있다. 그 아래에는 암모니아와 황화수소 구름이 존재할 수 있다.

해왕성의 고고도 구름은 아래쪽의 불투명한 구름층에 그림자를 드리우는 것이 관측되었다. 일정한 위도를 따라 행성을 감싸는 고고도 구름띠도 존재한다. 이 띠의 너비는 50 ~ 150 km이며, 구름층 위 약 50 ~ 110 km에 위치한다. 이 고도는 날씨가 발생하는 대류권 층에 해당하며, 성층권이나 열권에서는 날씨가 발생하지 않는다. 2023년 8월, 해왕성의 고고도 구름이 사라지면서 허블 우주 망원경과 지상 망원경을 통한 30년간의 관측 연구가 진행되었다. 이 연구에 따르면 해왕성의 고고도 구름 활동은 행성의 계절이 아닌 태양 활동 주기에 영향을 받는다.

해왕성의 가시 스펙트럼 분석 결과, 하부 성층권은 메테인의 자외선 광분해 결과물인 에테인과 에틴(아세틸렌)의 응축으로 인해 흐릿하다. 성층권에는 극소량의 일산화 탄소와 시안화 수소도 포함되어 있다. 해왕성의 성층권은 탄화수소 농도가 높아 천왕성의 성층권보다 온도가 높다.

원인은 아직 밝혀지지 않았지만, 해왕성의 열권은 약 750 K (477 °C)의 이례적으로 높은 온도를 나타낸다. 해왕성은 태양으로부터 매우 멀리 떨어져 있어 자외선 복사만으로는 이러한 열을 생성할 수 없다. 가열 메커니즘의 후보로는 행성의 자기장과 이온의 대기 상호 작용, 대기에서 소멸하는 내부의 중력파 등이 있다. 열권에는 극소량의 이산화 탄소와 물이 포함되어 있으며, 이는 운석과 먼지 같은 외부 물질에서 유래했을 가능성이 있다.

3.4. 자기권

해왕성의 자기장은 자전축에서 47° 기울어져 있으며, 행성 중심에서 약 13500km 떨어진 곳까지 갈라져 나온다. 과학자들은 자기장의 방향이 행성 내부의 유동을 나타낸다고 생각한다. 이 자기장은 전기 전도체 액체(암모니아, 메테인, 물의 화합물)로 이루어진 얇은 구형 층에서 대류하는 유체의 움직임, 즉 다이너모 때문에 만들어진다.

자기 적도에서 자기장의 쌍극자 성분은 약 14 마이크로테슬라(0.14 G)이다. 쌍극자 자기 모멘트는 약 2.2 × 10¹⁷ T·m³ (14 μT·R_N³)이다. 해왕성의 자기장은 비쌍극자 구성요소의 상대적으로 큰 기여를 포함하는 복잡한 기하학을 가지고 있다.

뱃머리 충격파는 해왕성 반지름의 34.9배 지점에서 발생한다. 자기권계면은 행성 반지름의 23 ~ 26.5배 지점에 있다. 자기권의 말단은 해왕성 반지름의 최소 72배 지점까지 펼쳐져 있으며, 더 멀리까지 퍼져 있을 가능성이 높다.

4. 기후

해왕성의 기후는 천왕성과 비교했을 때 매우 활동적인 기상 현상을 보인다. 보이저 2호가 1989년 해왕성을 지나가면서 촬영한 영상에는 이러한 기상 현상의 증거들이 포착되었다.

해왕성의 바람은 초속 600미터에 육박할 정도로 매우 빠른데, 이는 음속의 두 배에 가깝다. 해왕성 대기에 항상 떠 있는 구름의 움직임을 분석한 결과, 바람은 동쪽으로 초속 20미터에서 서쪽으로 초속 325미터까지 다양한 속도를 보였다. 구름 상층부에서는 적도 근처에서 초속 400미터, 양극 지대에서 초속 250미터의 바람이 분다. 해왕성의 바람은 대부분 행성의 자전 방향과 반대로 움직인다. 이러한 바람의 방향 차이는 '피부 효과' 때문이며, 대기 깊은 곳의 과정 때문은 아닌 것으로 보인다. 남위 70도의 고속 제트는 초속 300미터로 움직인다.

대기 중 메테인의 함량이 높아 해왕성 적도의 에테인과 아세틸렌 함량은 극지방보다 10~100배 더 높다. 이는 적도에서 대기가 상승하고 극지방에서 하강하는 현상으로 해석된다.

2007년에는 해왕성의 남극 상층 대기가 다른 지역보다 섭씨 10도 더 따뜻한 것으로 밝혀졌다(섭씨 영하 200도 정도). 이 온도 차이로 인해 해왕성 대기 상층부에 얼어 있던 메테인 기체가 남극에서 우주로 빠져나가게 된다. 이러한 현상은 해왕성의 자전축 기울기 때문에 발생하며, 해왕성의 1년 중 마지막 4분의 1(지구 시간으로 약 40년) 동안 남극이 태양을 향해 기울어져 있기 때문이다. 이와 같은 이유로 북반구가 태양을 향하면 메테인 방출 현상은 북반구로 이동한다.

계절 변화로 인해 해왕성 남반구의 구름 띠들은 크기와 반사율이 증가하는 모습이 관측되었다. 이 현상은 1980년부터 시작되었으며 2020년까지 계속될 것으로 예상된다. 해왕성은 태양으로부터 매우 멀리 떨어져 있어 계절 하나의 길이가 40년에 달한다.

4.1. 폭풍

1989년, 미국 항공우주국(NASA)의 보이저 2호는 해왕성에서 지름 13000×6600 km의 고기압성 폭풍 구조인 대흑점을 발견했다. 이 폭풍은 목성의 대적점과 비슷했다. 그러나 5년 뒤인 1994년 11월 2일, 허블 우주 망원경은 해왕성을 관측했을 때 대흑점이 보이지 않았다. 대신 대흑점과 비슷한 새 폭풍이 해왕성 북반구에서 발견되었다.
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대흑점보다 훨씬 남쪽에 흰색 구름 뭉치로 이루어진 다른 폭풍인 스쿠터(Scooter)가 있다. 스쿠터라는 이름은 보이저 2호가 이것을 발견했을 당시 대흑점보다 빠르게 움직였기 때문에 붙여졌다. 소흑점은 남반구의 저기압성 폭풍으로, 1989년 관측 당시 두 번째로 강력했던 폭풍이다. 소흑점은 처음에는 검은색이었지만, 보이저 2호가 해왕성에 접근함에 따라 중심 부분이 밝게 변했고, 대부분의 고해상도 사진에서 이 점을 확인할 수 있다.

해왕성의 대류권 내에서 흑점 폭풍들은 밝은 구름들보다 낮은 고도에서 일어나는 것으로 보이며, 그 때문에 구름 상층부에 난 구멍처럼 보이는 것 같다. 몇 달 동안 형태가 유지되는 안정된 구조라는 점에서, 소용돌이 구조로 이루어진 것으로 추측된다. 흑점들은 대류권 계면층 근처에서 생성되는 밝은 잔류성 메테인 구름과 합쳐질 때도 있는데, 이렇게 만들어진 동반 구름은 이전에 흑점이었던 것이 검은색을 띠지 않는 사이클론 형태로 남아 있을 수 있다는 것을 보여준다. 흑점들은 적도 쪽으로 너무 가까이 이동했거나 다른 미지의 메커니즘에 의해 흩어져 없어지는 것 같다.

4.2. 내부열

해왕성의 기상 현상이 천왕성보다 다양한 이유는 부분적으로 더 높은 내부열 때문이다. 해왕성은 천왕성보다 태양으로부터 50% 이상 멀리 떨어져 있으며, 태양빛을 천왕성의 약 40%만 받는다. 그러나 두 행성의 표면 온도는 거의 같다. 해왕성 대기권 상층부의 온도는 51.8까지 낮아진다. 대기압이 1 bar인 깊이에서는 온도가 72이다. 기체층의 더 깊은 곳으로 들어갈수록 온도는 꾸준히 상승한다. 천왕성과 마찬가지로 이 열의 근원은 알 수 없지만, 차이는 더 크다. 천왕성은 태양으로부터 받는 에너지의 1.1배만큼의 에너지를 방출하는 반면, 해왕성은 태양으로부터 받는 에너지의 약 2.61배를 방출한다.

해왕성은 태양에서 가장 먼 행성이지만, 그 내부 에너지는 태양계에서 가장 빠른 행성풍을 유지하기에 충분하다. 해왕성 내부의 열적 특성에 따라, 해왕성 형성 당시 남은 열이 현재의 열 흐름을 설명하기에 충분할 수도 있지만, 두 행성의 명백한 유사성을 유지하면서 천왕성의 내부 열 부족을 설명하기는 더 어렵다.

5. 공전과 자전

해왕성과 태양의 평균 거리는 4500 (30.1 천문단위)이다. 해왕성의 공전 주기는 164.79년으로, 2011년 7월 12일에 1846년 발견 이후 처음으로 발견 당시 위치로 되돌아왔다. 그러나 이때 지구 하늘에서 해왕성의 위치는 1846년과 달랐는데, 이는 당시의 지구 위치와 2011년 7월 12일의 지구 위치가 다르기 때문이다.

해왕성의 궤도 경사각은 지구에 대해 1.77도 기울어져 있다. 궤도 이심률은 0.011로, 태양에서 가장 가까울 때와 멀어질 때의 거리 차이는 101로 거의 원에 가깝다.

해왕성의 자전축 기울기는 28.32도로 지구(23도), 화성(25도)과 비슷하여 계절 변화가 나타난다. 해왕성의 공전 주기가 길어 계절은 지구 시간으로 40년씩 지속된다. 자전 주기는 약 16.11 시간이다. 자전축 기울기가 지구와 비슷하여 해왕성의 낮 길이는 1 공전 주기에 걸쳐 극심한 변화를 보이지는 않는다.

해왕성은 고체 표면이 아니기 때문에 자전 속도는 위도에 따라 다르다. 적도 일대의 자전 주기는 18시간 정도로, 행성의 자기장 자전 주기(16.1시간)보다 느리다. 반면 양극 지대의 자전 주기는 12시간 정도로 매우 빠르다. 해왕성은 가스 행성들 중 적도와 극의 자전 속도 차이가 가장 크며, 이는 위도 방향으로 강력한 바람이 부는 원인이 된다.

5.1. 궤도 공명

해왕성 궤도 너머 카이퍼 대는 해왕성에 의해 심한 영향을 받는다. 카이퍼 대는 작은 얼음 천체들로 이루어진 원반형 영역으로, 소행성대와 비슷하지만 태양으로부터 30AU ~ 55AU에 걸쳐 있는, 훨씬 멀고 넓은 영역이다. 목성의 중력이 소행성대를 지배하는 것처럼 해왕성의 중력은 카이퍼 대를 지배한다. 태양계의 나이만큼 오랜 시간 동안 카이퍼 대의 특정 지역들이 해왕성의 중력 때문에 불안정해졌고, 카이퍼 대 구조 안에 틈을 만들었다. 40AU ~ 42AU 거리 영역이 그 예이다.

이 빈 공간에 궤도가 존재하는 천체들은 궤도 공명을 통해 오랜 시간 동안 살아남을 수 있다. 해왕성의 공전 주기와 그 천체의 공전 주기가 1:2나 3:4와 같은 특정한 비를 이루면 궤도 공명이 일어난다. 즉, 해왕성이 태양을 두 바퀴 공전할 때 천체가 태양을 한 바퀴 공전한다면, 해왕성이 원래의 자리로 돌아올 때까지 천체는 자기 궤도의 절반만 지나가게 된다. 이런 천체들이 200개 이상 발견된 카이퍼 대는 가장 많은 공명 천체들이 발견된 곳이며, 이곳의 공명 천체들은 2:3으로 공명, 즉 해왕성이 3번 공전할 동안 2번 공전하며, 명왕성족도 이에 포함된다. 명왕성이 해왕성의 궤도를 주기적으로 가로지르지만, 둘이 충돌하는 일은 절대 일어나지 않는다. 한편, 3:4, 3:5, 4:7, 2:5 공명 천체는 다소 수가 적은 편이다.

해왕성은 많은 수의 트로이군 천체들을 지배하고 있는데, 이것들은 태양과 해왕성의 L₄라그랑주점에 분포한다. 해왕성 트로이족들은 해왕성과 1:1로 공명하며, 궤도상에서 매우 안정되어 있다. 이들은 해왕성에게 붙잡힌 것이 아니라 해왕성과 함께 만들어진 것으로 보인다. 해왕성의 L₅라그랑주점과 관련된 천체가 확인된 바로는 2008 LC18이 최초이자 현재까지 유일하다.

6. 형성과 이동

거대 얼음 행성인 해왕성과 천왕성의 형성 과정은 정확한 모델을 만들기 어렵다. 현재 모델에서, 태양계 외곽부 위치의 태양 성운의 밀도가 너무 낮아 핵 강착 이론으로는 거대 천체를 형성한 원인을 설명할 수 없다. 이들의 형성을 설명하기 위한 여러 가설들이 제시되었다.

그 중 하나는 거대 얼음 행성들이 핵 강착으로 만들어진 것이 아니며, 원시 행성계 원반 내에서 불안정하게 형성된 뒤 근처의 크고 무거운 OB형 항성의 복사 에너지가 그 대기를 날려버렸다는 가설이다. 또 다른 가설은 거대 얼음 행성들이 태양 가까이, 밀도가 높은 곳에서 형성되었고, 가스체의 원시 행성계 원반이 사라지고 나서 현재의 궤도로 이동했다는 것이다.

현재 이 "형성 후 이동" 이론이 우위에 있는데, 그 이유는 이 이론을 따르면 해왕성 너머 지역에 있는 소천체들을 점유하는 현상을 설명하기 쉽기 때문이다. 현재 이 가설의 세부 사항에 대한 설명 중에서 가장 널리 인정되고 있는 것은 니스 모형으로, 해왕성을 비롯한 거대 행성들이 이동하면서 카이퍼 대의 구조에 미치는 영향을 탐구한다.

7. 위성

해왕성의 위성은 현재까지 14개가 발견되었다. 그중 가장 큰 트리톤은 해왕성 주위를 공전하는 천체 질량의 99.5% 이상을 차지하며, 회전구면체 형태를 유지할 수 있는 유일한 해왕성 위성이다. 트리톤은 해왕성이 발견되고 17일 후에 윌리엄 라셀이 발견했다. 다른 거대 위성들과는 달리 트리톤은 역행 궤도를 가지고 있는데, 이는 트리톤이 해왕성과 함께 생성된 것이 아니라 외부에서 포획되었다는 것을 뜻한다. 아마도 트리톤은 카이퍼 대의 왜행성이었을 것이다. 트리톤은 동주기 자전을 하며, 조수 가속 때문에 천천히 나선형을 그리며 해왕성에 가까워지고 있다. 약 3억 6천만 년 후에는 로슈 한계에 도달하여 파괴될 것으로 예상된다. 트리톤은 매우 차가운 천체로, 표면 온도는 −235 °C (38 K)로 측정되었다.

두 번째로 발견된 해왕성의 위성은 불규칙 위성인 네레이드이다. 네레이드는 태양계 위성 중 이심률이 가장 큰 궤도를 가지고 있다. 궤도 이심률은 0.7512로, 궤도 최원점은 근점 거리의 7배나 된다.

1989년 7월부터 9월까지 보이저 2호는 해왕성의 위성 6개를 추가로 발견했다. 이 중 프로테우스는 자체 중력으로 구형을 유지할 수 있는 한계에 가까운 불규칙 위성이다. 프로테우스는 트리톤 질량의 0.25%에 불과하다. 해왕성 가장 안쪽에 있는 네 위성인 나이아드, 탈라사, 데스피나, 갈라테아는 해왕성의 고리에 매우 가깝게 공전한다. 라리사는 1981년 별 엄폐 현상으로 발견되었는데, 1989년 보이저 2호의 탐사 결과 위성 때문인 것으로 밝혀졌다. 2002년부터 2003년 사이에 5개의 불규칙 위성이 추가로 발견되어 2004년에 발표되었다. 해왕성의 위성 이름은 그리스 로마 신화에 나오는 하위 해신들의 이름을 따서 명명되었다.

8. 행성 고리

해왕성에는 행성 고리 구조가 있는데, 토성의 고리보다는 훨씬 미약하다. 고리의 구성 성분은 규산염이나 탄화물이 낀 얼음 조각으로 보이며, 이 때문에 고리가 붉은 빛을 띠는 것 같다. 주 고리는 해왕성 중심부에서 63000km 위에 있는 좁은 애덤스 고리, 53000km 위에 있는 르베리에 고리, 그리고 42000km 위에 있는 넓고 희미한 갈레 고리이다. 르베리에 고리 바깥쪽으로 퍼져 있는 희미한 영역은 러셀 고리라고 하며, 중심부에서 57000km 위에 있는 아라고 고리가 러셀 고리의 바깥쪽 한계이다.

1968년에 에드워드 기넌 팀이 이 고리 구조를 최초로 발견했으나, 이후 고리가 불완전할 수 있다고 생각되었다. 1984년 항성 엄폐 당시 해왕성이 항성을 가리자 별빛이 깜박거리는 현상이 목격되었고, 이것은 고리에 간극이 있다는 증거로 떠올랐다. 이 문제는 1989년에 보이저 2호가 촬영한 사진으로 수 개의 희미한 고리 구조를 보여 줌으로써 해결되었다. 해왕성의 고리들은 매우 비정상적인 구조를 하고 있는데, 그 이유는 아직 확실하게 밝혀지지 않았지만, 고리 주위에 있는 작은 위성들의 중력적 상호 작용 때문으로 추측된다.

가장 바깥쪽에 있는 애덤스 고리에는 다섯 개의 뚜렷한 아크 구조가 보이는데, 각각 ‘커리지’(Courage; 용기), ‘리베흐테’(Liberté; 자유), ‘에갈리테 1·2’(Egalité; 평등), ‘프라테르니테’(Fraternité; 박애)라고 이름붙여졌다. 운동 법칙에 따르면 이 아크들은 매우 짧은 시간 안에 고르게 고리로 퍼져나가야 함에도 불구하고 유지되는 까닭은 아직 밝혀지지 않았다. 고리 바로 안쪽에 위치한 위성 갈라테아의 중력적 효과에 의해 입자들이 현재의 위치에 가두어져 아크 구조가 생겼다는 가설이 있다.

2005년에는 지구에서 관측한 결과, 해왕성의 고리들이 이전까지 생각했던 것보다 더 불안정하다는 사실이 드러났다. W. M. 켁 천문대가 2002년과 2003년에 촬영한 사진들은 보이저 2호가 촬영한 사진과 비교해 보았을 때 고리에 상당량의 손실이 있었다는 것을 나타내고 있었다. 특히, 애덤스 고리의 리베흐테 아크는 한 세기 안에 사라질 것으로 보인다.

9. 해왕성 관측

해왕성은 겉보기 등급이 +7.7에서 +8.0 사이로, 육안으로는 절대 볼 수 없다. 이 정도 등급은 목성의 갈릴레이 위성, 왜행성 세레스, 소행성 베스타, 2 팔라스, 이리스, 유노, 헤베보다도 어둡다. 망원경이나 강력한 쌍안경으로 보아야 겨우 천왕성과 비슷하게 파란 원반 모양으로 보인다.

해왕성과 지구 사이의 거리가 멀기 때문에 해왕성의 각지름은 2.2 ~ 2.4각분밖에 되지 않는데, 이는 태양계 행성들 중 가장 작은 값이다. 허블 우주 망원경과 적응 제어 광학 기술을 사용한 거대 지상 망원경들이 출현하기 전에는 망원경 관측도 힘들었다.

지상 기반 망원경을 사용한 과학적으로 유용했던 해왕성의 첫 번째 관측은 1997년 하와이에서 시작되었다. 고주파대에서의 해왕성 발견은 해왕성의 원천이 지속적인 분출과 불규칙적인 파열이라는 것을 보여준다. 두 원천은 해왕성의 회전 자계로 비롯된다고 생각된다.

10. 해왕성 탐사

보이저 2호는 1989년 8월 25일에 해왕성에 가장 가까이 접근했다. 이때 보이저 2호가 지구로 전송한 사진들은 1989년 PBS의 철야 프로그램 《해왕성 올나이트》(Neptune All Night)의 기초가 되었다. 보이저 2호는 해왕성을 둘러싼 자기장의 존재를 발견했으며, 이 자기장이 천왕성의 자기장처럼 중심에서 갈라져 나와 자전축에 대해 심하게 기울어져 있다는 것을 밝혀냈다. 해왕성의 자전 주기는 전파 방출을 분석하여 측정되었다. 또한 보이저는 해왕성에 놀랄 만큼 활동적인 기후 시스템이 있다는 것을 발견했으며, 여섯 개의 위성과 한 개 이상의 고리가 새로 발견되었다.

2003년, 미국 항공우주국의 "임무 가능성 연구"(Vision Missions Studies)에 핵분열 기반의 전력이나 추진력 없이 카시니-하위헌스 호 정도의 역할을 할 "해왕성 궤도선과 탐사기"(Neptune Orbiter with Probes)를 실행하자는 제안이 올라왔으나, 취소되었다.

넵튠 오디세이(Neptune Odyssey)는 현재 NASA가 계획 중인 해왕성 궤도선과 대기 탐사선의 임무 개념으로, 2031년에서 2033년 사이에 발사해 2049년까지 해왕성에 도착할 것으로 계획 중인 대규모 전략 과학 임무이다.