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해왕성[Neptune] (천문학백과)

금성은 평균 약 740K에 달하는 높은 온도를 가진다. 이는 지상에서의 관측과 탐사선에 의해 발견된 대기분석으로 설명이 가능하다. 분석결과 금성 대기의 주성분은 이산화탄소이며, 농도 또한 매우 짙었다. 이는 흔히 알고 있는 온실효과의 결과물이며, 과거에 금성이 온실효과의 폭주현상으로 인해 온도가 급상승 했었다는 것을 알려준다.

금성의 지표를 연구하는 일은 쉽지 않았다. 짙은 대기에 가려서 금성 표면이 보이지 않았고, 탐사선을 이용하면 금성의 고온과, 고밀도의 대기 탓에 기능이 정지되어 오랜 시간 연구를 할 수 없기 때문이다. 하지만 방법이 없진 않았다. 기술의 발전으로 탐사선이 금성에서 좀 더 버틸 수 있었고, 전파를 통해 금성의 두꺼운 대기를 뚫고 지표를 관측 할 수 있었다.

금성이 화성이나 달의 미행성 충돌 빈도와 비슷하다는 가정 하에 구덩이 숫자를 비교해보면 그 수가 적다는 것을 알 수 있다. 이는 금성의 지표가 재형성되었음을 알려주는 것이다. 계산에 따르면 약 5억 년 전에 대규모의 용암이 흘렀고, 이 용암은 많은 수의 구덩이를 메웠을 것이다.
금성의 전체적인 지형을 보면 남쪽부분과 북쪽의 부분은 상당한 차이가 있다. 북쪽의 지역은 구덩이가 거의 없는 고원지대로 산들이 많고, 남쪽지역은 상대적으로 평평한 구덩이들이 많다.

금성의 내부구조는 아직 잘 알려지지 않았다. 현재 알려진 바는 크기가 6052km(지구의 0.95배), 질량은 4.82x10²⁴kg(지구의 0.82배), 밀도는 5240kg/m³(지구의 0.95배)이다. 이는 지구와 매우 비슷하고, 이를 바탕으로 금성의 내부구조는 지구와 비슷하다고 가정한다. 즉 금성은 암석의 지각(금성착륙선이 확인함), 맨틀, 금속핵(부분적 용융상태)으로 이루어졌다고 추측할 수 있다.

금성은 대부분의 행성들과는 다르게 반대로 자전을 한다. 즉 지구의 북극에서 바라볼 때 시계방향으로 자전을 하는 것이다. 금성의 자전축은 적도면에 대략 3°기울어진 177°이다. 3°가 아닌 177°를 사용하는 것은 금성의 역회전을 포함하는 수치이다. 금성 이외의 대부분의 행성에서는 태양이 동에서 떠서 서로 지지만, 금성에서는 서에서 떠서 동으로 진다. 금성의 자전이 왜 역방향인지는 알 수 없으나, 태양과 다른 행성들의 중력섭동이 큰 영향을 줬다고 생각되고 있다.

태양과 행성들로부터 섭동을 받은 금성은 자전축이 크게 변하게 된다. 그리고 두꺼운 대기 또한 조석력에 의해 금성의 자전에 영향을 미치게 되고, 이를 시뮬레이션에 대입하면 현재와 같이 금성의 자전속도는 느려지고 역회전을 하게 된다. 이런 최종적인 결과의 과정은 두 가지로 추측된다. 한 가지는 자전축이 180°로 뒤집혀 역회전을 하는 것이고, 다른 하나는 기울기의 변화 없이 자전속도가 느려지고 결국 조석에 의하여 느린 역회전을 하게 된 것이다.

지구는 우주에서 봤을 때 파란색,초록색,흰색,갈색으로 이루어져있따.
표면은 지각으로 이루어져있고, 지각은 고체이며 여러가지 판으로 이루어져있고 맨틀 위를 떠다닌다.
지구의 표면은 약70%가 물 30%가 육지로 이루어져있다.
지구는 목성, 토성, 천왕성, 해왕성등과 다르게 고리가 없다.
지구는 1년에 태양 1바퀴를 돌며

달이라는 위성을 가지고 있다.

지구의 반지름은 6400km이며 

대기층으로 둘러싸여 있어서 우주의 운석이나 우주에서 

태양계의 행성 중 고등생물이 서식하는 유일한 행성이고,

​(물과 공기가 있어 생명체가 서식할 수 있다.)

​태양계에서 태양과  3번째로 가깝고, 5번째로 크다. 
지구의 자전축은 23.4°기울여져있다.

표면적: 4.27 × 10^10km²

공전 주기: 29년

질량: 5.683 × 10^26kg (95.16 M⊕)

평균 밀도: 687kg/m³

중력: 10.44m/s
위성: 타이탄, 엔셀라두스, 미마스, 테티스, 이아페투스, 디오네, 레아등등

해왕성은 맨눈으로 볼 수 없기 때문에 경험적 관측이 아닌 수학적 계산으로 발견된 태양계 행성 중 유일한 행성이다.^[3] 천왕성의 궤도에 예기치 않은 변화가 있자 알레시 부봐르는 천왕성의 궤도가 발견되지 않은 행성의 중력 섭동에 영향을 받고 있다고 추론했다. 그 후 1840년대에 위르뱅 르베리에가 그 행성의 궤도를 예측했고, 1846년에 요한 고트프리트 갈레가 르베리에가 예측했던 위치 범위 안에서 해왕성을 관측했다. 얼마 뒤에 해왕성의 제1위성인 트리톤이 발견되었지만, 나머지 13개의 위성들은 19세기가 다 가도록 발견되지 못했다. 해왕성을 방문한 우주선은 1989년 8월 25일에 해왕성을 접근 통과한 보이저 2호 하나뿐이다.

해왕성의 구성 성분은 천왕성과 꽤 비슷하며, 목성이나 토성 같은 거대 가스 행성들과는 구분되는 성분상의 차이가 존재한다. 목성과 토성은 대기에 수소와 헬륨을 대량 포함하지만 해왕성의 대기는 극미량의 탄화수소와 질소를 포함하고 있으며, 물, 암모니아, 메테인 등이 얼어붙은 얼음질이 높은 비율을 차지한다. 천문학자들은 이런 차이점을 강조하기 위해 천왕성과 해왕성을 거대 얼음 행성으로 따로 분류하기도 한다.^[4] 해왕성의 내부 구조는 천왕성과 마찬가지로 얼음과 암석으로 이루어져 있는 것으로 추정된다.^[5] 행성의 가장 바깥층에는 메테인이 미량 존재하여 행성이 밝고 맑은 파란색깔을 띤다.^[6]

표면상에 아무 특징도 없는 천왕성과 달리 해왕성의 대기에서는 역동적이며 관측 가능한 기상 현상이 측정되고 있다. 1989년, 보이저 2호의 해왕성 접근 통과 때 해왕성의 남반구에서 목성의 대적점에 필적하는 대암반이 발견된 것이 그 예들 중 하나이다. 이런 기상 현상들은 시속 2100 킬로미터 속도의, 태양계에서 가장 강력한 바람으로 유지된다.^[7] 태양에서 엄청나게 멀리 떨어져 있기 때문에 해왕성의 바깥쪽 대기는 태양계에서 가장 추운 장소들 중 하나이며, 구름층의 꼭대기는 거의 −218 °C(55 K)에 달한다. 반면 행성 중심부의 온도는 대략 5000 °C(5400 K)이다.^[8][9] 해왕성에는 파편으로 이루어진 희미한 고리 구조가 있는데, 1960년대에 이에 대한 존재에 대해 논란이 있다가 1989년에 보이저 2호의 탐사를 통해 존재가 확인되었다.^[10]