해왕성: 두 판 사이의 차이
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해왕성의 구성 성분은 [[천왕성]]과 비슷하며, [[목성]]이나 [[토성]] 같은 [[거대 가스 행성]]들과는 구분되는 성분상의 차이가 존재한다. 목성과 토성은 대기에 [[수소]]와 [[헬륨]]을 대량 포함하지만 해왕성의 대기는 극미량의 [[탄화수소]]와 [[질소]]를 포함하고 있으며, [[물]], [[암모니아]], [[메테인]] 등이 얼어붙은 얼음질이 높은 비율을 차지한다. 천문학자들은 이런 차이점을 강조하기 위해 천왕성과 해왕성을 [[거대 얼음 행성]]으로 따로 분류하기도 한다.<ref name=atmo>{{웹 인용 | 제목=The Atmospheres of Uranus and Neptune | 성=Lunine | 이름=Jonathan I. | 출판사=Lunar and Planetary Observatory, University of Arizona | 날짜=1993 | 형식=PDF | url=http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1993ARA%26A..31..217L&data_type=PDF_HIGH&whole_paper=YES&type=PRINTER&filetype=.pdf | 확인날짜=2008-03-10}}</ref> 해왕성의 내부 구조는 천왕성과 마찬가지로 얼음과 암석으로 이루어져 있는 것으로 추정된다.<ref name=Podolak1995>{{저널 인용 | 성=Podolak | 이름=M. | 저자2=Weizman, A. | 저자3=Marley, M. | 제목=Comparative models of Uranus and Neptune | 저널=Planetary and Space Science | volume=43 | issue=12 | 쪽=1517–1522 | 날짜=1995 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1995P%26SS...43.1517P | doi=10.1016/0032-0633(95)00061-5}}</ref> 행성의 가장 바깥층에는 메테인이 미량 존재하여 행성이 밝고 맑은 [[파랑|푸른색]] 색깔을 띤다.<ref name=bluecolour>{{웹 인용 | 이름=Kirk | 성=Munsell | 저자2=Smith, Harman | 저자3=Harvey, Samantha | 날짜=November 13, 2007 | url=http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Neptune&Display=OverviewLong | 제목=Neptune overview | 웹사이트=Solar System Exploration | 출판사=NASA | 확인날짜=2008-02-20 }}</ref>
표면상에 아무 특징도 없는 천왕성과 달리 해왕성의 대기에서는 역동적이며 관측 가능한 기상 현상이 측정되고 있다. 1989년, 보이저 2호의 해왕성 [[행성 접근 통과|접근 통과]] 때 해왕성의 남반구에서 목성의 [[대적점]]에 필적하는 [[대암반]]이 발견된 것이 그 예들 중 하나이다. 이런 기상 현상들은 시속 2100 킬로미터 속도의, 태양계에서 가장 강력한 바람으로 유지된다.<ref name="Suomi1991">{{저널 인용 | 성=Suomi | 이름=V. E. | 저자2=Limaye, S. S. | 저자3=Johnson, D. R. | 날짜=1991 | 제목=High Winds of Neptune: A possible mechanism | 저널=[[사이언스|Science]] | volume=251 | issue=4996 | 쪽=929–932 | 출판사=AAAS (USA) | doi=10.1126/science.251.4996.929 | pmid=17847386 }}</ref> 태양에서 엄청나게 멀리 떨어져 있기 때문에 해왕성의 바깥쪽 대기는 태양계에서 가장 추운 장소들 중 하나이며, 구름층의 꼭대기는 거의 −218 [[섭씨|℃]](55 [[켈빈|K]])에 달한다. 반면 행성 중심부의 온도는 대략 5000 ℃(5400 K)이다.<ref name=hubbard>{{저널 인용 | 성=Hubbard | 이름=W. B. | 제목=Neptune's Deep Chemistry | 저널=Science | 날짜=1997 | volume=275 | issue=5304 | 쪽=1279–1280 | url=http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/275/5304/1279 | 확인날짜=2008-02-19 | doi=10.1126/science.275.5304.1279 | pmid=9064785 }}</ref><ref name="nettelmann">{{웹 인용 | 성=Nettelmann | 이름=N. | 저자2=French, M. | 저자3=Holst, B. | 저자4=Redmer, R. | url=https://www-new.gsi.de/informationen/wti/library/plasma2006/PAPERS/TT-11.pdf{{깨진 링크}} | 형식=PDF | 제목=Interior Models of Jupiter, Saturn and Neptune | 출판사=University of Rostock | 확인날짜=2008-02-25 }}{{깨진 링크|url=https://www-new.gsi.de/informationen/wti/library/plasma2006/PAPERS/TT-11.pdf%7B%7B%EA%B9%A8%EC%A7%84 }}</ref> 해왕성에는 파편으로 이루어진 희미한 [[행성의 고리|고리 구조]]가 있는데, 1960년대에 이에 대한 존재에 대해 논란이 있다가 1989년에 보이저 2호의 탐사를 통해 존재가 확인되었다.<ref name=ring1>{{뉴스 인용 | 성=Wilford | 이름=John N. | 날짜=1982년 6월 10일 | 제목=Data Shows 2 Rings Circling Neptune | 출판사=The New York Times | url=http://query.nytimes.com/gst/fullpage.html?sec=technology&res=950DE3D71F38F933A25755C0A964948260&n=Top/News/Science/Topics/Space | 확인날짜=2008-02-29 }}</ref>
== 해왕성 연구의 역사 ==
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그 사이 르베리에는 서한으로 [[베를린 천문대]]의 천문학자 [[요한 고트프리트 갈레]]를 재촉했다. 당시 베를린 천문대 연구생이었던 [[하인리히 루이스 다레스트|하인리히 다레스트]]는 르베리에가 예측한 지점 근처를 그린 최근의 성도와 현재 하늘을 비교해서 붙박이별과 구별되는 [[행성]]의 시운동적 특징을 찾을 수 있다고 갈레에게 건의했다. 르베리에의 편지가 도착한 1846년 9월 23일 바로 그날 저녁, 해왕성은 르베리에가 예측한 지점에서 1° 어긋난 지점, 애덤스가 예측한 지점에서 12° 어긋난 지점에서 발견되었다. 이후 챌리스는 자기가 8월에 행성을 두 번이나 봤지만 무심결에 지나쳐 버렸었다는 사실을 뒤늦게 깨달았지만 자기 발견을 증명하는 데 실패했다.<ref name=MNRAS7/><ref>{{저널 인용 | 이름=J. G. | 성=Galle | url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1846MNRAS...7..153G&db_key=AST&data_type=HTML&format=&high=42c888df4622238 |제목=Account of the discovery of the planet of Le Verrier at Berlin | 저널=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | volume=7 | 쪽=153 | 날짜=1846-11-13 | 확인날짜=2008-02-18 | 출판사=Blackwell Publishing }}</ref>
행성이 발견되자, 누가 먼저 발견했느냐, 누구에게 공로를 돌리느냐를 두고 프랑스와 영국 사이에 민족주의적 경쟁이 일어났다. 결국 르베리에와 애덤스 둘 다에게 공로가 있다는 국제적 총의가 형성되었다. 하지만 1998년에 미국의 천문학자 [[올린 에겐]]이 훔쳐 칠레로 도망갔던<ref group="주">에겐 자신은 살아생전 이 사실을 강력히 부인했으나, 에겐의 사후 그가 해왕성 문서 외에도 그리니치 천문대의 여러가지 자료들을 가지고 있었던 것이 밝혀졌다.</ref>, 〈해왕성 문서〉("Neptune papers"; [[그리니치 천문대|왕립 그리니치 천문대]]의 역사적 문서)가 재발견되면서 역사가들이 이 문제를 다시 다루게 된다.<ref name="Neptdisc">{{웹 인용 | url=http://web.archive.org/web/20051116012726/http://www.ucl.ac.uk/sts/nk/neptune/ {{깨진 링크}} | 제목=Neptune's Discovery. The British Case for Co-Prediction. | 확인날짜=2007-03-19 | 이름=Nick | 성=Kollerstrom | 날짜=2001 | 출판사=University College London | archiveurl=
=== 명명 ===
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=== 현재 ===
1840년대에 발견되고부터 1930년대까지 해왕성은 태양계 최외곽 행성이었다. 1930년에 [[명왕성]]이 발견됨으로써 해왕성은, 1979년부터 1999년까지 명왕성이 해왕성 궤도 안으로 들어오는 20년 주기를 제외하고, 뒤에서 두 번째 행성이 되었다.<ref>{{웹 인용||제목=Jan. 21, 1979: Neptune Moves Outside Pluto's Wacky Orbit|웹사이트=wired.com|url=http://www.wired.com/science/discoveries/news/2008/01/dayintech_0121|저자=Tony Long|날짜=2008|확인날짜=2008-03-13|보존url=https://archive.is/EaiZ|보존날짜=2012-12-05}}</ref> 그러나, 1992년에 [[카이퍼 대]]가 발견되자 많은 천문학자들은 명왕성이 행성인지 카이퍼 대의 좀 큰 천체에 불과한지에 대해 논쟁을 벌이기 시작했다.<ref>{{웹 인용 | 저자=Weissman, Paul R. | 제목=The Kuiper Belt| 웹사이트=Annual Review of Astronomy and Astrophysics| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1995ARA&A..33..327W| 확인날짜=2006-10-04}}</ref><ref>{{웹 인용 | 날짜=1999 | 제목=The Status of Pluto:A clarification | 웹사이트=[[국제천문연맹|IAU]], Press release | url=http://www.iau.org/STATUS_OF_PLUTO.238.0.html | 확인날짜=2006-05-25 | 보존url=https://web.archive.org/web/20071214043704/http://www.iau.org/STATUS_OF_PLUTO.238.0.html# | 보존날짜=2007-12-14 | 깨진링크=예 }}</ref> 2006년, [[국제천문연맹]]은 마침내 [[행성의 정의|"행성"이라는 말의 의미]]를 최초로 정의했으며, 명왕성은 "[[왜행성]]"으로 재분류되었다. 고로 해왕성은 다시 태양계 최외곽 행성이 되었다.<ref>{{뉴스 인용|url=http://www.iau.org/static/resolutions/Resolution_GA26-5-6.pdf|제목=IAU 2006 General Assembly: Resolutions 5 and 6|날짜=2006-08-24|출판사=IAU|format=PDF}}</ref>
== 조성물 및 내부 구조 ==
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해왕성에는 [[행성의 고리|행성 고리]] 구조가 있는데, [[토성의 고리]]보다는 훨씬 미약하다. 고리의 구성 성분은 규산염이나 탄화물이 낀 얼음 조각으로 보이며, 이 때문에 고리가 붉은 빛을 띠는 것 같다.<ref>Cruikshank (1996):703–804</ref> 해왕성 중심부에서 63000 km 위에 있는 좁은 애덤스 고리, 53000 km 위에 있는 르베리에 고리, 그리고 42000 km 위에 있는 넓고 희미한 갈레 고리가 주 고리다. 르베리에 고리 바깥쪽으로 퍼져 있는 희미한 영역은 러셀 고리라고 하며, 중심부에서 57000 km 위에 있는 아라고 고리가 러셀 고리의 바깥쪽 한계이다.<ref>{{웹 인용 | 성=Blue | 이름=Jennifer | 날짜=2004-12-08 | url=http://planetarynames.wr.usgs.gov/append8.html | 제목=Nomenclature Ring and Ring Gap Nomenclature | 웹사이트=Gazetteer of Planetary | 출판사=USGS | 확인날짜=2008-02-28 }}</ref>
이 고리 구조는 1968년에 [[에드워드 기넌]] 팀이 최초로 발견했으나,<ref name=autogenerated3>{{뉴스 인용 | 성=Wilford | 이름=John N. | 날짜=1982-06-10 | 제목=Data Shows 2 Rings Circling Neptune | 출판사=The New York Times | url=http://query.nytimes.com/gst/fullpage.html?sec=technology&res=950DE3D71F38F933A25755C0A964948260&n=Top/News/Science/Topics/Space | 확인날짜=2008-02-29 }}</ref><ref>{{저널 인용 | 성=Guinan | 이름=E. F. | 저자2=Harris, C. C. |저자3=Maloney, F. P. | 제목=Evidence for a Ring System of Neptune | 저널=Bulletin of the American Astronomical Society | 날짜=1982 | volume=14 | 쪽=658 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1982BAAS...14..658G | 확인날짜=2008-02-28}}</ref> 이후 고리가 불완전할 수 있다고 생각되었다.<ref>{{저널 인용|제목=Towards a theory for Neptune's arc rings | 성=Goldreich | 이름=P. | 저자2=Tremaine, S. |저자3=Borderies, N. E. F. | 젬족=Towards a theory for Neptune's arc rings | 저널=Astronomical Journal | 날짜=1986 | volume=92 | 쪽=490쪽 ~ 494쪽 | url=http://articles.adsabs.harvard.edu/abs/1986AJ.....92..490G | 확인날짜=2008-02-28 | doi=10.1086/114178}}</ref> 1984년 [[엄폐|항성 엄폐]] 당시 해왕성이 항성을 가리자 별빛이 깜박거리는 현상이 목격되었고,<ref name="naver">{{웹 인용|url=http://navercast.naver.com/science/image/1919|제목=해왕성계|저자=김충섭|날짜=2010-01-23|웹사이트=[[네이버캐스트]]|확인날짜=2010-05-05}}</ref> 이것은 고리에 간극이 있다는 증거로 떠올랐다.<ref name="Nicholson90">{{저널 인용 | 저자=Nicholson, P. D. |저자표시=et al. | 제목=Five Stellar Occultations by Neptune: Further Observations of Ring Arcs | 저널= Icarus | 날짜= 1990 | volume= 87 | 쪽=1쪽 | url= http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1990Icar...87....1N&db_key=AST&data_type=HTML&format=&high=444b66a47d28395 | 확인날짜= 2007-12-16 | doi=10.1016/0019-1035(90)90020-A}}</ref> 1989년에 보이저 2호가 촬영한 사진은 수 개의 희미한 고리 구조를 보여 줌으로써 이 문제는 해결되었다. 해왕성의 고리들은 매우 비정상적인 구조를 하고 있는데,<ref name="Planetary Society">{{웹 인용 | 1= | url=http://www.planetary.org/explore/topics/our_solar_system/neptune/missions.html | 제목=Missions to Neptune | 날짜=2007 | 출판사=The Planetary Society | 확인날짜=2007-10-11 | 보존url=
가장 바깥쪽에 있는 애덤스 고리에는 다섯 개의 뚜렷한 원호 구조가 보이는데, 각각 ‘커리지’(''Courage''; 용기), ‘리베흐테’(''Liberté''; 자유), ‘에갈리테 1·2’(''Egalité''; 평등), ‘프라테르니테’(''Fraternité''; 박애)라고 이름붙여졌다.<ref>{{서적 인용 | 이름=Arthur N. | 성=Cox | 날짜=2001 | 제목=Allen's Astrophysical Quantities | 출판사=Springer | isbn=0387987460 }}</ref> 이 원호 구조들의 존재는 설명하기 어렵다. 운동 법칙에 따르면 원호들은 매우 짧은 시간 안에 고르게 고리로 퍼져나갈 것으로 예측되기 때문이다. 현재 천문학자들은 고리 바로 안쪽에 위치한 위성 [[갈라테아 (위성)|갈라테아]]의 중력적 효과에 의해 입자들이 현재의 위치에 가두어져 원호 구조가 생겼다고 생각하고 있다.<ref>{{웹 인용 | 성=Munsell | 이름=Kirk | 날짜=2007-11-13 | 저자2=Smith, Harman | 저자3=Harvey, Samantha | url=http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Neptune&Display=Rings |제목=Planets: Neptune: Rings | 웹사이트=Solar System Exploration | 출판사=NASA | 확인날짜=2008-02-29}}</ref><ref>{{저널 인용 | 성=Salo | 이름=Heikki | 저자2=Hänninen, Jyrki | 제목=Neptune's Partial Rings: Action of Galatea on Self-Gravitating Arc Particles | 저널=Science | 날짜=1998 | volume=282 | issue=5391 | 쪽=1102쪽 ~ 1104쪽 | url=http://www.scienceonline.org/cgi/content/full/282/5391/1102 | 확인날짜=2008-02-29 | doi=10.1126/science.282.5391.1102 | pmid=9804544 }}</ref>
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=== 내부열 ===
천왕성과 비교했을 때, 해왕성이 보다 활동적인 기상 현상을 나타내는 것은 해왕성의 [[내부열]]이 더 높은 것에 일부 원인이 있는 것으로 보인다.<ref name=heat>{{웹 인용|제목=Heat Sources within the Giant Planets|저자=Williams, Sam|웹사이트=University of California, Berkeley |year=2004|url=http://web.archive.org/web/20050430073843/http://www.cs.berkeley.edu/~samw/projects/ay249/z_heat_sources/Paper.doc|확인날짜=2008-03-10}}</ref> 해왕성과 태양 사이의 거리는 천왕성과 태양 사이의 거리보다 50% 더 멀고, 해왕성은 천왕성이 받는 태양광의 40%밖에 받지 못하지만,<ref name=atmo /> 두 행성의 표면 온도는 대략 같다.<ref name=heat /> 해왕성의 대류권의 상층부는 −221.4 [[섭씨|℃]] (51.7 [[켈빈|K]])의 저온이고, [[기압]]이 1 [[바 (단위)|bar]] (100 [[파스칼 (단위)|kPa]]) 정도 되는 깊이에서는 온도가 −201.15 ℃ (72.0 K)이다.<ref>{{저널 인용 | 성=Lindal | 이름=Gunnar F. | 제목=The atmosphere of Neptune - an analysis of radio occultation data acquired with Voyager 2 | 저널=Astronomical Journal | 날짜=1992 | volume=103 | 쪽=967–982 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1992AJ....103..967L |확인날짜=2008-02-25 | doi=10.1086/116119 }}</ref> 하지만 가스층 깊이 들어갈수록 온도는 일정하게 증가한다. 천왕성과 마찬가지로 이 열의 원인은 알려지지 않았으나, 해왕성의 것이 더 크다. 천왕성이 태양에서 받는 에너지의 1.1배만 방출하는데 비해,<ref>{{웹 인용| |제목=Class 12 - Giant Planets - Heat and Formation | 웹사이트=3750 - Planets, Moons & Rings | 날짜=2004 | 출판사=Colorado University, Boulder | url=http://lasp.colorado.edu/~bagenal/3750/ClassNotes/Class12/Class12.html | 확인날짜=2008-03-13}}</ref> 해왕성은 태양에게서 받는 에너지의 2.61배를 방출한다.<ref>{{저널 인용 | 성=Pearl | 이름=J. C. | 저자2=Conrath, B. J. | 제목=The albedo, effective temperature, and energy balance of Neptune, as determined from Voyager data | 저널=Journal of Geophysical Research Supplement | 날짜=1991 | volume=96 | 쪽=18,921–18,930 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1991JGR....9618921P | 확인날짜=2008-02-20 }}</ref> 해왕성은 태양에서 가장 멀리 떨어져 있는 행성이지만 태양계에서 가장 강력한 바람을 유지할 수 있는 내부 에너지를 가지고 있다. 이 현상을 설명하기 위한 여러가지 합리적인 해석들이 제안되었는데, 그 중에는 행성의 핵에서 일어나는 [[방사능|방사능 붕괴]]로 인한 붕괴열이라는 설부터,<ref name=williams>Williams, Sam (November 24, 2004) ([[DOC (컴퓨팅)|DOC]]). [
== 공전과 자전 ==
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| 날짜 =November 13, 2007
| 출판사 = NASA | = 2007-08-14}}</ref><ref name=Horizons2011>{{웹 인용
|
|날짜 = 2007년 2월 9일
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|=2008-02-25 |보존url=http://web.archive.org/20081210085807/home.comcast.net/~kpheider/nept2011.txt|보존날짜=2008-12-10}}</ref> 그러나 이 때의 지구 [[하늘]]에서 해왕성 위치는 1846년의 그 자리는 아닌데, 그 이유는 당시의 지구 위치와 2011년 7월 12일의 지구 위치는 다르기 때문이다.▼
| = 2008-02-25
|보존url = https://web.archive.org/web/20081210085807/http://home.comcast.net/~kpheider/nept2011.txt#
|보존날짜 = 2008-12-10
|확인날짜 = 2009-07-05
|깨진링크 = 아니오
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해왕성의 궤도경사각은 지구에 대해 1.77도 기울어져 있다. 해왕성의 궤도 이심률은 0.011로, 태양에서 가장 가까울 때와 멀어질 때의 거리 차이는 1억 1백만 킬로미터로 거의 원에 가깝다.<ref name=horizons>{{웹 인용
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{{본문|카이퍼 대}}
[[파일:TheKuiperBelt classes-en.svg|섬네일|250px|해왕성이 카이퍼 대에 일으키는 궤도 공명을 나타낸 도해. 왼쪽에서 오른쪽으로: 2:3 [[명왕성족]], 색칠된 부분 [[큐비원족]], 1:2 [[공명 해왕성 바깥 천체]].]]
해왕성 궤도 너머 [[카이퍼 대]]는 해왕성에 의해 심한 충격을 받는다. 카이퍼 대는 작은 얼음 천체들로 이루어진 원반형의 영역으로, [[소행성대]]와 비슷하지만 태양으로부터 거리 30AU ~ 55AU에 걸쳐 있는, 훨씬 멀고 넓은 영역이다.<ref>{{웹 인용| | 제목=Collisional Erosion in the Primordial Edgeworth-Kuiper Belt and the Generation of the 30–50 AU Kuiper Gap | 이름=S. Alan | 성=Stern | 출판사=Geophysical, Astrophysical, and Planetary Sciences, Space Science Department, Southwest Research Institute | url=http://www.journals.uchicago.edu/doi/full/10.1086/304912 | 날짜=1997 | 확인날짜=2007-06-01}}</ref> [[목성]]의 중력이 소행성대를 지배하면서 그 구조를 형성하는 것과 같이 해왕성의 중력은 카이퍼 대를 지배한다. 태양계의 나이만큼 오랜 시간 동안 카이퍼 대의 특정 지역들이 해왕성의 중력 때문에 불안정해졌고, 카이퍼 대 구조 안에 틈을 만들어냈다. 40AU ~ 42AU 거리 영역이 그 예이다.<ref>{{웹 인용 | 1= | 제목=Large Scattered Planetesimals and the Excitation of the Small Body Belts | 이름=Jean-Marc | 성=Petit | 저자2=Morbidelli, Alessandro | 저자3=Valsecchi, Giovanni B. | url=http://www.oca.eu/morby/papers/6166a.pdf | 날짜=1998 | 확인날짜=2007-06-23 | 형식=PDF | 보존url=https://web.archive.org/web/20071201013047/http://www.oca.eu/morby/papers/6166a.pdf# | 보존날짜=2007-12-01 | 깨진링크=예 }}</ref>
그런데 이 빈 공간에 궤도가 존재하는 천체들은 태양계의 나이만큼 오랜 시간동안 살아남을 수 있다. 해왕성의 공전 주기와 그 천체의 공전 주기가 1:2나 3:4와 같은 특정한 [[비 (수학)|비]]를 이루면 [[궤도 공명]]이 일어나는 것이다. 즉, 해왕성이 태양을 두 바퀴 공전할 때 문제의 천체가 태양을 한 바퀴 공전한다면, 해왕성이 원래의 자리로 돌아올 때까지 천체는 자기 궤도의 절반만 지나가게 된다. 이런 천체들이 200개 이상 발견된 [[카이퍼 대]]는 가장 많은 공명 천체들이 발견된 곳이며,<ref>{{웹 인용|제목=List Of Transneptunian Objects|출판사=Minor Planet Center|url=http://www.minorplanetcenter.org/iau/lists/TNOs.html|확인날짜=2010-10-25}}</ref> 이곳의 공명 천체들은 2:3으로 공명, 즉 해왕성이 3번 공전할 동안 2번 공전하며, [[명왕성족]]도 이에 포함된다.<ref>{{웹 인용| | 성 = Jewitt | 이름 = David | 날짜 = 2004 | url =http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/kb/plutino.html | 제목 =The Plutinos|출판사=UCLA |확인날짜 =2008-02-28}}</ref> 때문에 [[명왕성]]이 해왕성의 궤도를 주기적으로 가로지르지만, 둘이 충돌하는 일은 절대 일어나지 않는다.<ref>{{저널 인용 | 성 =Varadi| 이름 =F. |제목 =Periodic Orbits in the 3:2 Orbital Resonance and Their Stability|저널=The Astronomical Journal|날짜=1999|volume=118|쪽=2526–2531|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1999AJ....118.2526V|확인날짜=2008-02-28|doi=10.1086/301088}}</ref> 한편, 3:4, 3:5, 4:7, 2:5 공명 천체는 다소 수가 적은 편이다.<ref>{{서적 인용|제목=Beyond Pluto: Exploring the outer limits of the solar system |저자=John Davies|출판사=Cambridge University Press|날짜=2001|쪽=104}}</ref>
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해왕성이나 천왕성 같은 [[거대 얼음 행성]]의 형성 과정은 정확한 모델을 만들기 어렵다. 현재 모델에서, 태양계 외곽부 위치의 태양 성운의 밀도가 너무 낮아 전통적으로 받아들여진 핵 [[강착 (천체물리학)|강착]] 이론으로는 거대 천체를 형성한 원인을 설명할 수 없다. 그리고 이들의 형성을 설명하기 위한 여러 가지 가설들이 제시되었다. 그 중 하나로 거대 얼음 행성들은 핵 강착으로 만들어진 것이 아니며, [[원시 행성계 원반]] 내에서 불안정하게 형성된 뒤 근처의 크고 무거운 [[OB형 항성]]의 복사 에너지가 그 대기를 날려버렸다는 가설이 있다.<ref>{{웹 인용 | 제목=Formation of gas and ice giant planets | 이름=Alan P. | 성=Boss | 날짜=2002-09-30 | url=http://www.sciencedirect.com/science?_ob=ArticleURL&_udi=B6V61-46SVX4B-1&_user=10&_rdoc=1&_fmt=&_orig=search&_sort=d&view=c&_acct=C000050221&_version=1&_urlVersion=0&_userid=10&md5=8356c9b57117437b185f44aca5ae71d0 | 확인날짜=2008-03-05 | 웹사이트=Earth and Planetary Science Letters | 출판사=ELSEVIER }}</ref>
또다른 가설은 거대 얼음 행성들이 태양 가까이, 밀도가 높은 곳에서 형성되었고, 가스체의 원시 행성계 원반이 사라지고 나서 현재의 궤도로 [[행성 이동 이론|이동]]했다는 것이다.<ref>{{웹 인용| | 제목=The formation of Uranus and Neptune among Jupiter and Saturn | 이름=Edward W. |성=Thommes | 저자2=Duncan, Martin J. | 저자3=Levison, Harold F. | 날짜=2001 | url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0111290 | 확인날짜=2008-03-05}}</ref> 현재 이 "형성 후 이동" 이론이 우위에 있는데, 그 이유는 이 이론을 따르면 해왕성 너머 지역에 있는 소천체들을 점유하는 현상을 설명하기 쉽기 때문이다.<ref>{{웹 인용 | 제목=Orbital shuffle for early solar system | 이름=Kathryn | 성= Hansen | 출판사=Geotimes | url=http://www.geotimes.org/june05/WebExtra060705.html | 날짜=2005년 6월 7일 | 확인날짜=2007-08-26}}</ref> 현재 이 가설의 세부에 대한 설명 중에서 가장 널리 인정되고 있는 것은<ref name="Crida2009">{{저널 인용 | 성=Crida |이름=A. |날짜=2009 |제목=Solar System formation |저널=Invited review talk on Solar System formation, at the JENAM 2008 conference. Proceeding to appear in "Reviews in Modern Astronomy, 21" |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2009arXiv0903.3008C}}</ref><ref name="Desch07">{{저널 인용|
== 해왕성의 위성 ==
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