우주에는 다양한 행성이 있습니다.

우리가 잘 알고 있는  태양계 행성 중 가스 행성을 알아보겠습니다.

가스행성은 ,목성,토성,천왕성,해왕성입니다.

목성(Jupiter):태양계에서 가장 큰 행성입니다.태양에서 5번쨰로 가까운 거리에 있습니다.

목성형(또는 가스형)행성을 대표합니다.

목성은 갈릴레이 갈릴레오가 발켜냈습니다.

목성은 기체로 이뤄진 행성으로 전체 구성 성분의 약 89%가 수소이며, 약 10%는 헬륨입니다.. 그밖에 메테인(약 0.3%)과 암모니아(약 0.026%), 중수소화합물(HD; 약 0.0028%), 에테인(약 0.0006), 물(0.0004%)과 같은 물질이 소량 포함돼 있습니다. 이 중 암모니아와 물, 황화수소 암모늄(NH₄) 등은 입자 형태(에어로졸)로도 존재합니다.표면에서는 그림1과 같이 밝은 줄무늬, 어두운 줄무늬, 작고, 큰 반점 등이 관측된다. 밝은 줄무늬를 대(존;Zone)로, 어두운 줄무늬는 띠(벨트;Belt)라고 부릅니다. 대와 띠에서는 바람의 속도가 다르게 나타나며, 최근 주노호 탐사 결과에 따르면 이러한 줄무늬는 3,000 km 깊이까지 이어져 있으며 목성 중력장의 불균질성 때문에 그 깊이가 달라지는 것으로 밝혀졌습니다. 이러한 무늬는 목성 대기 연구에서 목성 표면의 지역을 구분하는데 쓰이기도 합니다.

토성(soil texture):토성은 누구나 알다시피 튼 고리를 가진 아름다운 행성입니다.

토성은 갈릴레이 갈릴레오가 처음 관측되었지만 그 행성이 토성이라는 것은 호이겐스 하위헌스 입니다.

토성의 대기에는 목성과 마찬가지로 띠가 존재하는데, 목성보다 희미하고 적도 면에서는 상대적으로 두껍습니다. 하지만, 상대적으로 목성에 비해 소용돌이의 수가 적고, 가끔 커다란 소용돌이가 나타나지만 목성의 대적점에 비해 아주 작다.토성 대기의 구성성분 또한 목성과 비슷하다. 지금까지 메탄, 암모니아, 에탄, 헬륨, 수소분자 등이 검출되었고, 그중에서 수소분자가 가장 풍부하다고 합니다.

토성 표면(구름의 윗부분)의 온도는 약 -176°C로 아주 낮습니다. 낮은 온도로 인해구름들이 낮은 고도에 위치하여 목성에 비하여 색이 뚜렷하지 않다. 토성 또한 목성처럼 태양으로부터 받는 에너지의 양보다 더 많은 에너지를 발산합니다. 하지만, 목성과 같이 중력수축에 의한 에너지로는 설명이 부족합니다. 천문학자들은 그 에너지의 원천을 헬륨 강우(Helium rain)에 두고 있습니다. 즉 다른 목성형 행성들에 비하여 대기 상층부에 헬륨이 적은 것으로 설명하는 것인데, 온도가 낮은 토성에서는 헬륨들이 아래로 하강하면서 액체수소 속을 지나갈 때 그 마찰에 의하여 에너지가 발생한다는 것입니다.

천왕성(Uranus):토성의 궤도를 넘어서면 청록색의 행성 천왕성이 존재합니다.

천왕성은 윌리엄 허셜이 처음 관측해 발켜냈습니다.

고리가 아주 세미하게 보입니다.

천왕성의 대기에는 수소가 약 83%, 헬륨이 15%, 메탄 2% 등이 포함되어 있으며, 반사율이 높은 암모니아와 황이 대기의 깊숙이 있을 것이다. 천왕성의 대기는 태양빛의 적색 파장을 흡수하고 청색과 녹색의 파장 상당량을 반사하기 때문에 전체적으로 청록색을 띤다.

적외선 관측에 의한 천왕성의 온도는 대략 -215°C이다. 이는 태양으로 받은 에너지보다 높게 방출되는 것으로 목성이나 토성과 같이 천왕성의 내부에도 열원이 있을 것이라 추정된다.방출되는 에너지는 목성과 토성, 해왕성에 비하여 매우 적은 편이며, 천왕성의 내부 에너지도 행성이 형성될 때 붕괴되는 가스들에 의한 중력에너지가 그 근원일 것이다.

천왕성의 내부는 목성, 그리고 토성과는 조금 다르다. 목성과 토성의 내부에는 높은 압력으로 인해 액체금속형태의 수소가 존재하지만, 천왕성은 내부 압력이 수소를 액체금속으로 변환시키기에는 부족할 것으로 추측된다.

따라서 대기에 있는 메탄과 암모니아의 얼음이 압력에 의해 이온화되어 존재할 것으로 추정하고 있다. 목성에 비하여 낮은 압력과 비슷한 정도의 밀도(약 1,271kg/m³),낮은 온도 등의 특징으로 미루어천왕성의 내부에는 수소와 헬륨의 함량이 적고, 암석과 얼음이 존재할 것으로 보고 있다.

천왕성은 자전축이 거의 황도면에 누워있는 형태로 자전을 한다.

천왕성의 자전은 매우 특이하다. 다른 행성과는 전혀 다르게, 자전축이 거의 황도면에 누워 있는 형태로 자전을 한다. 즉 천왕성의 적도면은 공전궤도면에 약 98° 기울어진 역회전을 하고, 주기는 약 -17시간 정도(‘-’는역회전임을 뜻한다.)이다. 이 자전주기를 구하는 방법에는 많은 어려움이 있었다. 자전축이 너무 기울어져 있는 탓에 도플러 효과를 적용하는 데 한계가 있었고, 지상관측을 통해 계산한자전주기는 오차가 있었다. 적외선 관측으로 실제 자전주기에 거의 근접한 값을 얻게 되었으나, 최종적으로는 보이저의 자기장 측정에서 천왕성의 자전주기를 결정할 수 있었다.

자전축의 기울기로 인해 극 주변이 적도 주변보다 많은 태양열을 받지만 신기하게도 전체적으로 온도가 균일한데, 이 이유는 아직 해명되지 않았다.

천왕성은 태양으로부터 약 28억 8천만km 떨어진 곳에서 공전을 하고 있고, 공전주기는 대략 84년이다. 천왕성도 역시 다른 행성들과 같이 타원의 형태로 태양을 공전하고 있고, 태양과 가까울 때는 약 27억 4천만km, 멀리 있을 때는 약 30억km까지 떨어진다. 그리고 다른 행성들에 비하여 느린 속도인 약 6.8km/s로 공전을 한다.

천왕성은 상대적으로 강한 자기장을 가지고 있다. 자기장의 축(자기장의 남쪽과 북쪽을 잇는 가상의 축)은 천왕성의 자전축에 비해 약 59° 기울어져 있다. 높은 에너지의 입자들이 천왕성의 자기 복사 대에 갇혀 있지만, 지구에서 발견될 수 있을 만큼 강하지는 못했다. 그 입자들은 보이저 2호에 의하여 발견되었다.

천왕성의 고리 관측 사진.

천왕성의 고리는 우연히 발견되었다. 천왕성의 물리적 특성을 알아보기 위해 식(천왕성이 배경의 별을 가리는 현상)을 관측하던 중 발견한 것이었다. 별빛이 천왕성에 가려지기 전에 수차례 밝기의 변화가 생겼고, 다시 나타날 때에도 같은 현상이 관측되었다. 이 관측으로 천문학자들은 별빛을 가리는 것은 천왕성의 고리라는 것을 알아냈다. 이렇게 지구에서의 관측으로 9개의 고리들이 발견되었다. 나머지 고리들은 보이저 2호와 허블 우주만환경으로 밝혀냈다. 천왕성의 고리가 지구에서 쉽게 발견되지 못한 것은 토성 고리 밝기의 약 1/300만 정도로 아주 어둡기 때문이다. 토성의 고리가 빛의 대부분을 반사시키는 데 반해 천왕성의 고리는 약 1%밖에 반사시키지 못하는 먼지와 소량의 검은 얼음알갱이로 이루어졌다.(너무 길어서 ~했다 라고 썼습니다)

해왕성(Neptune):해왕성은 태양계 행성중 가장 멀리 있습니다.

해왕성은 다른 목성형행성들처럼 기체로 이뤄진 가스형 행성이며 고체 형태의 표면이 없기 때문에 크기를 나타낼 때 1기압인 지역을 크기를 재는 기준으로 삼는다. 이 기준을 적용하면 해왕성의 크기는 적도 반지름이 지구의 3.883배인 24,764km, 극 반지름은 지구의 3.829배인 24,341km로 천왕성에 비해 근소한 차이로 작다.

해왕성은 망원경의 도움 없이 볼 수 없는 유일한 행성(2019년 3월 기준)이다. 발견되기 이전에 이미 그 위치가 수학적으로 예측됐다. 해왕성에 대한 최초의 관측기록으로는 이탈리아의 천문학자 갈릴레오 갈릴레이(Galileo Galilei, 1564년 2월 15일~1642년 1월 8일)가 그의 망원경을 이용해 1612년 12월 28일부터 1613년 1월 27일까지 해왕성의 움직임을 기록한 자료가 남아 있다. 그러나 당시 갈릴레오는 해왕성을 항성으로 잘못 생각했기 때문에 또 다른 행성이라고 생각하지는 못했다.

프랑스의 천문학자 알레시 부바르(Alexis Boubard, 1767년 6월 27일 ~ 1848년 6월 7일)는 천왕성의 궤도가 예상과 다르게 변하는 것을 관측하고는 발견되지 않은 행성의 중력에 의해 섭동받고 있다고 추론하기도 했다. 그 후 프랑스 수학자인 위르뱅 르베리에(Urbain Jean Joseph Le Verrier, 1811년 3월 11일 ~ 1877년 9월 23일)가 해왕성 궤도를 계산으로 처음 예측했고, 1846년에 요한 고트프리트 갈레(Johann Gottfried Galle, 1812년 6월 9일 ~ 1910년 7월 10일)는 르베리에가 계산으로 예측한 해왕성의 위치를 이용해 그 범위 안에서 해왕성을 처음 관측했다.

해왕성 대기는 천왕성과 비슷한 성분으로 이뤄져 있으며, 기체로 되어 있기 때문에 1기압(1 bar)을 표면으로 보고 그 위는 대기로 간주한다. 해왕성 표면은 천왕성과 비슷해 보이지만, 실제로는 천왕성과 달리 기상현상이 활발하게 일어난다. 해왕성 대기에서는 빠른 바람의 움직임이 관측되며, 강력한 폭풍의 경우 풍속이 600ms^-1에 달하기도 한다. 대기에는 구름이 나타나는데, 구름의 운동을 바탕으로 측정한, 대기의 이동속도는 -20ms^-1 ~ 400ms^-1에 달한다(부호는 방향을 나타낸다). 특히 해왕성 표면에서는 ‘대흑점(또는 대암점, Great Dark Spot)'이라 불리는 대규모 폭풍지역과 그보다 작은 '흑점'들이 발견되곤 한다.

천왕성 표면에서는 기상현상이 비교적 덜 활발한데 비해 해왕성에서는 더 활발하게 나타난다. 과학자들은 해왕성 내부에서 생성되는 중력 에너지보다 열에너지가 훨씬 크다는 점이 그 원인 가운데 하나라고 보고 있다. 즉, 해왕성은 태양에서 가장 멀리 떨어져 있는 행성이지만 태양계에서 가장 강력한 바람을 유지할 수 있는, 내부 열 에너지가 큰 행성이기도 하다.

그림 2. 허블우주망원경으로 관측한 흑점. 최근에는 보이저2호가 관측한 대흑점은 보이지 않으나 새로운 작은 흑점(Dark Spot)과 동반 구름이 허블우주망원경에 포착됐다.(출처: NASA, ESA, and M.H. Wong and J. Tollefson (UC Berkeley) )

해왕성은 기체로 이뤄진 행성으로 다른 목성형행성들과 구성 성분에 있어서는 차이를 보이지만, 구성 기체들은 종류가 비슷하다. 해왕성은 전체 성분의 약 80.0%가 수소이며, 약 19.0%는 헬륨, 메탄(CH)은 약 1.5%이다. 그 밖에 중수소 화합물(HD), 에탄(CH) 등이 소량으로 포함돼 있다. 또한 암모니아, 물, 황화수소 암모니아, 메탄과 같은 기체가 응결돼 얼음 형태의 입자(에어로졸)로 대기를 이루고 있다고 알려져 있다. 해왕성의 내부 압력은 최고 1000기압 이상이며, 1기압 위치에서는 온도가 약 72K(섭씨 영하 201도)로 낮다.

해왕성과 태양 사이의 거리는 천왕성과 태양 사이의 거리보다 1.5배나 더 멀기 때문에 해왕성은 천왕성이 받는 태양광의 40%밖에 받지 못하지만, 두 행성의 표면 온도는 서로 비슷하다. 보이저 탐사선의 적외선 분광탑재체(Infrared spectrometer and radiometer(IRIS)) 자료로 얻은 분석 결과에 따르면 내부의 중력에너지 때문에 해왕성은 태양에서 받는 에너지의 2.61 ± 0.28배를 방출한다.