화성의 이심률은 무엇인가요?
화성
화성의 궤도 이심률은 약 9%로 상대적으로 큰 편이다. 태양계에서 이보다 더 이심률이 큰 궤도를 가지는 행성은 수성밖에 없다. 태양까지의 평균거리는 약 2억 2천만 km(1.5 천문단위)이며, 공전 주기는 686.98일이다. 화성의 태양일(솔; sol)은 지구보다 약간 길어서 24시간 39분 35.244초 정도이다.
토성
토성에는 태양계에서 두 번째로 커다란 위성인 타이탄을 가지고 있다. 타이탄은 지름 약 5,150km, 질량 약 1.37x1023으로, 태양계 위성 중 목성의 가니메데 다음으로 큰 위성이다. 타이탄은 표면 중력이 작음에도 불구하고 온도가 낮아(약 -180°C) 짙은 대기를 가지고 있었는데, 1944년 천문학자 카이퍼(Gerard Peter Kuiper)는 타이탄의 대기에 메탄이 포함되어 있다는 것을 발견했다. 타이탄의 대기는 대부분 질소로 이루어져 있으며, 메탄과 아르곤, 그리고 미량의 수소분자, 일산화탄소 등이 존재한다.
HD 70642
2003년 이 별 주위를 긴 공전주기를 갖고 도는 외계 행성 하나가 발견되었다. 공전궤도의 이심률은 0.034 이며 항성과의 거리는 3.232 천문단위이다. 항성의 밝기가 태양과 비슷하여 생명체 거주가능영역도 태양계와 비슷하다.(1 천문단위 내외) 발견된 행성은 이 행성계의 1 천문단위 거리에 지구와 비슷한 행성이 안정적으로 존재하도록 만들어준다. 이런 면에서 HD 70642 계는 지금까지 발견된 외계행성계들 중 우리 태양계와 가장 비슷한 조건이라고 할 수 있다.
궤도 이심률
지구의 경우, (궤도 이심률) ≈ 0.0167 이고, 원지점 = 원일점 이며 근지점 = 근일점 이므로, 원지점과 근지점 간의 비율 r/r= (가장 긴 거리) / (가장 짧은 거리) ≈ 1.034 이다.
백조자리 16 Bb
우리 태양계 행성들 궤도와는 달리 백조자리 16 Bb의 궤도는 크게 찌그러져 있다. 항성에서 가까울 때는 0.54 천문단위로 수성과 금성 사이 거리까지 접근하나, 멀어질 때는 2.8 천문단위로 화성과 목성 궤도 중간까지 벗어난다. 이처럼 이심률이 큰 이유는 짝별 A의 중력 때문이다. 혼돈 이론에 따르면 b의 궤도는 천만 년 남짓 간격을 두고 그 모양이 원에 가까워졌다가 다시 지금처럼 찌그러짐을 반복한다고 한다.
목성
목성의 질량은 태양계의 다른 모든 행성을 합한 질량의 2.5 배로, 태양과 목성의 무게중심이 태양의 중심으로부터 1.068 태양 반지름, 즉 태양의 표면 위에 자리잡게 만들 만큼 매우 무겁다. 목성은 크기가 지구보다 훨씬 크지만 밀도는 상당히 낮다. 목성의 부피는 지구의 약 1,321 배이지만 질량은 지구보다 단 318 배 밖에 크지 않기 때문이다.[15][16] 목성의 반지름은 태양의 반지름의 약 1/10 배이며,[17] 그 질량은 태양의 질량의 0.001 배이다. 따라서 두 천체의 밀도는 비슷하다.[18] 목성의 질량(MJ 또는 Mjup)은 다른 천체, 특히 외계행성과 갈색왜성의 질량을 기술할 때 종종 사용된다. 예를 들면 외계행성 HD 209458 b의 질량은 0.69 MJ이며, 안드로메다자리 카파 b의 질량은 12.8 MJ이다.[19]
HD 28185 b
HD 28185 b의 공전주기는 1.04년이다. 이심률이 큰 예전 외계 행성들과는 달리 b의 궤도는 상대적으로 원형에 가깝다. b의 이심률은 0.07로 이는 화성과 비슷하다. b의 공전궤도는 생물권 내에 존재한다.
이오 (위성)
이오는 질량 대부분이 규산염질의 바위 및 철로 이루어져 있어서, 주로 물의 얼음과 규산염 광물의 혼합체로 이루어진 외태양계 위성들보다는 그 구성물이 지구형 행성에 가깝다. 이오의 밀도는 3.5275 g/cm로 태양계의 어떤 위성보다도 높은데, 다른 갈릴레이 위성들보다 확연히 높고 달보다도 밀도가 높다. 보이저호 및 갈릴레오 호가 측정한 이오의 질량, 반지름, 중력 계수(어떤 물체 내에 질량이 어떻게 분포되어 있는지와 관계 있는 수치)에 기초한 모형에 따르면, 이오의 내부는 규산염이 풍부한 지각과 맨틀, 황철광이 풍부한 핵으로 나누어져 있는 것으로 보인다. 이오의 철질 핵은 전체 질량의 약 20%를 차지한다. 핵의 반지름은 만약 구성물이 완전히 철로 이루어져 있다면 350~650 km, 철과 황이 섞여 있다면 550~900 km일 것이다. 갈릴레오 호의 자력계로는 이오 내부에 존재하는 자기장을 감지하지 못했는데 이는 중심핵이 대류 활동을 하지 않기 때문으로 보인다.
밀란코비치 주기
지구가 태양에서 가장 멀리 떨어져 있을 때, 즉 원일점에서 받는 태양 복사 에너지의 양과 태양에 가장 가까이 다가갔을 때, 즉 근일점에서 받는 태양 복사 에너지의 차이는 이심률 차이의 약 4배보다 조금 더 크다. 현재 궤도 이심률에서는 근일점과 원일점에서의 태양 복사 에너지의 차이는 약 6.8%이고, 거리 차는 3.4%(510만 km)이다. 현재 근일점은 1월 3일 근처에, 원일점은 7월 4일 근처에 위치한다. 공전 궤도의 이심률이 가장 클 때 근일점에서의 태양 복사 에너지의 양은 원일점에서보다 약 23%나 크다.
타원궤도 가스행성
백조자리 16이나 처녀자리 70의 주위를 도는 행성 이심률은 0.5가 넘기 때문에 행성이 아니라 갈색 왜성으로 간주하는 학설도 있었다. 그러나 이후 발견된 이심률 큰 천체들은 목성과 비슷한 질량을 지니고 있었다. 이후 타원궤도 가스행성은 외계 행성의 전형으로 널리 인정받게 되었다.
해왕성
두 번째로 발견된 해왕성 위성은 불규칙하게 생긴 네레이드로, 태양계의 위성들 중 궤도의 이심률이 가장 큰 천체 중 하나이다. 이심률이 0.7512 정도로, 해왕성으로부터 네레이드의 궤도 최원점까지의 거리는 네레이드의 근점까지의 거리의 7배나 된다.
1989년 7월부터 9월까지 보이저 2호는 해왕성의 위성을 6개 더 발견했다. 이 중 질량이 두 번째로 큰 프로테우스는 태양계의 불규칙 위성들 중에서 질량이 가장 커, 자체 질량으로 구형을 유지할 수 있는 한계의 바로 아래에 있는 것으로 보인다. 프로테우스가 해왕성의 위성들 중에서 질량이 둘째 간다고는 하지만 그 질량은 트리톤의 겨우 4분의 1밖에 되지 않는다. 해왕성에 가장 가까이 있는 네 위성 나이아드, 탈라사, 데스피나, 갈라테아는 해왕성의 고리에 거의 근접할 정도로 가까이서 해왕성을 공전한다. 이 네 위성의 바깥쪽에 있는 라리사는 1981년에 별을 엄폐하며 발견되었다. 이 엄폐 현상은 해왕성 고리의 원호 구조 때문으로 생각되었지만, 보이저 2호가 1989년에 해왕성을 탐사한 결과, 위성 때문에 일어난 현상으로 밝혀졌다. 2002년 ~ 2003년 동안 5개의 불규칙 위성이 더 발견되어 2004년에 발표되었다. 해왕성의 이름이 로마 신화의 해양신 넵투누스에서 유래했기 때문에, 해왕성의 위성들의 이름은 하위 해신들의 이름을 따서 명명되었다.
금성
금성은 태양 주위를 평균 거리 약 1억 600만 km를 두고, 224.7일을 주기로 공전하고 있다. 태양계의 행성들 중에서 금성의 궤도가 가장 원에 가깝다. 궤도 이심률은 0.01 이하이다. 내합 시에 지구에 가장 가까워지는데, 이때 거리는 약 4000만 km이다. 금성의 회합 주기는 584일이다.
태양계의 형성과 진화
태양계는 궁극적으로는 다가오는 수십억 년 동안 어떤 행성도 태양계에서 이탈할 가능성이 없고, 서로 충돌할 가능성이 없다는 점에서, "사실상 안전한 상태"이다. 그러나 그 이후는 50억 년 내로 화성의 이심률이 0.2까지 커져서 지구와 공전 궤도가 엇갈리게 되어 서로 충돌할 가능성이 있다. 같은 시기 안에 수성 이심률이 지금보다 커져서 금성 궤도 근처까지 접근하고, 금성의 중력에 영향을 받은 수성이 태양계에서 완전히 이탈하거나, 금성 또는 지구와 충돌하게 될 수도 있다. 이 중 수성과 금성이 충돌할 경우, 금성에 수성의 질량을 더한 새로운 행성이 태어날 것이다. 수성 궤도가 망가지면서 내행성들의 궤도는 혼돈 상태에 빠지며, 화성이나 금성이 지구와 충돌할 가능성도 있다.
칼리스토 (위성)
다른 평범한 위성들과 같이, 칼리스토의 자전 또한 동주기 자전이다. 칼리스토의 자전 주기 및 공전 주기는 약 16.7일이다. 궤도는 목성의 적도를 기준으로 해서 매우 약간 찌그러졌고 기울여졌으며, 궤도 이심률과 경사각은 태양과 행성들의 섭동에 따라 거의 주기적으로 변화한다. 궤도 이심률의 변화 범위는 0.0072~0.0076이고 경사각의 변화 범위는 0.20~0.60°이다. 이 궤도 변화는 아울러 자전축 기울기가 0.4~1.6° 사이로 변하게끔 만든다.
화성의 대기
화성의 대기는 96 %가 이산화 탄소, 1.9 %가 아르곤, 1.9 %가 질소 등으로 이루어져 있으며, 소량의 산소와 일산화 탄소, 수증기 등도 포함되어 있다. 몰 질량은 약 43.34 g/mol 정도이며, 2003년에 화성에서 메탄의 흔적이 발견된 이래로 화성의 대기에 관한 관심이 급증했는데, 그 이유는 메탄이 생명체의 존재를 암시하기 때문이지만 한편으로는 메탄이 그저 화성의 화산이나 열수성 활동 등의 지질학적 활동을 통해 생산된 것이라는 추측도 있다.
유성
평범한 유성보다 훨씬 밝은 유성을 말한다. 동양에서는 천구성(天狗星)이라고 불렀으며, 서양에서는 ‘fireball’이라 하는데, 이를 한자 용어로 ‘화구(火球)’로 번역했다. 국제천문연맹의 정의에 따르면, 화구는 지상에서 맨눈으로 볼 수 있는 행성들보다 더 밝은 유성을 말한다. 즉, 안시등급으로 -4등급보다 밝은 유성을 말한다. 유성을 연구하는 아마추어 천문가들의 모임인 국제유성기구는 국제천문연맹보다 더 과학적으로 정의하였다. 즉, 화구는 천정에서 보면 안시등급이 -3등급보다 밝은 것이라고 하였다. 이것은 지평선 근처의 하늘이 천정보다 더 밝고, 또한 유성에서 나온 빛이 대기를 통과해 오는 거리가 더 멀다는 점을 보정하여 생각하는 것이다. 즉 고도가 5도인 유성이 -1등급으로 관측되더라도 실제로 그 유성이 발생한 곳의 바로 아래에 있는 사람은 -6등급으로 보게 될 것이므로 화구로 취급한다는 것이다.
게자리 55 f
게자리 55 f는 어머니 항성으로부터 0.781 AU 떨어져 있으며 한바퀴 도는 데 260일 걸린다. 게자리 55 f를 발견하는 데 사용된 시선 속도법의 한계는, 오직 해당 행성의 최소 질량만을 알 수 있다는 것이다. f의 최소 질량은 목성의 0.144배 또는 해왕성 질량의 2.67배이다. 케플러의 행성운동법칙에 따르면 게자리 55 A의 시선속도 자료로 f의 궤도가 거의 원형에 가까운 것으로 나오나, 이심률 0 ~ 0.4 범위는 적합도(適合度)의 피어슨 카이제곱검정에 별다른 영향을 주지 못한다. 따라서 이심률 대표값은 0.2±0.2로 나타낸다. 행성끼리의 상호작용을 고려한 뉴턴의 운동 법칙에 따르면, f의 이심률은 0.0002로 거의 원에 가깝게 나온다. 게자리 55 f의 질량은 우리 태양계의 두 그룹, 가스 행성인 목성 및 토성과, 얼음 가스행성 천왕성 및 해왕성의 중간단계 수준이다.
양자리 베타
베타는 분광쌍성이다. 동반성은 주성의 주위를 매우 큰 이심률(0.88)을 그리면서 107일에 한 바퀴 공전한다.
유로파 (위성)
유로파의 궤도 긴반지름은 670,900 km이며, 3.5일에 한 번 목성 주위를 돈다. 궤도 이심률은 0.009로 거의 원에 가깝고, 목성의 천구적도에 대한 궤도 경사는 0.470 °이다. 다른 갈릴레이 위성들처럼 유로파는 조석 고정이 되어 있어서 목성에 대해 항상 한쪽 면만을 보인다. 이 때문에 유로파 표면에는 목성 직하점이 있으며 여기에서 바라본 목성은 관측자 머리 위 하늘 가운데에 고정되어 있는 것처럼 보일 것이다. 유로파의 본초 자오선은 이 지점을 관통하는 선이다. 유로파의 공전을 연구한 결과, 조석 고정 상태가 완전하지 못한 상태이기 때문에 유로파가 목성과 맞대고 있는 면이 조금씩 달라질 것이라고 예측된다. 현재의 이론에 따르면, 유로파는 과거에 공전보다 자전을 더 빠르게 했다. 이는 내부 질량 분포가 비대칭 상태이거나 지하 바다가 있을 가능성을 시사하고 있다.
유로파의 궤도는 근처 다른 위성들이 미치는 중력 때문에 약간 찌그러져 있는데 이는 유로파의 목성 직하점이 평균 위치 근처에서 왔다갔다 하게 만든다. 유로파가 목성에 가까이 오면 목성으로부터 멀리 있을 때보다 중력이 강해져 유로파의 모양을 변형시키고, 유로파가 목성으로부터 먼 지점으로 이동하면 중력이 약해져서 유로파가 다시 원래 모습으로 되돌아가게 된다. 이러한 운동이 표면을 쥐어짜며 조석 가속 현상을 만든다. 유로파의 궤도 이심률은 이오와의 궤도 공명으로 유지된다. 따라서, 이 유로파의 조석 가속은 유로파의 내부가 움직이면서 마찰열을 만들어, 바다가 얼지 않게 하는 에너지를 만든다. 이 에너지의 궁극적인 발생 원인은 이오가 공전하기 때문이다. 목성 주위를 돌 때, 이오가 목성으로부터 에너지를 받고, 그 에너지를 유로파와 가니메데로 보내기 때문이다.
궤도 이심률
옆의 표는 모든 행성들과 왜행성, 그리고 몇몇 소행성, 혜성, 위성들을 표시해 놓았다. 수성은 태양계 행성 중 가장 이심률이 크며("e" = 0.2056), 이 때문에 수성은 근일점에서 원일점보다 두 배 정도의 태양 복사를 더 받는다. 한편, 명왕성이 2006년 행성 자격을 잃어버리기 전까지는 행성 중 이심률이 가장 컸었다("e" = 0.248). 몇몇 해왕성 바깥 천체들은 두드러질 정도의 이심률을 갖고 있으며, 이는 왜행성 에리스(0.44)도 포함한다. 심지어는 90377 세드나는 매우 큰 이심률(0.855)을 갖고 있는데, 세드나의 원일점은 937 AU, 근일점은 76 AU로 측정되었다.
화성
화성의 좌표를 설정하기 위하여서는 자오선과 0점 고도가 정해져야 한다. 화성에는 바다가 없기 때문에, '해수면'이 없어서, 0점 고도면이나 평균 중력 표면이 임의의 지점으로 선택될 수밖에 없다. 또한 적도와는 달리 경도의 기준점은 임의로 선택이 가능하기 때문에 공통된 규약을 정할 필요가 있다. 그리하여 임의적으로 사이너스 메리디아니(Sinus Meridiani, 적도만('Equatorial Gulf')) 안의 분화구가 0점 자오선을 나타내는 것으로 선택되었다.
팔렬 성운
중심별은 이중성이며, 하나는 +10.0등성이고, 다른 하나는 +16.0등성이다. 표면온도는 100,000 K 정도로 매우 높으며, 성운 안에서 자외선을 방출하고 있다.
HD 107148 b
HD 107148 b는 최소 질량이 토성의 70퍼센트 수준인 외계 행성이다. 토성과는 달리 이 행성은 어머니 항성에 매우 가까이 붙어 있다(0.269 천문단위). 그러나 궤도는 비교적 원에 가까워, 토성 이심률과 거의 비슷한 궤도 모양을 보인다.
HD 41004 Ab
HD 41004 Ab는 화가자리 방향으로 지구로부터 약 139광년 떨어진 곳에 있는 외계 행성이다. 이 행성의 최소 질량은 목성의 2.56배이며 어머니 항성 HD 41004 A로부터의 거리는 1.70 천문단위이다. 공전 궤도는 이심률이 매우 큰데 이는 어머니 항성의 짝별 HD 41004 B의 중력적 섭동 때문이다. 항성으로부터 가까울 때는 0.44, 멀어질 때는 2.96 천문단위까지 물러난다.
이오 (위성)
이오의 대기는 목성의 자기장에 의해 계속해서 제거되어 이오를 둘러싸고 있는 중성 구름이나 이오의 플라스마 토러스 쪽으로 이동한다. 매 초마다 이오의 대기에서 약 1톤의 물질이 제거되었다가 다시 끊임없이 채워지기를 반복한다. 이산화 황(SO)을 가장 많이 방출하는 원천은 화산으로, 평균적으로 매 초마다 이오의 대기에 10kg의 이산화 황을 방출하며, 이는 다시 응축되어 표면으로 떨어진다. 이오의 대기 중에 존재하는 이산화 황의 양은 태양 빛이 표면에서 고체 상태로 존재하는 이산화 황을 지속적으로 승화시킴으로써 유지된다. 따라서 낮 동안에는 태양 빛을 많이 받아 따뜻하고 화산 활동이 활발한 적도에서 위도 40°까지의 지역에 대기가 집중되어 있다. 또, 관측 결과에 따르면 목성을 마주보지 않는 면에 이산화 황이 풍부하게 존재하므로 이 지역에서의 대기 밀도가 비교적 높으며, 이오가 태양과 가까울 때에도 대기 밀도가 증가하는 것이 확인되었다. 그러나 화도 인근에서 가장 높은 밀도가 관측된 적이 있는 것을 고려하면 화산 폭발로 인한 기체의 분출도 이오의 대기에 큰 영향을 미치는 것으로 보인다. 대기 중의 이산화 황 농도는 표면 온도와 밀접하게 연관되어 있기 때문에 밤이 되거나 이오가 목성의 그림자 뒤에 가려졌을 때는 이오의 대기 일부분이 사라지게 된다. 목성에 의한 일식 동안에는 이러한 현상이 비교적 덜한데, 이는 이오의 대기 중에서 가장 적게 포함되어 있는 일산화 황이 층을 이루기 때문이다. 그러나 밤 시간 동안 이오의 대기의 양은 낮에 대기 농도가 최대일 때보다 2배에서 4배 정도 낮아진다. 이오의 대기에서 소량을 차지하는 염화 나트륨(NaCl), 일산화 황(SO), 산소 원자(O), 황 원자(S) 등은 화산 가스의 분출, 광분해 및 태양 자외선 복사로 인한 이산화 황(SO)의 분해에 의한 것이거나 목성의 자기장에서 날아온 대전된 입자들이 이오의 표면에 충돌하여 입자들이 대기 중으로 방출된 것에서 유래된 물질이다.
이심률
이심률 "e"는
로 정의할 수 있다. 이때 formula_2는 긴 반지름, formula_3는 짧은 반지름이다.
SWEEPS-04
이 천체의 질량은 목성의 3.8배이며 지름은 목성의 81퍼센트에 불과하여 토성보다도 작은데, 그 이유로는 내부에 무거운 물질이 풍부하게 존재하기 때문이다. 어머니 항성으로부터의 거리는 820만 킬로미터로 한 바퀴 도는 데 4.2일 걸린다. 공전궤도의 이심률은 0에 가깝다.
은하중심
현재 은하중심에서 항성은 새로 태어나고 있지는 않아 보이지만, 은하중심을 도는 분자 구름의 핵주위원반지대는 항성이 탄생하기에 적합한 조건을 갖춘 곳으로 보인다. 안토니 스타크, 크리스 마틴은 2002년 은하중심 주위 400광년 이내의 가스 밀도를 지도로 그려 냈는데, 여기에는 태양 질량의 수백만 배에 이르는 고리가 있었으며 항성이 탄생하기에 충분한 밀도의 물질이 존재하고 있었다. 이들은 약 2억 년 내로 은하중심에서, 현재의 수백 배에 이르는 비율로 항성들이 빠르게 태어나고 초신성으로 일생을 마치는 스타버스트 사건이 발생할 것으로 내다봤다. 스타버스트와 함께, 물질들이 블랙홀로 떨어지면서 은하 제트 현상도 일어날 것이다. 우리 은하는 5억 년마다 한 번씩 스타버스트 사건을 겪는 것으로 생각된다.
센타우루스 소행성군
위 다이어그램에서 천체의 중심을 관통하는 빨간 선은 왼쪽 근일점부터 오른쪽 원일점까지 이어지며, 선의 길이가 궤도 이심률을 나타낸다. 센타우루스군의 궤도 이심률 범위는 높은 것(5145 폴루스, 8405 아스볼루스 등)부터 거의 원 궤도(10199 커리클로, 32532 테레우스 등)에 이르는 것까지 다양하다.
항성
태양 질량: M ⊙ = 1.9891 × 10 30 {\displaystyle M_{\odot }=1.9891\times 10^{30}} kg[26]태양 광도: L ⊙ = 3.827 × 10 26 {\displaystyle L_{\odot }=3.827\times 10^{26}} W[26]태양 반지름: R ⊙ = 6.960 × 10 8 {\displaystyle R_{\odot }=6.960\times 10^{8}} m[27]
성운
또 다른 성운들은 행성상 성운을 형성할 것이다. 행성상 성운은 지구의 태양과 같은 낮은 질량의 별들의 일생의 최종단계이다. 이러한 별들은 질량이 태양의 8~10배 정도 이상의 적색 거성으로 진화하고, 대기가 맥동하는 동안에 천천히 바깥층을 잃어버리게 된다. 충분한 양의 물질을 별에서 잃어버렸을때 온도가 올라가고 성운 주변을 이온화 시키기에 충분한 자외선을 방출한다. 이것의 97%는 수소이고 3%는 헬륨이다. 이것의 주된 목적은 내부의 평행을 이루기 위한 것이다.원시 행성상 성운은 강한 자외선을 방출하는 반사 성운의 한 종류이다. 정확히 원시 행성상 성운이 행성상 성운으로 될 때의 단계는 중심별이 온도에 의해서 결정된다.
게자리 55 c
게자리 55 c의 공전 궤도는 55 항성계의 다른 행성들에 비해 상대적으로 이심률이 큰 편이다. 근일점과 원일점의 거리는 19퍼센트 차이난다. c와 게자리 55의 거리는 태양과 수성 거리보다 더 가깝지만, 뜨거운 목성들에 비하면 좀 떨어져 있다. c는 게자리 55 b와 3:1의 궤도공명을 보이는 것으로 관측되나, 컴퓨터 모의실험에 따르면 이 둘은 실제로는 공명 상태에 있지 않은 것으로 드러났다.
3 유노
유노의 궤도는 세레스나 팔라스에 비해 태양과 가깝다. 궤도 경사각은 약 12°, 이심율은 명왕성보다 훨씬 크다. 이런 높은 이심율 때문에 근일점에서는 위의 두 소행성보다 태양에 훨씬 가깝지만, 원일점에서는 훨씬 멀다. 유노의 이심율은 1854년, 33 폴리힘니아가 발견되기 전까지는 가장 이심율이 큰 소행성이었다. 한편, 지름 200 km 이상인 소행성 중에서는 324 밤베르가가 더 이심율이 크다.
점성술의 행성
화성은 황도대의 각각의 별자리에서 약 57.25일씩을 지내며 687일 주기로 태양을 공전한다. 또한 이것은 궤도에서 바깥쪽으로는 가장 첫 번째 행성으로써, 태양을 따라 지지 않는 첫 번째 행성이 된다. 화성은 두 양극에 영구한 빙원들을 가지고 있다. 극지방의 겨울 동안은 계속되는 어둠 속에 놓이게 되어, 표면이 냉각되고 대기의 25~30%의 퇴적물이 CO2의 얼음(드라이아이스) 판(板)을 야기시킨다.
이오 (위성)
지구나 달과는 달리 이오의 내부열은 방사성 동위원소 붕괴보다는 조석 소산이 주원인이다. 이 내부열은 목성과의 거리, 궤도 이심률, 이오의 내부 조성물 및 물리적 상태로 인해 발생한다. 유로파·가니메데와 이오가 이루는 라플라스 공명은 이오의 궤도 이심률을 유지하며, 이오 내부의 조석 소산이 공전궤도를 원형으로 만들지 못하게 막는다. 이 공명작용은 이오와 목성 사이 거리가 일정하게 유지되도록 만들며, 만약 이 힘이 없을 경우 목성이 증가시키는 조석력으로 이오는 천천히 나선 궤도를 그리면서 목성으로부터 멀어질 것이다. 이오의 조석팽대부는 공전궤도상 원점과 근점에서의 수직차(差)가 약 100 m에 이른다. 이처럼 변덕스럽게 잡아당기는 조석력 때문에 이오 내부에서는 '마찰' 또는 조석 소산이 발생하면서 엄청난 조석열을 만들어내고, 이오의 맨틀 및 핵 상당량을 녹인다. 만약 다른 위성과의 공명작용이 없다면 이 마찰 에너지는 이오의 궤도를 원형으로 만들었을 것이다. 이 에너지는 방사성 붕괴만으로 생성되는 에너지량의 200배가 넘는다. 내부열은 화산활동 형태로 풀려나며, 막대한 열의 흐름을 생성한다.(위성 전체: 0.6 ~ 1.6×10 W) 이오 공전궤도 모형에 따르면 이오 내부 조석열의 양은 시간이 지나면서 변하는데, 현재 조석 소산의 크기는 관측되는 열의 흐름과 일치한다. 반면 조석열·대류 모형의 점성 프로파일에 따르면 표면으로 나오는 맨틀 열대류와 조석 소산의 크기는 일치하지 않았다.
궤도
행성계; 행성, 왜행성, 소행성, 혜성 그리고 우주 잔해는 타원궤도 안에서 중심 별들의 궤도를 돈다. 특정 중심별에 대하여 포물선 혹은 쌍곡선 궤도안의 혜성은 그 별에 중력으로 묶여있지 않으므로 별의 행성계 일부분으로 고려되지 않는다. 지금까지 혜성은 독특한 쌍곡선 궤도로 우리 태양계에서 발견되어오지 않았다. 행성계 안에서 중력으로 하나의 행성에 묶여있는 물체는 위성이든 인공위성이든 그 행성에 대한 궤도를 따른다.
상호간의 중력 변화 때문에 우리 태양계안에 있는 행성의 이심궤도는 시간에 따라 변화한다. 태양계에서 가장 작은 행성인 수성은 가장 큰 이심궤도를 가진다. 현재 화성은 수성 다음으로 큰 이심률을 가지는 반면 금성과 해왕성의 궤도는 가장 작은 이심률을 가진다.
두 물체가 서로의 궤도를 돌 때 근점은 두 물체가 서로 서로 가까이 있을 때의 점이고 궤도 최원점은 서로로부터 가장 멀리 떨어져 있을 때의 점이다.(더 특정한 용어는 특정 물체에 사용된다. 예를 들어 근지점과 원지점은 각각 지구 궤도의 가장 낮은 부분과 가장 높은 부분이다.)
타원 궤도 안에서 궤도를 선회하는 궤도 계에 있는 물체 중심은 두 물체의 하나의 초점에 놓일 것이고 다른 초점에는 아무것도 존재하지 않을 것이다. 행성이 근점에 접근할 때 행성은 속도를 높일 것이다. 행성이 원지점에 접근하면 행성은 속도를 낮출 것이다.
포말하우트
2013년 1월 포말하우트 b의 공전궤도가 예상보다 이심률이 훨씬 큰 것을 발견했다. 이에 따르면 b는 항성에 가까워질 때에는 종전 예측치보다 세 배 가까이 다가갔다가 멀어질 때에는 주띠(main belt) 바깥까지 물러날 것이다. 이처럼 예상 외의 궤도형태를 보이는 원인으로 숨겨진 행성이 중력적인 영향을 끼치고 있을 가능성이 제기되었다.
글리제 876 c
글리제 876 c는 바로 밖을 돌고 있는 글리제 876 b와 2:1의 궤도공명 비율을 보인다. 이로 인해 두 행성은 서로 중력적으로 영향을 강하게 받고 있으며 둘의 공전 궤도는 흔들리면서 궤도 요소가 빠르게 변하고 있다. c는 우리 태양계 내에 있는 어떤 행성들보다도 이심률이 큰 궤도를 그리고 있다. 궤도 긴반지름은 0.1303 천문단위에 불과한데 이는 태양과 수성 사이 거리의 3분의 1에 불과하다. 그럼에도 불구하고 어머니 항성이 어두운 적색 왜성이기 때문에 글리제 876 c는 생물권 내에서 항성에 가까운 쪽에 자리잡고 있다.
이아페투스 (위성)
이아페투스(Iapetus)는 토성의 23번째 위성이다. 토성으로부터 약 356 만 km 정도 떨어져 있고, 이심률은 0.028 정도이며 지름은 약 1494.8 km 정도이다. 이는 토성의 위성 중 3번째로 큰 것이며, 공전 주기는 약 80 일이고, 자전 주기 역시 동주기 자전으로 인하여 공전 주기와 같은 80일 정도이다. 적도에는 태양계 최대의 산맥이 존재하는데 높이는 4,509m 정도이고, 최대 높이는 13 km 일 것으로 보인다. 이아페투스의 한쪽 표면은 흰 눈으로 덮여있는데 반해, 한쪽 표면은 먼지로 시커멓게 뒤덮여있다. 이아페투스의 이러한 비정상적인 모습은 최근 카시니호("Cassini")가 이아페투스에 여러 가지 물리적 작용이 일어남으로 인한 것임을 밝혀냈다. 이아페투스는 1671년 10월 25일, 조반니 도메니코 카시니가 발견하였다.
볼프 424
볼프 424 항성계의 공전 궤도 반지름은 4.1천문단위이며, 이심률은 0.28이다. 두 별은 질량 중심을 기준으로 16.2년에 1회 공전한다.
구상성단
유효반경 안에 들어온 항성들 중에는 우리의 시선 방향에 위치한 별들도 있음을 명심하자. 그래서 이론천문학자들은 성단의 총 질량의 절반이 되는 반경인 반질량반경(formula_4)을 또 설정한다. 반질량반경이 전체 크기에 비해 상대적으로 작으면, 그 구상성단은 핵의 밀도가 높은 것이다. 이러한 사례로는 메시에 3이 있는데, 이 성단의 겉보기 크기는 18 각분이지만 반질량반경은 1.12 각분에 불과하다.
이심률
기하학에서 이심률(離心率, )은 원뿔 곡선의 특성을 나타내는 값이다. 원뿔 곡선이 원에서 벗어나는 정도를 나타낸다고 볼 수 있다.
화성
화성의 내부를 설명하는 이론에 따르면, 화성 핵의 반지름은 약 1,480km로 주로 철과 15~17%의 황으로 이루어져 있다. 황화철의 핵은 부분적으로 용융되어 있으며, 지구의 핵에 비하면 가벼운 원소의 함량이 약 2배정도 된다. 핵은 규산염질 맨틀에 둘러싸여 있다. 맨틀은 화성에서 볼 수 있는 많은 판구조 활동과 화산 활동을 일으켜 왔으나 현재는 더 이상 활동하지 않는다. 화성 지각의 두께는 약 50km이고, 최댓값은 125km정도이다.
세페우스자리 감마
이 별은 지구에서 약 50광년 떨어져 있으며 겉보기 등급은 3.22이다. 쌍성 둘 중 밝은 쪽은 분광형 K1의 오렌지색 준거성이다. 작고 어두운 쪽은 궤도가 정확히 밝혀지지 않은, 적색 왜성이다. 현재 이 반성의 궤도에 대한 가장 유력한 예측값은 주성과 10~29천문단위 떨어져서 70±16년 주기로 공전하는 것이다. 예상 이심율은 0.439±0.06이다.(코찬 연구진의 2002년 자료)
COROT-4b
이 행성의 질량은 목성의 73퍼센트 수준이며, 반지름은 목성보다 16.8퍼센트 더 크다. 질량에 비해 큰 반지름으로 미루어 보아 어머니 항성에서 받는 열 에너지 때문에 상층 대기가 팽창해 있는 것으로 보인다. 어머니 항성과의 거리는 0.0925 천문단위이며 이심률은 0에 가깝다.
C/2013 A1
2014년 10월 20일, 이 혜성은 화성으로부터 겨우 86,000마일, 환산 13만 8천 킬로미터 떨어져 있는 지점을 통과한다. 발견 초기 예상에서는 이 혜성이 화성에 충돌할 것으로 추정되었고, 확률은 대략 600분의 1(~0.17%), 위력은 최고 TNT 24경 톤에 달할 것으로 보였다. 그러나 이후 관측 자료가 많아지면서 충돌 확률은 12만 분의 1 이하로 내려가 충돌 가능성은 사실상 없는 것으로 확인되었다.
목성
목성은 태양과의 무게중심이 태양의 체적 바깥에 위치한 유일한 행성으로, 그 무게중심은 태양 표면으로부터 태양 반지름의 7% 밖에 위치한다.[60] 목성과 태양 사이의 평균 거리는 7억 7,800만 km(지구와 태양 사이의 평균 거리의 5.2배, 즉 5.2 AU)이며 11.86년마다 한 번씩 공전을 완주한다. 이 주기는 토성의 공전주기의 2/5배로, 즉 태양계에서 가장 큰 두 행성은 5:2 궤도공명을 이루고 있다.[61] 목성의 타원궤도는 지구에 대해 1.31˚ 기울어져 있다. 0.048의 궤도이심률 때문에 태양에 대한 목성의 거리는 가장 가까운 지점(근일점)에서부터 가장 먼 지점(원일점)까지 약 7,500만 킬로미터 차이난다.
항성
황새치자리 AB의 반성 황새치자리 AB C의 질량은 목성의 93배에 불과하며, 이는 지금까지 관측된 중심핵에서 핵융합을 하는 항성 중 가장 작은 존재이다.[79] 태양과 중금속 함유량이 비슷한 별은 이론적으로 중심부에서 핵융합 작용을 일으켜 항성이 되기 위해서는 최소 목성 질량의 75배가 되어야 한다.[80][81] 그런데 최근 아주 희미한 별들을 연구한 결과 금속 함유량이 매우 낮은 천체가 항성이 되기 위해서는 최소 태양 질량의 8.3퍼센트 또는 목성 질량의 87배가 되어야 하는 것으로 밝혀졌다.[81][82] 질량이 가스 행성과 항성의 중간 정도 되어 핵융합 작용을 일으킬 상태가 되지 못하는 천체를 갈색 왜성으로 부른다.
태양계
목성(태양에서의 거리 5.2AU)은 태양계의 8행성 중 가장 거대하고 무거운 천체로, 그 질량은 지구의 318배로 목성을 뺀 다른 행성을 다 합친 것보다 2.5배나 더 무겁다. 목성은 대부분 수소와 헬륨으로 이루어져 있다. 목성은 내부열이 강력하게 발생하고 있어, 표면에 자전 방향과 평행한 줄무늬 모양의 띠와 대적반과 같은, 반영구적인 대기 구조를 만든다. 목성은 많은 위성을 거느리고 있으며, 알려진 숫자만 63개이다. 그중 가장 질량이 큰 가니메데, 칼리스토, 이오, 유로파, 네 개는 내부열이나 화산 활동이 일어나는 등 암석 행성과 비슷한 면모를 보여준다[58]. 이 중 가니메데는 태양계 위성 중 부피와 질량이 가장 크며, 심지어 수성보다도 부피가 크다(다만 질량은 작다).
허큘리스자리 뮤
주성 A는 분광쌍성이거나, 혹은 큰 질량의 행성을 거느리고 있을 가능성이 있다. 만약 동반 천체가 존재한다면, 이들은 17.2천문단위 떨어져 있으며 궤도 이심률은 0.34일 것이다. 그럼에도 불구하고 이런 천체의 존재는 아직 검증되지 않았다.
해왕성 탐사
1949년에 발견되긴 했지만 알려진 바가 거의 없던 네레이드는 태양계의 위성들 중 궤도의 이심률이 가장 큰 천체 중 하나이다. 트리톤은 보이저 2호가 태양계에서 만난 마지막 고체 천체로, 활동적인 간헌철과 극관을 가지고 있으며 희박한 대기와 역시 희박한 구름도 있다.
미국 항공 우주국은 해왕성에도 카시니-하위헌스 호 같은 탐사 임무를 진행시키려고 했지만, 어떤 성과를 뽑아내기에는 예산 문제와 다른 제약들이 너무 심하다.
글리제 876 b
글리제 876 b는 보다 안쪽을 돌고 있는 글리제 876 c와 1:2의 궤도공명 비율을 보이며(이는 글리제 876 b가 항성을 한 바퀴 돌 동안 c는 두 바퀴 돈다는 의미이다), 두 행성은 중력적 영향을 서로 강하게 주고받는다. 이로 인해 b의 궤도는 떨리며 궤도 요소는 빠른 속도로 변화한다. b의 공전 궤도 이심률은 작으며 그 값은 태양계의 행성들과 비슷하다. 궤도 긴반지름은 0.208 천문단위에 불과한데, 이는 태양과 수성 사이 거리의 절반이 못 된다. 그러나 글리제 876은 태양보다 훨씬 어둡기 때문에 이 정도 거리는 생명체가 탄생할 수 있는 영역 중에서 바깥쪽 부분에 해당된다.
사달타게르
두 별은 질량 중심을 587일에 한 번 돈다. 항성계 구성원 공전궤도 긴반지름은 지구 관측자가 볼 때 3.8초각 너비이며 궤도이심률은 0.4이다. 궤도면은 시선방향에 대해 138.2도 기울어져 있다.
행성 거주가능성
태양계 생성 초기 목성의 역할은 지금과는 차이가 있었다. 목성은 소행성대 천체들의 궤도 이심률을 크게 만들어서 이들 중 많은 숫자가 지구 궤도와 교차하게 만들었으며, 이들 소행성들은 지구에 중요한 휘발성 물질들을 공급했다. 지구 질량이 지금의 절반에 이르기 전 목성에서 토성 지역에 있던 얼음 덩어리들과 작은 천체들은 목성의 중력적 섭동(토성도 여기에 일정량 기여를 했다)을 통해 지구에 물을 공급했다. 따라서 현재 목성이 지구를 소행성 폭격에서 보호하는 역할을 한다면, 과거 목성은 생명체에게 필수적인 물질들을 지구에 공급해 주는 역할을 했다.
크루거 60
보통 두 별은 9.5 천문단위 떨어져 있으며 이는 태양에서 토성 사이 거리와 비슷하다. 다만 두 별의 공전 궤도는 이심률이 크기 때문에 가까워졌을 때는 5.5 천문단위까지 접근했다가, 가장 멀 때는 13.5 천문단위까지 떨어진다.
양자리 30 Bb
이 행성의 최소 질량은 목성의 10배에 가깝다. 궤도경사각이 밝혀지지 않았기 때문에 양자리 30 Bb의 실제 질량은 밝혀지지 않았다. 십여 년 내로 측정천문학적 기술을 이용하여 이 천체의 궤도경사각을 밝혀낼 수 있을 것이며, 결과에 따라 이 천체가 행성인지 갈색 왜성인지를 판가름지을 수 있을 것이다. 다만 최소 질량을 기준으로 놓고 보더라도 이 행성은 내부열 때문에 표면 온도는 수백 켈빈 정도로 뜨거울 것이다. b가 어머니 항성으로부터 떨어진 거리는 지구와 태양 거리보다 고작 0.005 천문단위(70만 킬로미터) 가까울 정도로 비슷하다. 그러나 이는 평균거리이며, 실제 b의 이심률은 매우 크다. b는 별에 가까울 때는 0.708 천문단위까지 다가서며(이는 금성 거리보다 좀 더 가깝다), 멀어질 때는 1.283 천문단위까지 물러난다(이는 지구와 화성의 중간 정도 거리이다). 이 행성은 수많은 외계 위성을 거느리고 있을 가능성이 있다. 가능성은 적으나 화성, 지구 혹은 그보다 더 무거운 슈퍼지구급 천체를 아들 위성으로 거느릴 수도 있을 것이며, 이런 위성에서는 외계 생명이 자라날 수도 있다.
궤도 이심률
태양계 소행성들은 대부분 0 ~ 0.35 내외의 값을 가지며, 평균값은 0.17이다. 비교적 큰 이심률의 값은 과거에 일어났던 충돌이나 목성의 영향에 의해 그런 것으로 생각된다.
해왕성
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.
HD 69830 d
공전 궤도 이심률은 낮아 우리 태양계 행성들과 비슷하다. d의 공전궤도 반지름은 0.63 천문단위로 태양계 수성 궤도와 비슷하다. 그러나 HD 69830은 태양보다 어둡고 활동 또한 약한 별이기 때문에 d의 궤도가 이처럼 가까워도 물이 액체 상태로 존재 가능한 환경이 형성되어 있다.
항성
주계열 단계에 있는 항성의 온도는 중심핵에서 핵융합 작용을 하는 강도 및 반지름에 따라 결정되며 보통 색지수로 표시한다.[87] 온도는 보통 유효 온도로 표시하며 이는 표면 전체에서 균일한 밝기의 복사 에너지를 방출하는 이론적 흑체의 온도이다. 유효 온도는 단지 대푯값일 뿐 실제 항성의 경우 중심핵에서 표면까지의 거리가 멀수록 실제 온도는 감소한다.[88] 항성의 중심핵 부분의 온도는 수백만 켈빈에 이른다.[89]
HD 5319
HD 5319 b는 목성질량의 두 배 정도 되는 외계 행성이고, 가스 행성으로 분류할 수 있다. 이 행성의 궤도 이심률은 작은 편이며, 항성으로부터 1.53 ~ 1.95 천문단위 떨어진 곳을 1.8년 주기로 공전하고 있다.
궤도 이심률
또는 중력의 경우에는 다음과 같다.
조석 가열
조석 가열()은 조석 굴곡 과정에 의해 생겨나며, 자전/공전 에너지가 행성이나 위성에 열로서 방출되는 현상을 예기한다. 목성의 위성인 이오는 태양계에서 가장 화산 활동이 활발하고, 표면에는 충돌구가 없다. 이는 목성의 기조력이 이오를 짓눌르기 때문이다. 이오의 궤도 이심률 때문에 이오의 조석 팽창 정도가 궤도를 돌며 큰 차이(약 100m 정도)가 생겨나, 이오의 내부가 가열된다. 비슷하지만 강도가 조금 약한 과정이 유로파에서도 일어나는데, 이 과정으로 생긴 열이 유로파의 얼음의 하부를 녹였다고 추정되고 있다. 토성의 위성인 엔셀라두스 또한 유사하게 얼음 표면 아래에 액체 상태의 물이 존재한다고 추정된다. 엔셀라두스의 수증기 간헐천에서 수증기가 뿜어져 나오는 과정에 필요한 열을 조석 가열 과정에서 공급받는다고 추측되고 있다.
로슈 한계
더 정확하게 로슈 한계는 함수 f가 유계이어서 인력이 최대가 되는 이심률이 있다는 사실에 의해 결정된다. 여기서 f는 구를 타원체의 모양으로 만든 힘의 비선형적인 측정으로 생각할 수 있다. 위성이 모행성에 접근할수록 조석력이 증가하므로 타원체가 조석력에 의해 부서지는 임계거리가 있는 것은 명백하다.
궤도 이심률
방사형 궤도들은 이심률이 아닌 궤도의 에너지에 따라 타원, 포물선, 쌍곡선으로 나뉜다. 방사형 궤도들은 각운동량을 전혀 갖고 있지 않은 이유로 이심률은 항상 1이다. 에너지를 유지한 상태에서 각운동량을 줄이면, 타원, 포물선, 쌍곡선 궤도들은 각각 모두 "e"=1인 상태에서 각 방사형 궤도들의 유형 중 하나로 나타나게 된다.
에리다누스자리 82
에리다누스자리 82는 빠른 속도의 고유 운동을 보여주며 항성종족 II일 것으로 추측하고 있다. 다른 항성종족 II처럼 에리다누스자리 82 역시 중원소 함량이 낮으며 태양보다 나이가 많다. 이 별은 은하 중심에 대해 0.40의 이심률을 보이며 공전하고 있다. 82의 나이는 61억살로 태양보다 더 많다.
화가자리 베타
근접항성 프로젝트(Nearby Stars Project) 중 측정한 자료에 따르면 화가자리 베타의 분광형은 A6 V[19] 이며 유효 온도는 8052 켈빈으로[19] 이는 우리 태양의 5778 켈빈보다 뜨거운 값이다.[20] 항성의 스펙트럼 분석 결과 베타별은 무거운 원소의 비율이 태양보다 근소하게 높았다. 중원소 함량은 [M/H]으로 표시하는데 이는 태양에 대한 어떤 별의 중원소 비율을 상용로그로 표시한 것이다. 화가자리 베타의 경우 [M/H] 값이 0.05로[19] 이는 베타에 있는 중원소의 비율이 태양보다 12% 더 높다는 뜻이다.[주석 2]
수성
이런 상태는 이심율이 클 경우에 더 일어날 가능성이 높기 때문에, 수성의 궤도 공명 이유를 설명하기 위한 좋은 방책이다.
또, 수치적으로 시뮬레이트한 결과, 수성 궤도 이심율이 증가하면 목성과의 궤도 공명으로 수성이 금성과 앞으로 50억 년 안에 충돌할 것이라는 결과가 나왔다.
이오 (위성)
이오는 주로 이산화 황(SO)으로 구성된 얇은 대기를 가지고 있다. 이 밖에 일산화 황(SO), 염화 나트륨(NaCl), 황 원자와 산소 등의 물질도 포함되어 있다. 대기의 밀도와 기온은 하루 중의 시간, 위도, 화산 활동 여부, 표면의 서리의 양에 따라 크게 달라진다. 이오의 대기압은 목성을 마주보지 않는 면과 적도 지역, 그리고 표면의 서리 온도가 가장 높아지는 초저녁에 일시적으로 높아지며, 최대 대기압은 3.3×10 ~ 3×10 Pa(0.3 ~ 3 nbar)까지 올라간다.
화산 폭발이 일어난 지역에서도 5×10 ~ 4×10 Pa(5~40 nbar)의 범위 내에서 압력이 상승하기도 한다. 반면 밤인 지역에서는 이오의 대기압이 1×10 ~ 1×10 Pa(0.0001 ~ 0.001 nbar)까지 감소한다.
HD 141937 b
행성의 궤도 이심률은 41퍼센트이며, 평균 거리는 태양과 지구 간격의 1.5배 정도 된다. 어머니 항성을 한 바퀴 도는 데에는 653일 걸린다.
천왕성
천왕성의 위성은 현재까지 27개가 발견되었다. 중요한 5개의 위성으로는 미란다, 아리엘, 움브리엘, 티타니아, 오베론을 들 수 있다. 이 5대 위성들의 이름은 셰익스피어의 희곡과 알렉산더 포프의 시에 나오는 요정들의 이름을 따서 지어진 것이다. 천왕성의 위성계는 4개의 가스 거대 행성중 가장 협소하며, 5대 위성의 총 질량이 해왕성의 위성인 트리톤 하나의 절반도 못미친다. 가장 큰 위성인 티타니아의 크기는 겨우 788.9km이고, 이것은 달의 절반에도 못 미친다. 하지만, 레아라는 토성의 두 번째 큰 위성보다 조금 크기 때문에, 티타니아는 태양계에서 여덟 번째로 큰 위성이다. 위성들은 대부분 상대적으로 적은 알베도(반사율)을 가지고 있으며, 움브리엘의 0.20부터 아리엘의 0.35까지 분포한다. 달들은 50% 얼음과 50%의 석질로 대부분 이루어져있으며, 얼음들은 암모니아와 이산화탄소 등으로 이루어져있음으로 추정된다.
HD 196885 Ab
어머니 항성 HD 196885 A는 분광형 F의 준거성으로, 우리 태양보다 더 뜨겁고 밝다. 이심률은 0.462로 많이 찌그러져 있으며, 가까워질 때는 1.24 천문단위로 지구 궤도보다 조금 더 먼 정도까지, 멀어질 때는 3.36 천문단위로 소행성대 거리까지 물러난다. 이 행성의 1년은 지구 시간으로 3.693년이다. 궤도의 모양 때문에 b는 전 행성에 걸쳐 행성의 1년 동안 극심한 기후 변화를 겪을 것으로 보인다.
화성의 대기
화성 대기의 대부분을 차지하는 물질은 약 95 %를 차지하고 있는 이산화 탄소(CO)로. 겨울이 되면 화성의 극지방에 전체 이산화 탄소의 약 25 %가 얼어붙어 드라이 아이스로 이루어진 극관이 형성되고 여름이 되면 햇빛에 의해 드라이 아이스가 다시 승화하여 대기의 일부로 되돌아간다. 이 현상은 화성이 공전하며 계절이 순환하는 동안 지속적으로 일어나며 이 때문에 겨울 동안에는 기압이 하락하고, 여름에는 기압이 상승한다.
센타우루스자리 제타
이 별은 분광쌍성으로, 반성은 주성을 8일에 1회 공전하며 궤도 이심률은 0.5에 이른다.
안드로메다자리 웁실론 c
지금까지 발견된 많은‘긴 공전주기를 지닌 외계 행성’들과 마찬가지로, c의 궤도 역시 큰 이심률을 갖고 있다. 이 이심률은 우리 태양계에 있는 행성들보다 훨씬 더 크며, 심지어 명왕성보다도 큰 값이다. 만약 c를 우리 태양계에 위치시킨다면, 그 궤도는 지구와 금성 사이에서 형성될 것이다.
인사이트 (우주선)
도플러 효과를 응용한 질량 측정은 바이킹 1호, 바이킹 2호과 마스 패스파인더가 20년 간격으로 측정했다(이 두 번의 측정으로 화성의 핵의 크기를 계산할 수 있었다). 인사이트는 이번에 화성의 핵의 크기를 측정하고 자전축의 각도를 측정할 예정이다. 또한 화성의 핵은 액체인지 고체인지 과학자들이 논쟁을 하고 있는데, 이 논쟁의 답을 찾아 줄 것으로 기대하고 있다.
궤도 공명
수치적 모의 실험에 의하면, 수성과 목성 사이의 근일점 영년 공명(g1 = g5)이 최종적으로 수성의 이심률을 크게 증가시키며 지금으로부터 수십억 년 동안 태양계 안쪽을 불안정하게 만들 수 있다고 한다.[13][14]
궤도 이심률
달의 이심률은 0.0549로, 태양계의 커다란 위성들 중 가장 이심률이 크다. 네 갈릴레이 위성의 이심률은 0.01에도 미치지 못하고, 해왕성의 위성인 트리톤의 이심률은 16(0.000016)으로 태양계 천체 중 가장 이심률이 작다. 하지만 작은 위성들(대부분 불규칙 위성)의 이심률은 큰 편이다(예시로, 해왕성의 위성 중 세 번째로 큰 네레이드의 이심률은 0.75이다).
HD 20782 b
HD 20782 b는 화로자리 방향으로 지구로부터 약 117광년 떨어진 곳에 있는 외계 행성이다. 어머니 항성은 HD 20782로 태양과 거의 비슷한, 분광형 G3의 주계열성이다. 궤도는 매우 이심률이 크며 평균 공전궤도 반지름은 1.36 천문단위이다. 이 행성의 큰 이심률은 HD 80606 b와 비교할만 하다. 2006년 3월 14일 존스 연구진이 발견했다.
안드로메다자리 웁실론 e
안드로메다자리 웁실론 e는 질량이 목성과 비슷하고 모성과의 거리도 비슷하기 때문에 목성과 "쌍둥이"로 불린다. 현재까지는 궤도 경사가 알려져 있지 않아 최소 질량만 알려져 있지만, 실 질량은 이 보다 더 클 것으로 추정된다. 궤도 이심율은 0.00536으로, 태양계의 다른 어떤 행성보다도 원 궤도에 가깝다.
쌍곡선 궤도
쌍곡선 궤도에서 궤도 이심률 formula_8는 1보다 크고, 이심률은 점근선간 각도에 직접적으로 연관되어 있다. 이심률이 1보다 약간 클 때는 궤도가 각진 "V" 모양이다. formula_9일 때는 점근선간 각도가 직각이고, formula_10일 때는 점근선 사이의 각도는 120°가 넘어가며, 궤도 근점의 거리가 궤도 긴반지름보다 커진다. 이심률이 커질수록 궤도는 직선에 가까워진다.
궤도 이심률
또한 타원 궤도의 이심률은 근지점과 원지점 간의 비율을 얻기 위해서도 사용할 수 있다.
궤도 이심률
궤도 이심률(軌道 離心率, )은 물체의 궤도가 완벽한 원에서 벗어나 있는 정도를 수치화한 정도이다. 값 0은 완벽한 원을 가리키며, 0 ~ 1은 타원 궤도, 1은 포물선 탈출 궤도, 1 이상은 쌍곡선 궤도를 나타낸다.
보렐리스 쿼드랭글
수성의 적도면은 궤도면에 대해 2° 정도 기울어져있다. 그로 인한 경사도와 궤도 이심률 때문에 평균 온도가 변화한다. 그러나, 상대적으로 느린 수성의 자전 속도 때문에, 하루 평균 온도는 위도와 경도에 따라 크게 변한다. 수성에서의 태양 광도는 2 수성년 내내 다르다. 이는 수성의 이심률 때문이다. 이는 평형 온도의 20%선에서 변한다는 사실과 일치한다. 게다가, 궤도의 각운동량 보존과 스핀-궤도 결합은 낮의 길이에 막대한 영향을 끼친다. 동틀녘과 해질녘에는 수성 지평선이 태양을 가로지르는 시간이 늦기 때문에 그 길이가 늘어난다. 따라서 광량은 늘어나고 밤에는 수 지구일이 줄어든다. 이런 점과 수 켈빈의 표면 온도에도 불구하고, 극 지역의 지표 아래의 온도는 항상 영하의 상태를 유지한다.
태양계
화성(태양에서의 거리 1.5AU)은 수성보다는 크나 지구와 금성보다는 질량이 작은 행성이다(지구 질량의 0.107배). 화성은 대부분 이산화 탄소로 이루어진 얇은 대기가 있다. 화성 표면은 올림포스 산 등 거대한 화산, 매리너 계곡과 같은 단층 계곡 등, 가장 최근까지 지질학적 활동이 지속된 것으로 보이는 여러 흔적이 있다[45]. 화성의 붉은 색은 토양 내 산화 철 때문이다[46]. 또한 이 때문에 화성의 하늘은 분홍색을 띤다[47]. 화성은 조그만 자연 위성 둘을 거느리고 있다(데이모스, 포보스). 이들은 원래 소행성이었는데, 화성의 중력에 포획된 것으로 보인다[48]. 포보스는 약 3천만~5천만 년 안에 화성의 조석력으로 산산조각 나 버릴 것이다[49]. 화성은 지구와 비슷하여 생명의 존재에 대한 탐사가 계속되고 있으며, 바이킹, 마스 글로벌 서베이어, 마스 오디세이, 마스 패스파인더, 스피릿, 오퍼튜니티 등 많은 탐사선이 여러 가지 탐사를 진행하였다.
HR 465
HR 465는 분광쌍성이며 구성원 둘은 서로의 질량 중심을 273일에 한 번 공전한다. 궤도 이심률은 0.47이다.
궤도 이심률
타원 궤도에서 또한 궤도 근지점()과 원지점()을 통해서 계산해낼 수 있고, "a"는 궤도 긴반지름이다.
궤도 이심률
궤도 이심률 "e"는 다음과 같이 주어진다.
궤도 이심률
타원 궤도에서는, 단순한 증명을 통하여 아크사인(formula_4)의 값은 투영 각도를 나타내어, 완벽한 원을 해당 각도에서 보았을 때 보이는 타원의 이심률이 처음 "e"의 값과 동일해진다. 예시로, 수성의 이심률은 "e" = 0.2056인데, 여기서 첫 번째로 아크사인의 값을 찾아 투영 각도가 11.86°임을 찾고, 그 다음에는 아무런 둥그런 물체(커피 잔이라던지)를 그 각도만큼 기울여 보았을 때 보이는(눈에 투영되는) 타원의 이심률은 동일하게 0.2056일 것이다.
물
수성 대기권: 3.4%, 및 수성의 외기권에 다량의 물이 있음[11] 금성 대기권: 0.002% 지구 대기권: ~0.40% 이상 (완전 대기 기준), 일반적으로 지표에서는 1-4% 화성 대기권: 0.03% 목성 대기권: 0.0004% 토성 대기권: 얼음에만 있음 엔셀라두스 (토성의 위성): 91% 외계 행성 (HD 189733 b[12], HD 209458 b[13])
HD 154672 b
이 행성의 궤도 이심률은 크기 때문에 항성을 1회 공전하면서 상층부 대기에 극심한 기후 변화를 겪을 것이다(온도 변화량이 300 켈빈에 이른다). 항성에 가장 가까워질 때 행성의 대기는 600 켈빈까지 가열될 것이다. 만약 HD 154672 b의 대기에 물이 존재한다면, 별로부터 멀어졌을 때는 응결되어 구름 형태로 존재하다가, 가까워질 때는 기체로 변환되는 과정을 반복할 것이다.
항성
안정된 별의 내부는 유체 정역학적 평형 상태에 있다. 유체 정역학적 평형이란 항성 내부의 압력 기울기에 따라 중력과 복사압이 서로 평형을 이룬 상태를 말한다. 압력 기울기는 중심부에 비해 바깥쪽으로 갈수록 온도가 낮아지는 '플라즈마의 온도 기울기'에 따라 생겨난다. 주계열성이나 거성 중심부의 온도는 최소 1천만 켈빈이다. 주계열성 중심핵에서 수소를 태워서 생기는 온도 및 압력 때문에 항성은 핵융합 작용이 일어날 수 있는 환경을 확보하며 동시에 자체 중력을 버티며 붕괴하지 않고 형태를 유지할 수 있게 된다.[107][108]
밀란코비치 주기
지구의 공전 궤도는 타원형이다. 이심률은 타원이 원에서 얼마나 찌그러져있는지를 나타내는 척도이다. 지구 공전 궤도의 모양은 시간에 따라 거의 원형(0.005의 낮은 이심률)에서 완만한 타원 모양까지(0.058의 높은 이심률) 변화하고 평균 이심률은 0.028이다. 이 변화에 있어서 가장 주요한 요인이 410,000년의 주기로 이심률을 ±0.012만큼 변화시킨다. 또 다른 요인들은 95,000년에서 125,000년 주기를 가지고 (공명 주기 400,000년), 대략적으로 100,000년 주기와 맞는다. 현재의 공전 궤도 이심률은 0.017이다.
이리듐 위성
위성군은 전 세계를 대상으로 한 보급을 위해 궤도에 66개의 활성화된 위성으로 구성되며 실패 복구를 위해 여분의 위성들이 몇 개 더 존재한다. 위성들은 지구 저궤도에 위치하며, 대략 높이에 궤도 경사는 86.4°이다. 위성들의 궤도 속도는 약 이다. 위성들은 주위 위성들과 통신한다. K 대역의 위성 간 링크를 통해 통신한다. 각 위성은 4개의 위성 링크가 있다. 위성들은 거의 100분의 궤도 주기와 함께 극에서 동일한 극으로 궤도를 이동한다. 특히 북극과 남극에서의 서비스 보급, 뛰어난 위성 가시성을 위해 설계된 것이다.
궤도 이심률
지구의 궤도 이심률은 현재 약 0.0167으로, 거의 원형에 가깝다. 금성과 해왕성은 심지어 이보다 더 낮다. 수백 수천만 년 동안, 지구의 궤도 이심률은 다른 행성들의 영향으로 인하여 0.0034 ~ 0.058 사이에서 변화해 왔다(그래프 참조).
우리은하
우리은하의 총질량에 대한 계산은 최근 극적인 변화를 겪고 있다. 지금까지는 관측된 우리은하의 회전 속도와 뉴턴의 역학법칙을 이용한 계산 결과, 우리은하의 총질량은 항성,가스 등의 눈에 보이는 물질만을 고려할 경우 약 5.8×1011[10][11][12], 눈에 보이지 않는 암흑물질 등을 모두 고려하여 계산할 경우 약 1.5 ~ 1.9×1012으로 추정되어 왔으며, 약 2000억 ~ 4000억개의 항성들이 존재할 것으로 믿어져 왔다. 최근에는 은하 헤일로가 은하 중심부에서 26만광년까지 떨어져 있는 것으로 여겨지고 암흑물질 등, 은하를 이루고 있는 물질이 예상보다 많은 것으로 여겨지고 있다. 따라서 우리 은하의 질량은 눈에 보이는 물질만 합치면 8.5×1011이 나오며, 암흑물질까지 모두 합쳐 5×1012 (5조 태양질량)까지 늘어날 수 있다. 별의 갯수는 2천억~4천억개이며, 항성들을 모두 합친 질량은 4.6×1010~6.4×1010이며 평균 질량은 태양의 15%이다. 이는 우리 은하의 별의 대부분은 적색 왜성인 것이다.
밀란코비치 주기
만약 지구가 태양 주변을 공전하는 유일한 행성이었다면, 지구 공전 궤도의 이심률은 오랜 시간이 지나는 동안에도 거의 변화하지 않을 것이다. 목성과 토성의 중력장과의 상호작용이 지구의 공전 궤도 이심률을 변화시키는 주된 요인이다. 그러나 공전 궤도의 이심률이 변화하여도 타원 궤도의 장반경의 길이는 달라지지 않는다. 천체역학에서 궤도의 진화를 계산하기 위해 사용되는 섭동 이론에 따르면, 장반경의 길이는 변하지 않는 값이다. 케플러 제3법칙에 따르면 공전 주기는 궤도의 장반경에 의해 결정된다. 그러므로 지구의 공전 주기, 즉 항성년의 길이 역시 궤도가 변하더라도 달라지지 않는다. 궤도 이심률이 증가함에 따라 단반경의 길이가 짧아지면, 계절의 변화가 커진다. 하지만 케플러 제2법칙에 따르면 공전 궤도의 이심률이 작을 때 지구에 도달하는 평균 태양 복사량의 변화는 아주 작다.
타원궤도 가스행성
이외에도 행성과 원시 행성계 원반이 중력적으로 작용하여 행성 궤도가 망가진다는 이론도 있는데, 이 경우 이심률 0.4가 넘는 극단적인 경우를 설명할 수 없다는 문제점이 있다. 쌍성계에 속한 행성의 경우 짝별의 중력 때문에 궤도가 일그러졌을 가능성이 있으나, 문제는 쌍성계가 아닌 홑별 주위를 도는 타원궤도 행성들이 대부분이라는 것이다.
외계 행성
외계 행성이 한 개만 있는 행성계의 시선 속도 곡선은 대부분 궤도이심률이 0.1 이상임을 보여준다. 그러나 모의 실험 결과 행성이 2개 있을 경우 궤도가 원형이 되는 경우가 많았다. 항성 주위 1개만 있다고 보고된, 이심률이 비교적 작은 행성들 중 약 15퍼센트가 숨겨진 형제 행성이 있을 가능성이 있다.[43]
에리다누스자리 엡실론
이 행성의 모든 매개 변수 중에서도 공전궤도 이심률은 가장 불확실한 요소이다. 항성으로부터 3 천문단위 거리에 소행성대가 있는 것으로 보이는데 이 경우 행성 b의 이심률 0.7(가장 유력한 수치임)과 서로 충돌한다. 만약 실제 이심률이 이렇게 높다면 b는 소행성대를 가로질러서 공전궤도를 그릴 것이고 이 경우 대략 1만 년 내로 소행성대는 깨끗이 지워질 것이기 때문이다. 만약 소행성대의 나이가 1만 년보다 길다면 이는 b의 궤도 이심률이 약 0.1 ~ 0.15로 원에 가깝다는 뜻이다. 다만 안쪽 소행성대에 있는 먼지가 소행성대 구성원끼리의 충돌로 생긴 것이 아니라 엡실론 계 바깥쪽에서 이동해 온 것이라고 가정한다면 이심률과 현재 원반 상태 사이에 모순은 없어진다.
편심 이각
이심률 "e"는 다음과 같이 정의된다.