**바다 행성**은 표면이나 표면 아래에 상당한 양의 액체 물을 지니고 있는 암석 행성이다.

'액체' 물을 지닐 조건을 만족하는 외계 행성이 여럿 발견된 바 있지만, 아직까지 지구는 우리가 알고 있는 천체들 중 그 표면에 액체 물이 존재하는 것으로 확인된 유일한 천체이다. 바다 행성의 특징들은 해당 행성들의 역사와, 태양계의 탄생과 진화에 관한 증거들을 알려준다. 이 행성들에 생명이 태어나서 살고 있을 가능성을 확인하는 것 또한 과학자들의 관심거리라 할 수 있다.

## 개요
바다 행성은 지질학적 시간대에 걸쳐 생명체가 진화하며 생물학적 활동이 유지될 가능성을 확인한다는 측면에서, 우주생물학자들의 관심을 크게 끄는 천체들이다. 미마스,이 있다.

## 역사
1970년대에 행성 탐사 미션을 수행하기에 앞서 이론적인 연구가 수행되었다. 1971년 루이스는 만약 암모니아가 존재한다면 방사성 붕괴만으로도 지표면 아래 바다가 충분히 생길 수 있다고 주장했다. 1979년 Peale와 Cassen은 조석가열이 자연 위성의 진화와 구조에 중요한 역할을 담당한다고 주장했다.

허블 우주망원경, 파이어니어, 갈릴레오, 보이저, 카시니-하위헌스, 뉴 허라이즌스 계획 등이 수집하여 누적한 자료들로부터, 태양계 바깥쪽 여러 천체에는 외부와 차단되는 얼음 껍질 아래에 액체 물로 된 바다가 있음이 밝혀졌다.

발견된 외계행성들의 대다수는 질량, 반지름, 궤도가 밝혀졌으며 이로부터 행성이 태어나는 다양한 원리 외에, 행성이 처음 태어난 곳에서 항성주위 원반 내 다른 곳으로 궤도를 옮긴다는 사실까지 알게 되었다.

## 형성
태양계 바깥쪽에서 태어나는 행성급 천체들은 질량상 물과 암석이 대략 반반으로 섞여 있고, 밀도가 암석 행성들보다 낮은 혜성 비슷한 혼합물 상태로 진화를 시작한다.

가스로 이루어진 별주위 원반이 흩어지기 전 태어난 행성(특히 암석행성 질량 정도 천체)은 강력한 토크로 인해 생명체 거주가능 영역으로 빠르게 이동한다. 불운하게도 강착 이후의 초기 조건들은 이론적으로 불완전하다.

강착원반 바깥쪽 물이 풍부한 영역에서 태어난 뒤 안쪽으로 이동해 온 행성들은 물을 보다 풍성하게 지니고 있을 것이다.

### 구조
얼어 있는 천체의 내부 구조는 일반적으로 밀도, 중력 모멘트, 형태를 통해 추정한다. 어떤 천체의 관성 모멘트를 측정하는 것은 그 천체가 행성 분화(얼음-암석층으로 분리되는 것)를 겪었는지를 가늠할 수 있게 해 준다. 만약 그 천체가 정역학평형 상태(긴 시간에 걸쳐 유체처럼 작용함을 뜻함)에 있다면 밀도측정이나 겉모양 관찰을 통해 관성 모멘트를 알아낼 수 있다. 그러나 어떤 천체가 정역학평형 상태에 있음을 증명하기란 극도로 어렵다. 다만 중력 및 형태의 자료들을 조합하여 유체정역학적 기여분을 추정할 수 있다.

일반적인 얼음 위성은 규산염질 핵 위를 물층이 덮고 있는 구조를 이루고 있을 것이다. 엔셀라두스처럼 작은 위성의 경우 바다는 규산염질 핵 바로 위, 딱딱한 얼음 껍질 바로 아래와 직접 맞닿아 있을 것이다. 그러나 가니메데처럼 더 크고 얼음이 풍부한 천체는 내부 압력이 충분히 높기 때문에 가장 깊은 곳의 얼음층은 높은 압력에서 가능한 형태로 존재할 것이며, 이 천체의 내부는 위아래 얼음 껍질 사이에 위치한 '물 샌드위치' 구조를 효과적으로 이루게 될 것이다.

지표면 아래 바다가 유지되는지 여부는 액체의 동결점과, 열이 빠져나가는 것을 감당할 수 있을 정도로 얼마큼 내부에서 가열이 되느냐에 달려 있다. 따라서 조석 가열과 바다의 존속은 밀접하게 연결되어 있다.

크기가 작은 바다 행성들은 대기가 희박하고 중력이 작아서 액체는 보다 질량이 큰 바다 행성에 비해 쉽게 증발한다. 모의실험에 의하면 1 지구질량보다 작은 행성과 위성은 열수성 활동, 방사성 붕괴로 인한 가열, 조석 가열을 통해 액체 바다를 가질 수 있다 한다.

## 대기 모형
어떤 행성 또는 위성의 표면에 물이 오랜 시간 동안 액체 상태로 존재하려면, 생명체 거주가능 영역(HZ) 안을 돌며 항성풍을 막아주는 자기장이 있어야 하고

행성의 대기는 행성이 태어나는 과정에서 기체가 탈출하거나, 주변의 원시행성계원반에 있던 기체를 중력으로 붙잡으면서 생성된다. 외계행성의 표면온도는 대기의 온실가스(또는 온실가스의 결핍)에 의해 결정된다. 고로 행성의 대기는 온실기체가 주인별에서 온 에너지를 흡수하여 재복사하기 때문에 적외선 복사 형태로 관측할 수 있다. 확산 제한에 의한 수소 탈출 플럭스가 행성 표면의 중력에 비례하기 때문에, 행성이 잃어버리는 물의 양은 행성의 질량에 비례하게 된다.

온실 효과가 폭주하면서 수증기는 성층권에 다다르며, 여기에서 수증기는 자외선에 의해 쉽게 쪼개진다.(광분해) 자외선 복사에 의해 상층대기가 가열되면서 유체역학적 바람이 발생하는데, 이는 수소(그리고 어쩌면 산소 일부까지)를 우주로 탈출시켜 행성에 있던 물의 질량이 영구히 소실되게 하고, 행성 표면이 산화되며 대기 중에 산소가 축적되게 만든다.

### 구성물 모형
행성을 덮는 구름의 범위는 대기의 온도, 대기의 구성, 대기의 분광학적 특징 식별 가능성에 영향을 준다. 생물권 범위 내에 있고 다량의 물로 이루어진 행성들은 그 표면과 대기에서 독특한 지구물리학 또는 지구화학적 특질이 나타날 것이다.

생물권의 한계와 마찬가지로 행성의 대기 구조는 대기 밀도에 달려 있는데, 질량이 작은 행성은 생물권을 바깥쪽으로 이동시키며 질량이 큰 행성은 생물권을 항성에 가까운 쪽으로 이동시킨다.

케플러-62f의 대기 모형으로부터 이산화탄소의 대기압이 1.6~5 바 사이에서 형성될 경우 표면 온도가 어는점 위로 올라감을 알 수 있는데 이는 지구 대기압의 0.56~1.32배 사이에 해당되는 값이다.

## 외계행성
태양계 바깥에서는 케플러-11, 글리제 1214 b, 케플러-22b, 케플러-62f, 케플러-62e이 외계 바다 행성 후보들 중 가장 유력하다.

지구 표면의 70.8%가 물로 덮여 있지만 지구의 질량 중 물이 차지하는 비율은 0.05%에 불과하다. 외계 바다 행성의 해양은 매우 깊고 밀도가 높아서 높은 온도에도 불구하고 압력에 의해 물은 얼음으로 바뀔 것이다. 이런 바다 하층부에서의 막대한 압력은 얼음 V처럼 독특한 형태의 얼음 맨틀을 만들어낼 것이다. 그렇지 않을 경우 천왕성 및 해왕성처럼 '뜨거워진 거대 얼음 행성'이 될 것이다.

## 우주생물학
바다세계 혹은 바다 행성의 특징들은 이들의 진화과정 및 태양계의 탄생과 진화를 알려주는 실마리를 제공한다. 생명체가 태어나서 번성할 가능성 또한 과학자들의 관심사이다. 우리가 아는 형태의 생명체는 액체 물, 에너지원, 영양소를 필요로 하며 상기 핵심 요소 셋은 외계 바다 행성들에도 존재하여

만약 바다 행성 표면이 완전히 물로 뒤덮여 있다면 지구와 비슷한 생명체들이 바다 행성에서 살 수 있을 가능성은 제한되며, 압력을 받아 고체가 된 얼음층이 위쪽 물층과 아래쪽 암석 맨틀 사이를 가로막을 경우 그 가능성은 더욱 희박해진다.

반대로 유로파나 엔셀라두스처럼 작은 천체들은 특히 생물체가 살 수 있는 환경으로 간주된다. 이런 천체들의 바다는 그보다 아래에 있는 규산염질 핵과 직접 맞닿아 있는데, 이 핵은 열 및 생물학적으로 중요한 화학 원소들을 잠재적으로 공급하기 때문이다.

### 산소
분자 산소는 생물체의 광합성 외에 지구물리학적 과정을 통해서도 만들어질 수 있다. 따라서 분자 산소의 존재는 생명체 존재를 추정할 신뢰할 만한 증거는 아니다.