공전과 자전
해왕성과 태양의 평균 거리는 45억 5천만 킬로미터로 30.1천 문 단위입니다. 해왕성이 태양을 1회 도는 데 걸리는 시간은 164.79년입니다. 해왕성은 2011년 7월 12일이면 1846년 처음 발견되었던 그 자리로 되돌아오게 됩니다. 그러나 이때의 지구 하늘에서 해왕성 위치는 1846년의 그 자리는 아닌데, 그 이유는 당시의 지구 위치와 2011년 7월 12일의 지구 위치는 다르기 때문입니다.
해왕성의 궤도경사각은 지구에 대해 1.77도 기울어져 있습니다. 해왕성의 궤도 이심률은 0.011로, 태양에서 가장 가까울 때와 멀어질 때의 거리 차이는 1억 1백만 킬로미터로 거의 원에 가깝습니다.
해왕성의 자전축 기울기는 28.32도로 지구의 23도, 화성의 25도와 비슷합니다. 그 결과 지구, 화성처럼 해왕성은 1회 공전주기에 걸쳐 계절의 변화가 나타납니다. 그러나 해왕성의 공전 주기는 매우 길기 때문에 계절은 지구 시간으로 40년씩 지속됩니다. 해왕성의 자전 주기는 약 16.11 시간입니다. 자전축 기울기가 지구와 비슷하기 때문에 해왕성의 낮 길이는 해왕성의 1 공전 주기에 걸쳐 극심한 변화를 보이지는 않습니다.
해왕성의 표면은 딱딱한 고체가 아니기 때문에 자전 속도는 해왕성의 위도에 따라 다릅니다. 적도 일대의 자전 주기는 18시간 정도로 이는 행성의 자기장 자전 주기 16.1시간보다 느립니다. 반대로 양극 지대의 자전 주기는 12시간 정도로 매우 빠릅니다. 해왕성은 가스 행성들 중 적도와 극의 자전 속도 차이가 가장 많이 납니다. 위도 방향으로 강력한 바람이 부는 원인이 됩니다.
궤도 공명
해왕성 궤도 너머 카이퍼 대는 해왕성에 의해 심한 충격을 받습니다. 카이퍼 대는 작은 얼음 천체들로 이루어진 원반형의 영역으로, 소행성대와 비슷하지만 태양으로부터 거리 30AU ~ 55AU에 걸쳐 있는, 훨씬 멀고 넓은 영역입니다. 목성의 중력이 소행성대를 지배하면서 그 구조를 형성하는 것과 같이 해왕성의 중력은 카이퍼 대를 지배합니다. 태양계의 나이만큼 오랜 시간 동안 카이퍼 대의 특정 지역들이 해왕성의 중력 때문에 불안정해졌고, 카이퍼 대 구조 안에 틈을 만들어냈습니다. 40AU ~ 42AU 거리 영역이 그 예입니다.
그런데 이 빈 공간에 궤도가 존재하는 천체들은 태양계의 나이만큼 오랜 시간동안 살아남을 수 있습니다. 해왕성의 공전 주기와 그 천체의 공전 주기가 1:2나 3:4와 같은 특정한 비를 이루면 궤도 공명이 일어나는 것입니다. 즉, 해왕성이 태양을 두 바퀴 공전할 때 문제의 천체가 태양을 한 바퀴 공전한다면, 해왕성이 원래의 자리로 돌아올 때까지 천체는 자기 궤도의 절반만 지나가게 됩니다. 이런 천체들이 200개 이상 발견된 카이퍼 대는 가장 많은 공명 천체들이 발견된 곳이며, 이곳의 공명 천체들은 2:3으로 공명, 즉 해왕성이 3번 공전할 동안 2번 공전하며, 명왕성족도 이에 포함됩니다. 때문에 명왕성이 해왕성의 궤도를 주기적으로 가로지르지만, 둘이 충돌하는 일은 절대 일어나지 않습니다. 한편, 3:4, 3:5, 4:7, 2:5 공명 천체는 다소 수가 적은 편입니다.
해왕성은 많은 수의 트로이군 천체들을 지배하고 있는데, 이것들은 태양과 해왕성의 L4라그랑주점에 분포합니다. 해왕성 트로이족들은 해왕성과 1:1로 공명하며, 궤도상에서 희한할 정도로 안정되어 있습니다. 또한, 이들은 해왕성에게 붙잡힌 것이 아니라 해왕성과 함께 만들어진 것으로 보입니다. 그런 한편, 해왕성의 L5라그랑주점과 관계성이 있는 천체가 확인된 바로는 2008 LC18이 최초이자 현재까지 유일합니다.
해왕성의 형성과 행성 이동
해왕성이나 천왕성 같은 거대 얼음 행성의 형성 과정은 정확한 모델을 만들기 어렵습니다. 현재 모델에서, 태양계 외곽부 위치의 태양 성운의 밀도가 너무 낮아 전통적으로 받아들여진 핵 강착 이론으로는 거대 천체를 형성한 원인을 설명할 수 없습니다. 그리고 이들의 형성을 설명하기 위한 여러 가지 가설들이 제시되었습니다. 그중 하나로 거대 얼음 행성들은 핵 강착으로 만들어진 것이 아니며, 원시 행성계 원반 내에서 불안정하게 형성된 뒤 근처의 크고 무거운 OB형 항성의 복사 에너지가 그 대기를 날려버렸다는 가설이 있습니다.
또 다른 가설은 거대 얼음 행성들이 태양 가까이, 밀도가 높은 곳에서 형성되었고, 가스체의 원시 행성계 원반이 사라지고 나서 현재의 궤도로 이동했다는 것입니다. 현재 이 "형성 후 이동" 이론이 우위에 있는데, 그 이유는 이 이론을 따르면 해왕성 너머 지역에 있는 소천체들을 점유하는 현상을 설명하기 쉽기 때문입니다. 현재 이 가설의 세부에 대한 설명 중에서 가장 널리 인정되고 있는 것은 니스 모형으로, 해왕성을 비롯한 거대 행성들이 이동하면서 카이퍼 대의 구조에 미치는 영향을 탐구합니다.
해왕성 관측
해왕성은 겉보기 등급 +7.7과 +8.0 사이로, 육안으로는 절대 볼 수 없습니다. 다만, 단 1번 육안 밝기가 +7.0 이상으로 밝아졌는데 이는 염소자리에서의 별의 접근 때문에 육안으로 보았을 때 빛이 많아져서인 것으로 보입니다. 이 정도 등급은 목성의 갈릴레이 위성, 왜행성 세레스, 소행성 베스타, 2 팔라스, 이리스, 유노, 헤베보다도 어두운 밝기입니다. 망원경이나 강력한 쌍안경으로 보아야 겨우 천왕성과 비슷하게 파란 원반 모양으로 보입니다.
해왕성과 지구 사이의 엄청난 거리 때문에 해왕성의 각지름은 2.2 ~ 2.4각분밖에 되지 않는데, 태양계의 행성들 중 가장 작은 값입니다. 육안으로 보이는 크기가 너무 작아서 해왕성을 육안으로 연구하는 것은 매우 어렵습니다. 허블 우주 망원경과 적응 제어 광학 기술을 사용한 거대 지상 망원경들이 출현하기 전에는 망원경 관측도 힘들었습니다. 지상기반 망원경을 사용한 과학적으로 유용했던 해왕성의 첫 번째 관측은 1997년 하와이에서 시작되었습니다. 기술발전의 발전과 함께, 지상기반 광학망원경은 해왕성의 이미지를 더욱 상세하게 기록하고 있습니다. 1990년대 중반부터 허블망원경뿐만 아니라 지구의 광학망원경은 발견되는 위성의 수가 증급하는 등 태양계에 대한 새로운 발견을 계속해오고 있습니다. 2004년과 2005년, 해왕성의 새로운 5개의 작은 위성은 지름이 38km에서 61km 사이에서 발견되었습니다. 고주파대에서의 해왕성의 발견은 해왕성의 원천이 지속적인 분출과 불규칙적인 파열을 보여줍니다. 두 원천은 해왕성의 회전 자계로 비롯된다고 생각됩니다.