대기 탈출
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1. 개요
대기 탈출은 행성이 대기를 잃는 현상을 의미하며, 다양한 메커니즘을 통해 발생한다. 열적 탈출은 분자 운동 에너지가 탈출 속도를 초과하여 발생하는 현상으로, 진스 탈출과 유체역학적 탈출이 이에 해당한다. 비열적 탈출은 광화학 반응, 하전 입자와의 상호 작용, 충돌 침식 등에 의해 발생하며, 광화학적 탈출, 스퍼터링 탈출, 전하 교환 탈출, 극풍 탈출, 이온 픽업 등이 있다. 이러한 메커니즘은 행성의 대기 조성, 중력, 온도, 자기장, 태양풍의 영향 등에 따라 다르게 나타나며, 지구, 금성, 화성, 타이탄, 이오 등 태양계 천체에서 다양한 방식으로 관측된다. 또한 외계 행성에서도 대기 탈출 현상을 통해 대기 조성을 연구하며, 대기 손실과 별개로 탄소 격리와 같은 격리 현상도 대기 분자가 손실되는 요인으로 작용한다.
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대기 탈출 | |
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대기 산일 | |
유형 | 행성 대기 가스가 우주 공간으로 손실되는 현상 |
원인 | |
열적 산일 | 대기 상층부의 기체가 높은 온도로 인해 행성의 중력에서 벗어나는 현상 |
비열적 산일 | 화학 반응, 태양풍, 전자기력 등 다양한 과정으로 인해 발생하는 산일 현상 |
충돌 침식 | 거대 천체 충돌로 인해 대기가 손실되는 현상 |
열적 산일 과정 | |
진스 산일 (Jeans escape) | 대기 입자가 맥스웰-볼츠만 분포에 따라 속도를 가지며, 일부 입자가 탈출 속도 이상으로 가속되어 우주로 이탈하는 현상 항성의 복사열에 의해 가열된 대기 상층부의 원자가 행성의 중력에서 벗어날 수 있는 속도에 도달하여 일어남 |
수력학적 산일 (Hydrodynamic escape) | 가벼운 원소가 대기 상층부에서 탈출하면서 더 무거운 원소까지 함께 끌고 나가는 현상 |
비열적 산일 과정 | |
극 산일 (Polar wind) | 행성의 자기장 극지방에서 이온이 가속되어 탈출하는 현상 |
스퍼터링 (Sputtering) | 이온이 대기 입자와 충돌하여 대기 입자가 튕겨져 나가는 현상 |
광화학적 산일 (Photochemical escape) | 자외선에 의해 분자가 분해되어 가벼운 원자로 나뉘고, 이 원자들이 탈출하는 현상 |
충돌 산일 (Impact escape) | 소행성이나 혜성이 행성에 충돌할 때 대기 입자가 우주 공간으로 튕겨져 나가는 현상 |
기타 | |
지구 대기 산일 | 현재 지구 대기는 느린 속도로 산일되고 있으며, 수소와 헬륨과 같은 가벼운 기체가 주로 손실됨 |
화성 대기 산일 | 화성은 과거에 두꺼운 대기를 가졌으나, 자기장 소실 후 태양풍에 의해 대부분의 대기가 산일된 것으로 추정됨 |
금성 대기 산일 | 금성은 두꺼운 이산화탄소 대기를 가지고 있으며, 태양풍과 광화학 반응에 의해 대기가 산일되고 있음 |
2. 열적 탈출 메커니즘
고전적인 열적 탈출 메커니즘 가운데 하나로 진스 탈출[64]이 있다. 기체 분자의 평균 속도는 온도에 따라 결정되지만, 분자들끼리 충돌하면서 운동 에너지를 얻거나 잃는 과정에서 개별 분자의 속력은 크게 달라질 수 있다. 분자들의 운동 에너지의 분포는 맥스웰 분포로 기술할 수 있다. 운동 에너지와 분자의 질량을 알면 Ekin=1/2mv2 식으로부터 속도를 구할 수 있다.
맥스웰 분포의 긴 꼬리 부분에 해당되는 속도로 움직이는 분자들은 탈출 속도에 다다를 수 있는데, 이런 분자가 대기권에서 평균자유이동경로가 높이척도 수준에 달하는 높이까지 올라간다면 대기를 벗어날 수 있다.
기체 분자의 질량이 클수록 주어진 온도에서 그 분자들의 평균속도가 낮으므로 탈출 속도 수준으로 빨라질 가능성도 낮아진다.
수소가 이산화탄소보다 더 쉽게 대기를 빠져나가는 이유가 바로 이 때문이다. 또한 행성의 질량이 클수록 탈출 속도도 커져서 빠져나가기가 어려워진다. 지구 대기에는 수소와 헬륨이 별로 없는데 반해 거대 가스 행성에는 여전히 많은 것도 바로 이런 이유 때문이다. 행성과 그 행성이 공전하고 있는 별 사이의 거리도 중요한 요인이다. 별에서 가까운 행성에서는 대기가 더 뜨겁기 때문에 분자들의 속도 분포가 더 높은 쪽으로 치우치게 되어 탈출할 가능성이 높다. 별에서 멀리 떨어진 행성에서는 대기가 더 차가우므로 속도가 낮은 쪽으로 분포하게 되어 탈출 가능성이 낮다. 토성의 위성인 타이탄은 지구에 비해 작지만 태양에서 멀기 때문에 대기가 더 두껍다.
압력과 온도가 충분히 높은 대기에서는 “유체역학적인 탈출”이라는 다른 탈출 메커니즘으로 대기를 탈출할 수 있다. 열 에너지가 누적되어 생기는 압력의 차이 때문에 대기가 바람 불듯 우주로 흘러나가 버리는 방식이다. 이런 경우에는 일반적으로 대기를 빠져나가기 힘든 무거운 분자도 같이 쓸려나갈 수 있다. 유체역학적인 탈출은 일부 뜨거운 목성(HD 209458 b, HD 189733 b)이나 뜨거운 해왕성(GJ 436 b)을 비롯하여 행성 가까이 있는 태양계 밖 행성에서 관찰된 바 있다.
열적 탈출은 열에너지로 인한 분자 속도가 충분히 높을 때 발생한다. 열적 탈출은 분자 수준(진스 탈출)에서 대기 전체의 유출(유체역학적 탈출)에 이르기까지 모든 규모에서 일어난다.
열적 산일은 열에너지에 기인하는 분자의 속도가 충분히 클 경우에 발생한다. 열적 산일은 분자 수준에서 발생하는 진스 탈출부터 대량의 대기 유출이 발생하는 수력학적 탈출까지 모든 규모에서 발생한다.
대기의 열적 산일의 모습을 나타내는 지표로서, 이탈 매개변수(escape parameter)라는 것이 있으며, 다음과 같이 정의된다.
:λ = GMm / rkBT.
여기서, λ는 이탈 매개변수, G는 만유인력 상수, M은 행성 질량, m은 대기 분자의 평균 질량, r은 행성 중심으로부터의 거리 (지표면의 경우는 행성 반지름에 상당한다), kB는 볼츠만 상수, T는 대기의 온도이다. 이것은, 행성으로부터의 탈출 속도 √(2GM/r)과 기체 분자 운동의 전형적인 속도 √(2kBT)의 비로부터 정의할 수 있으며, 중력 에너지와 분자의 열운동 에너지의 비라고 할 수 있다. 이탈 매개변수는 대기가 행성에 얼마나 강하게 속박되어 있는지를 나타내는 지표이며, 값이 클수록 강하게 속박되어 있다는 것을 의미하며, 즉 대기 산일을 일으키기 어렵다는 것을 의미한다. 예를 들어, 지구의 대기 하층에서의 이탈 매개변수는 λ ~ 700이다. 또한, 행성의 중심을 원점으로 하는 구좌표에서의 대기의 스케일 높이 H는
:H=r2kBT / GMm
로 표시되므로, 이것을 사용하면 이탈 매개변수는
:λ=r / H
로 쓸 수 있으며, 행성 반지름과 행성 대기의 스케일 높이의 비를 나타내게 된다.
2. 1. 진스 탈출 (Jeans escape)
진스 탈출(Jeans escape)은 영국의 천문학자 제임스 진스 경의 이름을 딴 대기 탈출 메커니즘이다.[1][2][29][31] 대기 분자들의 속도 분포는 맥스웰-볼츠만 분포로 기술되며, 이 분포의 긴 꼬리 부분에 해당하는 빠른 속도의 분자들이 탈출 속도에 도달하면 대기를 벗어날 수 있다.[64] 이러한 현상은 주로 평균 자유 행로가 압력 스케일 높이와 비슷해지는 외기권에서 발생한다.[1]분자의 질량이 작을수록, 행성의 중력이 약할수록(탈출 속도가 작을수록), 대기 온도가 높을수록 진스 탈출이 활발하게 일어난다.[64] 예를 들어, 수소는 이산화 탄소보다 질량이 작기 때문에 대기에서 더 쉽게 탈출한다.[64] 또한, 지구보다 중력이 큰 목성형 행성들은 수소를 대기에 붙잡아 둘 수 있다.[64] 태양과의 거리도 영향을 미치는데, 태양에 가까운 행성일수록 대기가 뜨거워 분자 속도가 빨라져 탈출이 쉬워진다.[64] 토성의 위성인 타이탄은 지구보다 질량이 작지만 태양에서 멀리 떨어져 있어 대기가 두껍다.
충분히 높은 압력과 온도 조건에서는 "유체역학적인 탈출"이라는 다른 메커니즘이 발생할 수 있다. 이는 대기가 바람처럼 우주로 흘러나가는 현상으로, 무거운 분자도 함께 쓸려나갈 수 있다.[64]
2. 2. 유체역학적 탈출 (Hydrodynamic escape)
대기압과 온도가 높은 대기에서 발생하는 유체역학적 탈출(Hydrodynamic escape)은 행성 대기가 정수압 평형을 유지할 수 없는 상태에서, 대기가 입자 단위가 아닌 유체처럼 우주 공간으로 유출되는 현상이다.[30] 이 현상은 진스 탈출과는 다르다. '''유체역학적 산란'''이라고도 불린다.이 과정은 일반적으로 극자외선 복사 등 대량의 열에너지가 대기에 흡수되면서 발생한다. 대기 분자가 가열됨에 따라 위쪽으로 팽창하고, 탈출 속도에 도달할 때까지 가속된다. 이 과정에서 가벼운 분자는 충돌을 통해 더 무거운 분자를 함께 끌고 나가면서 다량의 기체가 흩어지게 된다.[3]

유체역학적 탈출에서 대기 산란율의 상한값은 대기 상층에 가해지는 에너지에 따라 결정된다. 유출되는 대기가 행성의 중력을 뿌리치기 위한 에너지가 필요하며, 복사 등으로 대기에 가해지는 에너지의 양을 넘어설 수 없기 때문이다. 대기 상층의 가열원은 주로 항성으로부터의 원자외선이나 극자외선이기 때문에, 이 파장대에서의 복사에 의해 가해지는 에너지로 산란될 수 있는 양이 유체역학적 탈출에서의 산란율의 상한값이 된다.
오시리스 (행성) 등, 주성 가까운 궤도를 공전하는 핫 주피터와 같은 외계 행성에서 관측되고 있다.[32] 현재의 태양계 내 행성에서는 대기가 정수압 평형을 유지하고 있으며, 유체역학적 탈출은 발생하지 않고 있다. 다만 과거에는 발생했을 가능성이 있으며, 예를 들어 금성의 대기는 과거에 일어난 유체역학적 탈출에 의해 물을 잃었을 가능성이 제기되고 있다.
3. 비열적 탈출 (Non-thermal escape)
탈출은 비열적 상호작용으로 인해 발생할 수도 있다. 이러한 과정의 대부분은 광화학 또는 하전 입자(이온)의 상호작용으로 인해 발생한다.
대기 탈출은 비열적 상호 작용으로도 발생하며, 이를 통칭하여 비열적 탈출이라고 부른다. 이러한 과정의 대부분은 광화학 반응이나 하전 입자 (이온)의 상호 작용에 의해 발생한다. 비열적 탈출에서는 탈출 과정에 하전 입자가 관여하는 경우가 많지만, 결과적으로 탈출하는 것은 많은 경우 중성 입자이다. 또한 고유 자기장을 가진 천체의 경우, 자기장의 영향을 받지 않는 중성 입자는 탈출하기 쉽지만, 하전 입자는 자기권에 갇히기 때문에 탈출하기 어렵다. 하지만 하전 입자가 탈출하는 과정도 있다.
광화학적 탈출 (Photochemical escape)고층 대기에서는 고에너지 자외선 광자가 분자와 더 쉽게 반응한다.[5] 광해리는 분자를 더 작은 성분으로 분해하고 해당 성분이 탈출할 수 있는 충분한 에너지를 제공할 수 있다. 광이온화는 이온을 생성하며, 이온은 행성의 자기권에 갇히거나 해리 재결합을 겪을 수 있다. 첫 번째 경우, 이러한 이온은 다른 탈출 메커니즘을 겪을 수 있다. 두 번째 경우, 이온은 전자와 재결합하여 에너지를 방출하고 탈출할 수 있다.[5] 고에너지 광자가 분자와 충돌하여 광전리가 발생하면 이온이 생성된다. 이 이온은 행성의 자기권에 포획될 수 있지만, 극풍에 의해 흩어질 수 있다. 또한 광전리에 의해 분자 이온이 생성된 경우, 분자 이온과 전자가 재결합한 후 해리되어 여러 중성 입자가 생성되는 경우가 있는데, 이 과정은 해리성 재결합이라고 불린다.[33]
스퍼터링 탈출 (Sputtering escape)태양풍으로부터 과도한 운동 에너지는 대기 입자를 방출할 수 있는 충분한 에너지를 부여할 수 있는데, 이는 고체 표면의 스퍼터링과 유사하다. 이러한 유형의 상호작용은 행성 자기권이 없을 때 더 두드러지게 나타나는데, 이는 전하를 띤 태양풍이 자기장에 의해 편향되어 대기 손실을 완화시키기 때문이다.[6][34] 스퍼터링은 태양풍에 의한 이온 픽업 과정과 밀접하게 관련되어 있다.
스퍼터링을 일으키기 위해서는 충돌하는 입자의 에너지가 keV 수준이어야 한다.
전하 교환 탈출 (Charge exchange escape)태양풍이나 자기권의 이온은 대기 상층의 분자와 전하 교환을 할 수 있다.[5] 빠르게 움직이는 이온은 느리게 움직이는 대기 중의 중성자로부터 전자를 포획하여, 빠른 중성자와 느린 이온을 생성할 수 있다. 느린 이온은 자기력선에 갇히지만, 빠른 중성자는 탈출할 수 있다.[5]
태양풍이나 자기권 내의 고에너지 이온은 고층 대기의 분자와 전하 교환을 일으키는 경우가 있다. 고속으로 움직이는 이온은 대기 중의 저속 중성 입자로부터 전자를 포획함으로써 고속 중성 입자와 저속 이온으로 변화한다.[33] 저속 이온은 행성의 자기장에 포획되지만, 고속 중성 입자는 흩어질 수 있다.[33]
극풍 탈출 (Polar wind escape)대기 분자는 극지풍이라는 과정을 통해 자기권이 있는 행성의 극지방에서 탈출할 수 있다. 자기권의 극 근처에서는 자기력선이 열려 있어, 대기 중의 이온이 우주 공간으로 배출되는 통로를 허용한다.[8][9][40] 쌍극 전기장은 이온층에 있는 모든 이온을 가속하여 이러한 선을 따라 발사한다.[8][9] 이는 비열적 산란 중에서도 하전 입자가 산란을 일으키는 과정이다. 극지방에서 자기력선을 따라 대기 중 이온이 유출되는 현상을 극풍[36][38][39][28], 또는 폴라 윈드[37][38][39]라고 부른다.
이온 픽업 (Ion pickup)고유 자기장이 없는 행성 환경에서는 태양풍의 전자기장이 대기 중에 침투하여 전하 입자를 포획하고 행성에서 떼어내는 이온 픽업 과정이 발생할 수 있다.[41] 이온 픽업은 광이온화, 전하 교환, 고에너지 전자와의 충돌로 생성된 전하 입자가 대상이다.[41] 금성 대기에서는 이 픽업에 의해 산소 이온이 유출되며, 그 산란률은 매초 1025개이다.[41][42]
태양풍에 의해 픽업된 이온은 자기장과의 상호 작용에 의해 자기력선에 감기는 듯한 나선 운동인 라모어 운동을 일으킨다.[41][43] 이 고속 입자는 다시 대기에 충돌하여 스퍼터링에 의한 대기 산란을 일으킨다.[41] 금성 대기에서는 픽업된 전하 입자에 의한 스퍼터링이 픽업에 의한 산란 자체보다 수십 배나 많은 중성 입자를 산란시킨다는 지적이 있다.[41][44]
3. 1. 광화학적 탈출 (Photochemical escape)
고층 대기에서는 고에너지 자외선 광자가 분자와 더 쉽게 반응한다.[5] 광해리는 분자를 더 작은 성분으로 분해하고 해당 성분이 탈출할 수 있는 충분한 에너지를 제공할 수 있다. 광이온화는 이온을 생성하며, 이온은 행성의 자기권에 갇히거나 해리 재결합을 겪을 수 있다. 첫 번째 경우, 이러한 이온은 다른 탈출 메커니즘을 겪을 수 있다. 두 번째 경우, 이온은 전자와 재결합하여 에너지를 방출하고 탈출할 수 있다.[5] 고에너지 광자가 분자와 충돌하여 광전리가 발생하면 이온이 생성된다. 이 이온은 행성의 자기권에 포획될 수 있지만, 극풍에 의해 흩어질 수 있다. 또한 광전리에 의해 분자 이온이 생성된 경우, 분자 이온과 전자가 재결합한 후 해리되어 여러 중성 입자가 생성되는 경우가 있는데, 이 과정은 해리성 재결합이라고 불린다.[33]3. 2. 스퍼터링 탈출 (Sputtering escape)
태양풍으로부터 과도한 운동 에너지는 대기 입자를 방출할 수 있는 충분한 에너지를 부여할 수 있는데, 이는 고체 표면의 스퍼터링과 유사하다. 이러한 유형의 상호작용은 행성 자기권이 없을 때 더 두드러지게 나타나는데, 이는 전하를 띤 태양풍이 자기장에 의해 편향되어 대기 손실을 완화시키기 때문이다.[6][34] 스퍼터링은 태양풍에 의한 이온 픽업 과정과 밀접하게 관련되어 있다.스퍼터링을 일으키기 위해서는 충돌하는 입자의 에너지가 keV 수준이어야 한다.
3. 3. 전하 교환 탈출 (Charge exchange escape)
태양풍이나 자기권의 이온은 대기 상층의 분자와 전하 교환을 할 수 있다.[5] 빠르게 움직이는 이온은 느리게 움직이는 대기 중의 중성자로부터 전자를 포획하여, 빠른 중성자와 느린 이온을 생성할 수 있다. 느린 이온은 자기력선에 갇히지만, 빠른 중성자는 탈출할 수 있다.[5]태양풍이나 자기권 내의 고에너지 이온은 고층 대기의 분자와 전하 교환을 일으키는 경우가 있다. 고속으로 움직이는 이온은 대기 중의 저속 중성 입자로부터 전자를 포획함으로써 고속 중성 입자와 저속 이온으로 변화한다.[33] 저속 이온은 행성의 자기장에 포획되지만, 고속 중성 입자는 흩어질 수 있다.[33]
3. 4. 극풍 탈출 (Polar wind escape)
대기 분자는 극지풍이라는 과정을 통해 자기권이 있는 행성의 극지방에서 탈출할 수 있다. 자기권의 극 근처에서는 자기력선이 열려 있어, 대기 중의 이온이 우주 공간으로 배출되는 통로를 허용한다.[8][9][40] 쌍극 전기장은 이온층에 있는 모든 이온을 가속하여 이러한 선을 따라 발사한다.[8][9] 이는 비열적 산란 중에서도 하전 입자가 산란을 일으키는 과정이다. 극지방에서 자기력선을 따라 대기 중 이온이 유출되는 현상을 극풍[36][38][39][28], 또는 폴라 윈드[37][38][39]라고 부른다.3. 5. 이온 픽업 (Ion pickup)
고유 자기장이 없는 행성 환경에서는 태양풍의 전자기장이 대기 중에 침투하여 전하 입자를 포획하고 행성에서 떼어내는 이온 픽업 과정이 발생할 수 있다.[41] 이온 픽업은 광이온화, 전하 교환, 고에너지 전자와의 충돌로 생성된 전하 입자가 대상이다.[41] 금성 대기에서는 이 픽업에 의해 산소 이온이 유출되며, 그 산란률은 매초 1025개이다.[41][42]태양풍에 의해 픽업된 이온은 자기장과의 상호 작용에 의해 자기력선에 감기는 듯한 나선 운동인 라모어 운동을 일으킨다.[41][43] 이 고속 입자는 다시 대기에 충돌하여 스퍼터링에 의한 대기 산란을 일으킨다.[41] 금성 대기에서는 픽업된 전하 입자에 의한 스퍼터링이 픽업에 의한 산란 자체보다 수십 배나 많은 중성 입자를 산란시킨다는 지적이 있다.[41][44]
4. 충돌에 의한 탈출 (Impact erosion)
운석의 거대한 충돌 사건은 대기 손실을 초래할 수 있다. 충돌 에너지가 충분히 크면 대기 분자를 포함한 분출물이 탈출 속도에 도달하여 우주 공간으로 흩어질 수 있다.[10][45] 이러한 현상은 대기 박리라고 불린다.[47]
충돌체의 반지름이 대기의 스케일 높이보다 클 때 대기 탈출에 큰 영향을 미친다.[10][45] 충돌체는 운동량을 전달하여 세 가지 주요 방식으로 대기 탈출을 촉진한다. (a) 운석은 대기를 통과하면서 만나는 가스를 가열하고 가속화한다. (b) 충돌 크레이터에서 나온 고체 분출물은 배출되면서 항력을 통해 대기 입자를 가열한다. (c) 충돌은 표면에서 멀리 팽창하는 증기를 생성한다. 첫 번째 경우, 가열된 가스는 더 국소적인 규모로 수력학적 탈출과 유사한 방식으로 탈출할 수 있다. 충돌 침식으로 인한 탈출의 대부분은 세 번째 경우로 인해 발생한다.[10][45] 방출될 수 있는 최대 대기는 충돌 지점에 접하는 평면 위에 있다.
5. 태양계 천체의 주요 대기 탈출 과정
5. 1. 지구
지구에서 수소의 대기 탈출은 주로 전하 교환 탈출(~60–90%), 진스 탈출(~10–40%), 극지풍 탈출(~10–15%)에 의해 발생하며, 현재 초당 약 3kg의 수소를 잃고 있다.[1][31] 지구는 또한 주로 극지풍 탈출을 통해 초당 약 50g의 헬륨을 잃는다.[1][31] 다른 대기 성분의 탈출은 훨씬 적다.[1][31] 2017년 일본 연구팀은 달에서 지구에서 온 소수의 산소 이온 증거를 발견했다.[11][49][48][50]중수소 산란 및 지오코로나/Geocorona영어로부터의 해리 재결합에 의한 산소 원자 산란도 발생하고 있다.[51]
장기적으로 10억 년 후, 태양은 현재보다 10% 더 밝아져서 지구의 온도가 대기 중 수증기를 극적으로 증가시킬 만큼 뜨거워지고, 여기서 태양 자외선은 H₂O를 해리시켜 바다가 마를 때까지 서서히 우주로 탈출할 수 있게 할 것이다.[12]
5. 2. 금성
금성에서 수소 탈출은 대부분 비열적 탈출 메커니즘, 주로 광화학 반응과 태양풍과의 전하 교환에 의해 발생한다.[13][52] 산소 탈출은 전하 교환과 스퍼터링 탈출이 지배적이다.[13] 비너스 익스프레스는 코로나 질량 방출이 금성의 대기 탈출 속도에 미치는 영향을 측정했으며, 연구자들은 우주 기상이 평온한 조건에 비해 코로나 질량 방출이 증가하는 기간 동안 탈출 속도가 1.9배 증가하는 것을 발견했다.[14][53]5. 3. 화성
원시 화성은 여러 작은 충돌 침식 사건의 누적 효과를 겪었다.[15][46] MAVEN의 최근 관측에 따르면, 화성 대기 중 36Ar의 66%가 초열 탈출로 인해 지난 40억 년 동안 손실되었으며, 같은 기간 동안 손실된 CO2의 양은 약 0.5bar 이상이다.[16][54]MAVEN 임무는 화성의 현재 대기 탈출 속도를 조사했다. 진스 탈출은 화성에서 수소가 지속적으로 탈출하는 데 중요한 역할을 하며, 160~1800g/s 사이의 손실률에 기여한다.[17][55] 수소의 진스 탈출은 중력파, 대류, 먼지 폭풍과 같은 낮은 대기 과정에 의해 크게 조절될 수 있다.[18] 산소 손실은 비열적 방법이 지배적이다: 광화학적 (~1300 g/s), 전하 교환 (~130 g/s), 스퍼터링 (~80 g/s) 탈출이 결합되어 총 손실률은 ~1500 g/s이다. 탄소 및 질소와 같은 다른 무거운 원자는 주로 광화학 반응 및 태양풍과의 상호 작용으로 인해 손실된다.[1][13][31][52]
5. 4. 타이탄과 이오
토성의 위성 타이탄과 목성의 위성 이오는 대기를 가지고 있으며 대기 손실 과정을 겪고 있다. 이들 위성은 자체적인 자기장은 없지만 강력한 자기장을 가진 행성을 공전하며, 이는 궤도가 보우 쇼크 내에 있을 때 위성을 태양풍으로부터 보호한다. 그러나 타이탄은 궤도 주기의 약 절반을 충격파 밖에서 보내며, 방해받지 않는 태양풍에 노출된다.[19][56] 태양풍과 관련된 픽업 및 스퍼터링으로부터 얻는 운동 에너지는 타이탄의 궤도 전체에서 열적 탈출을 증가시켜 중성 수소가 탈출하게 한다. 탈출한 수소는 타이탄의 뒤를 따르는 궤도를 유지하며 토성 주위에 중성 수소 토러스를 생성한다.이오는 목성 주위를 공전하면서 플라즈마 구름과 마주친다.[20][57] 플라스마 구름과의 상호 작용은 스퍼터링을 유발하여 나트륨 입자를 떼어낸다. 이 상호 작용은 이오 궤도의 일부를 따라 고정된 바나나 모양의 하전된 나트륨 구름을 생성한다.

5. 5. 기타 태양계 천체
다른 태양계 천체에서도 대기 탈출이 발생하고 있다. 수성에서는 태양풍에 의한 이온의 픽업으로 인해 헬륨과 아르곤의 탈출이 발생하고 있다. 달에서는 진스 탈출 및 픽업에 의해 수소 원자가 탈출하고 있다. 유로파, 가니메데, 칼리스토에서는 수소 원자·분자의 진스 탈출이나 산소 원자의 해리 재결합에 의한 탈출이 일어나고 있다. 또한 명왕성에서는 메탄의 진스 탈출이 발생하고 있다.6. 외계 행성에서의 대기 탈출 관측
행성 탐사 연구는 대기 조성을 파악하고 생명 거주 가능성을 판단하기 위한 수단으로 대기 탈출 현상을 측정해왔다. 가장 흔한 방법은 라이먼 알파선 흡수이다. 외계 행성을 먼 별의 밝기 감소(통과법)를 통해 발견하는 것과 마찬가지로, 수소 흡수에 해당하는 파장을 살펴보면 외계 행성 주변의 구체 내에 존재하는 수소의 양을 알 수 있다.[21] 이 방법을 통해 핫 쥬피터 행성인 HD209458b[22], HD189733b[23], 그리고 뜨거운 해왕성 행성인 GJ436b[24]에서 상당한 대기 탈출이 일어나고 있음을 알 수 있다.
2018년에는 허블 우주 망원경을 이용하여 1083 nm 헬륨 삼중선을 통해서도 대기 탈출을 측정할 수 있다는 사실이 밝혀졌다.[25] 이 파장은 자외선 라이먼 알파선에 비해 지상 기반의 고해상도 분광기에서 훨씬 더 쉽게 관측할 수 있다. 또한 헬륨 삼중선 주변의 파장은 성간 흡수의 영향을 크게 받지 않는다는 장점이 있는데, 이는 라이먼 알파선 관측의 문제점이다. 반면 헬륨은 대기 질량 손실을 모델링하기 위해 수소-헬륨 비율에 대한 지식이 필요하다는 단점이 있다. WASP-107b, WASP-69b 및 HD 189733b를 포함한 많은 거대 외계 행성 주변에서 헬륨 탈출이 측정되었다. 또한 미니 해왕성 행성인 TOI-560 b[26]와 HD 63433 c에서도 헬륨 탈출이 감지되었다.[27]
7. 기타 대기 손실 메커니즘
탄소 격리와 같은 격리는 행성으로부터의 탈출 형태는 아니지만, 대기에서 행성으로 분자가 손실되는 현상이다. 지구에서는 수증기가 응결되어 비나 빙하가 형성될 때, 탄소 순환에서 이산화 탄소가 퇴적물에 탄소 격리되거나 해양 탄소 순환을 통해 순환될 때, 또는 암석이 산화될 때 (예: 철 암석의 산화 상태를 Fe2+에서 Fe3+로 증가시킴으로써) 발생한다. 가스는 또한 흡착에 의해 격리될 수 있는데, 여기서 표토의 미세 입자가 표면 입자에 부착되는 가스를 포획한다.
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