열권
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1. 개요
열권은 지구 대기의 최외곽 영역으로, 고도 약 85km 이상에 위치하며 대기 전체 질량의 0.002%를 차지한다. 대기 중에는 원자 산소, 헬륨, 수소 등이 존재하며, 태양 X선 및 극자외선 복사를 흡수하여 다양한 전리층과 온도 상승을 유발한다. 열권의 온도는 태양 XUV 복사, 태양풍, 대기파 등 다양한 에너지 유입에 의해 결정되며, 자기권 폭풍에 의해 열권 폭풍이 발생하기도 한다. 또한, 이산화탄소 농도 증가로 인한 대기권 수축 현상과 오로라, 전리층 현상 등이 나타나며, 대한민국은 열권 및 전리층 연구를 통해 우주 환경 변화 예측 및 통신 기술 발전에 기여하고 있다.
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- 지구의 대기 - 공기
공기는 지구 대기권의 기체 혼합물로 질소와 산소가 주성분이며 생명 유지에 필수적이고, 18세기 라부아지에에 의해 그 구성이 밝혀졌으며, 산업에 활용되고 지구과학에서는 '대기'라고도 불린다. - 지구의 대기 - 대류권
대류권은 지구 대기의 가장 낮은 층으로, 지표면에서 시작하여 높이에 따라 온도 변화를 보이며, 대기 순환과 기상 현상에 중요한 역할을 한다. - 대기 - 온실 효과
온실 효과는 대기 중 특정 기체들이 지구 복사열을 흡수하여 지구 표면 온도를 유지하는 현상으로, 산업화 이후 온실가스 증가로 인해 지구 온난화가 심화되고 있으며, 이산화탄소, 메탄, 수증기 등이 주요 원인으로 작용한다. - 대기 - 전리층
전리층은 지구 대기 상층의 전기를 띤 입자층으로, 태양 자외선에 의해 생성되며, 전파 통신에 기여하고 태양 활동, 계절, 지리적 위치에 따라 이온화 정도가 달라진다. - 물리학에 관한 - 전력
전력은 전압과 전류의 곱으로 계산되며, 발전소에서 생산되어 송전 및 배전을 통해 소비자에게 공급되고, 에너지 저장 기술을 통해 안정적으로 공급될 수 있으며, 산업, 상업, 가정 등 다양한 분야에서 소비된다. - 물리학에 관한 - N형 반도체
N형 반도체는 전자를 주된 전하 운반체로 사용하는 반도체이다.
| 열권 | |
|---|---|
| 개요 | |
| 종류 | 대기층 |
| 위치 | 중간권과 외기권 사이 |
| 영어 | Thermosphere |
| 한자 | 熱圏 |
| 로마자 표기 | Yeolgwŏn |
| 물리적 특성 | |
| 정의 | 지구 대기의 층으로, 중간권 위에 있고 외기권 아래에 있는 층 |
| 고도 범위 | 약 160부터 시작하여 408 또는 높게는 340까지 확장될 수 있음 |
| 온도 변화 | 고도가 증가함에 따라 온도가 증가함. |
| 온도 | 약 2000까지 도달할 수 있음 때로는 2500에 이름 0도 이하로 떨어지기도 함 |
| 구성 | 매우 희박한 기체로 구성 주로 산소와 질소 |
| 특징 | 기체 분자가 매우 드물게 존재 태양 방사선을 직접 흡수하여 온도가 매우 높음 전리층의 일부가 위치함 |
| 역할 및 중요성 | |
| 에너지 흡수 | 태양으로부터 오는 고에너지 X선과 자외선 복사를 흡수 |
| 전리층 형성 | 대기 입자가 이온화되어 전파 통신에 중요한 역할 |
| 인공위성 궤도 | 많은 인공위성과 국제우주정거장이 이 층 내에서 궤도를 유지 |
2. 명칭 및 대기 구조
열권(Thermosphere)을 의미하는 영어 낱말은 "열"을 의미하는 그리스어 θερμός (thermos)에서 유래하였다. 열권은 중간권 바깥쪽에 위치하며, 외기권과의 경계는 '''열권계면''', 중간권과의 경계는 '''중간권계면'''(고도 약 80km)이라고 한다.[17] 열권은 고도 약 85km 이상의 영역을, 중간권계면 아래 영역은 중간 대기(성층권 및 중간권)로 구분한다. 중간 대기에서는 태양 자외선(UV) 복사 흡수로 인해 고도 약 45km 부근에서 오존층이 형성된다.
열권에서는 고도가 높아짐에 따라 온도가 상승하는데, 이는 산소나 질소 입자가 높은 에너지를 지닌 태양 복사를 흡수하기 때문이다. 온도는 태양 활동에 따라 매우 큰 차이를 보이며, 섭씨 2,000도까지도 올라갈 수 있다.[17] 복사는 열권의 입자가 전하를 띠게 하여 무선전파를 튕겨내 가시거리 밖 통신을 가능하게 한다.
열권의 온도는 분자의 평균 운동량으로 정의되지만, 분자 밀도가 매우 낮아 실제로 그곳에 가도 대기로부터 받는 열량은 작아 뜨거움을 느끼지 못한다.
열권의 대기 분자는 태양에서 오는 전자기파나 자기권에서 가속된 전자의 에너지를 흡수하여 일부가 전리된다. 이 전리된 이온과 전자가 층을 이루는 것이 전리층이다. 열권에는 E층, F1층, F2층 (야간에는 합쳐져 F층)이 존재하며, 계절에 따라 스포라딕 E층이 나타난다.
고위도 지방에서는 자기권에서 가속된 전자 등이 유입되어 열권의 대기 분자와 충돌, 여기 및 전리시키고, 그 분자가 원래대로 돌아갈 때 발광하는 현상(오로라)이 나타난다.
대기권과 우주 공간을 가르는 카르만 선은 하부 열권에 해당하는 고도 100km에 설정된다. 인공위성 궤도 분류에서 저궤도 하반부는 열권에 해당한다.
2. 1. 대기 구성 성분
지구 대기의 밀도는 고도에 따라 급격히 감소하며, 전체 대기 질량의 약 80%가 대류권에 몰려있다. 열권의 질량은 총 질량의 0.002%에 불과하다. 약 90km 고도의 난류계면 아래에서는 대기 조성이 변하지 않고, 평균 분자량은 29 g/mol로 분자 산소(O2)와 질소(N2)가 주성분이다.[2]난류계면 위에서는 확산 분리 현상으로 인해 각 구성 성분이 분자량에 반비례하는 규모고를 가지며, 가벼운 원자 산소(O), 헬륨(He), 수소(H)가 고도 약 200km 이상에서 차례로 우위를 점한다. N2/O 비율은 이온층 F 영역의 전자 밀도를 측정하는 지표이며, 지리적 위치, 시간, 태양 활동에 따라 변동한다.[2] 이러한 변화는 동적 과정 동안 주요 기체 성분을 통한 미량 성분의 확산 때문에 발생한다.
중간권 가장자리(지표면에서 80km~100km 고도)에는 상당한 농도의 나트륨(Na) 띠가 존재하며, 이는 유입되는 유성에서 승화된 나트륨으로 보충된다.[3]
3. 에너지 유입
열권의 온도는 밀도 관측과 위성 측정을 통해 결정된다. 이 온도는 베이츠 프로필로 나타낼 수 있다.[4]
:(1)
여기서 T∞는 약 400 km 고도 이상의 외기권 온도, To = 355 K, zo = 120 km는 기준 온도 및 높이이며, s는 T∞에 의존하고 T∞에 따라 감소하는 경험적 매개변수이다. 이 공식은 열 전도 방정식에서 파생되었다. zo = 120 km 고도 이상에서 qo≃ 0.8~1.6 mW/m2의 총 열 입력이 추정된다. 평형 조건을 얻기 위해, zo 이상의 열 입력 qo는 열 전도에 의해 대기 하부 지역으로 손실된다.
외기권 온도 T∞는 태양 XUV 복사의 측정값으로, 태양의 10.7 cm 파장의 전파 방출 F(코빙턴 지수)가 태양 활동의 좋은 지표이므로, 정온한 자기권 조건에 대한 경험적 공식을 적용할 수 있다.[5]
:(2)
여기서 T∞는 K 단위, Fo는 10−2 W m−2 Hz−1 단위(코빙턴 지수)이며, F의 값은 여러 태양 주기에 걸쳐 평균된 값이다. 코빙턴 지수는 태양 주기 동안 일반적으로 70에서 250 사이에서 변동하며, 약 50 미만으로 떨어지지 않는다. 따라서, T∞는 약 740에서 1350 K 사이에서 변동한다. 매우 정온한 자기권 조건 동안, 지속적으로 흐르는 자기권 에너지 입력은 식 (2)에서 500 K의 잔류 온도에 약 250 K만큼 기여한다. 식 (2)에서 나머지 250 K는 대류권 내에서 생성되어 하부 열권 내에서 소산되는 대기파에 기인할 수 있다.
3. 1. 태양 XUV 복사
파장이 170nm 미만인 태양 X선 및 극자외선(XUV) 복사는 열권에서 거의 완전히 흡수된다. 이 복사는 다양한 전리층과 해당 고도에서의 온도 상승을 유발한다.[6]태양 가시광선(380~780 nm)은 태양 상수의 약 0.1%를 넘지 않는 변동으로 거의 일정하지만, 태양 XUV 복사는 시간과 공간에 따라 매우 가변적이다. 예를 들어, 태양 플레어와 관련된 X선 폭발은 수십 분 동안 플레어 이전 수준보다 강도가 몇 배나 크게 증가할 수 있다. 극자외선에서 121.6nm의 라이먼 알파선은 전리층 D층 고도에서 이온화 및 해리의 중요한 원천이다.[7] 태양 활동이 조용한 기간 동안에는 XUV 스펙트럼의 나머지 부분보다 더 많은 에너지를 포함한다. 27일 및 11년 주기의 100% 또는 그 이상의 준주기적 변화는 태양 XUV 복사의 두드러진 변동에 속한다. 그러나 모든 시간 척도에서 불규칙한 변동이 항상 존재한다.[8] 태양 활동이 저조한 기간 동안 열권에 투입되는 총 에너지의 약 절반이 태양 XUV 복사로 여겨진다. 태양 XUV 에너지 투입은 주간 조건에서만 발생하며 춘분 동안 적도에서 최대화된다.
3. 2. 태양풍
태양풍 에너지는 자기권을 통해 열권으로 전달되는데, 유체 역학 다이나모 과정이 에너지 전달의 한 가지 가능한 방법으로 제시된다. 태양풍 입자는 자기권 극지방에 침투하여 동쪽에서 서쪽으로 향하는 전기장을 생성한다. 장 정렬된 전류는 전리층 다이나모 영역으로 흘러 페데르센 전류의 옴 손실로 하부 열권을 가열한다.[9] 조용한 자기권 활동 동안 자기권은 열권 에너지 예산의 약 1/4을 기여하며,[9] 활발한 활동 중에는 4배 이상 증가할 수 있다. 이러한 태양풍 입력은 주로 낮과 밤 모두 오로라 지역에서 발생한다.3. 3. 대기파
하층 대기에는 두 종류의 대규모 대기파가 존재한다. 하나는 수직 파장이 유한하여 파동 에너지를 위로 전달할 수 있는 내부파이고, 다른 하나는 파장이 무한히 커서 파동 에너지를 전달할 수 없는 외부파이다.[10] 대기 중력파와 대기 조석의 대부분은 대류권 내에서 생성되며 내부파에 속한다. 이들의 밀도 진폭은 고도에 따라 지수적으로 증가하여 중간권계면에서 이러한 파동은 난류가 되고 에너지가 소산되어 (해안에서 파도가 부서지는 것과 유사) 열권의 가열에 약 250K 기여한다. 반면에, 태양 복사에 의해 가장 효율적으로 발생되는 기본 일일 조석 (1, −2)는 외부파이며 하층 및 중층 대기 내에서는 미미한 역할을 한다. 그러나 열권 고도에서는 주요 파동이 된다. 이는 약 100~200 km 높이 사이의 전리층 다이나모 영역 내에서 전기 Sq-전류를 구동한다.4. 역학
대략 150km 이상의 고도에서는 모든 대기파가 외부파가 되며, 유의미한 수직파 구조는 보이지 않는다. 대기파 모드는 위도 m이 경도 파수이고, 경도 n이 대권 파수인 구면 조화 함수 Pnm로 축소된다 (m = 0: 조간 평균 흐름; m = 1: 일주 조석; m = 2: 반일주 조석 등). 열권은 저역 통과 필터 특성을 가진 감쇠 진동 시스템이 된다. 이는 소규모 파(더 많은 수의 (n,m)) 및 고주파수가 대규모 파와 저주파수 선호로 억제됨을 의미한다. 매우 조용한 자기권 교란과 일정한 평균 외기권 온도(구면 평균)를 고려하면, 관측된 외기권 온도 분포의 시간적 및 공간적 분포는 다음과 같은 구면 함수의 합으로 설명할 수 있다:[11]
(3)
여기서 φ는 위도, λ는 경도, t는 시간, ωa는 1년의 각속도, ωd는 1태양일의 각속도, τ = ωdt + λ는 현지 시간이다. ta = 6월 21일은 북반구 하지 날짜이고, τd = 15:00는 최대 일주 온도의 현지 시간이다.
식 (3)의 첫 번째 항은 외기권 온도의 전역 평균(약 1000 K)이다. 두 번째 항 [P20 = 0.5(3 sin2(φ)−1) 사용]은 저위도에서 열 과잉을, 고위도에서 이에 상응하는 열 부족을 나타낸다(그림 2a). 상층부에서는 극을 향하는 바람과 하층부에서는 극에서 멀어지는 바람으로 열적 풍계가 발달한다. 계수 ΔT20 ≈ 0.004는 오로라 지역의 줄 가열이 조용한 자기권 조건에서도 열 과잉을 상쇄하기 때문에 작다. 그러나 교란 조건에서는 해당 항이 지배적이 되어 부호가 바뀌어 이제 열 과잉이 극에서 적도로 수송된다. 세 번째 항(P10 = sin φ 사용)은 하계 반구에서 열 과잉을 나타내며, 하계에서 동계 반구로 과잉 열을 수송하는 역할을 한다(그림 2b). 상대 진폭은 ΔT10 ≃ 0.13 정도이다. 네 번째 항(P11(φ) = cos φ 사용)은 지배적인 일주 파(조석 모드 (1,−2))이다. 이는 주간 반구에서 야간 반구로 과잉 열을 수송하는 역할을 한다(그림 2d). 상대 진폭은 ΔT11≃ 0.15로, 약 150 K 정도이다. 추가 항(예: 반년 주기, 반일주 주기 항 및 고차 항)을 식 (3)에 추가해야 한다. 그러나 그들은 중요하지 않다. 밀도, 압력 및 다양한 가스 성분에 대한 해당 합도 개발할 수 있다.[5][12]
5. 열권 폭풍
자기권 교란은 지상에서 지구 자기장 변동으로 나타나며, 수 시간 정도의 짧은 주기적 교란에서 수일간 지속되는 거대한 폭풍에 이르기까지 예측 불가능한 충동적 특성을 보인다. 열권이 대규모 자기권 폭풍에 반응하는 것을 열권 폭풍이라고 한다. 열권으로의 열 유입은 고위도(주로 오로라 지역)에서 발생하며, 열 수송이 역전된다. 또한, 교란의 충동적 형태 때문에 고차 항이 생성되지만, 짧은 붕괴 시간을 가지므로 빠르게 사라진다. 이러한 모드들의 합이 저위도로의 교란 "이동 시간"을 결정하며, 따라서 자기권 교란에 대한 열권의 응답 시간을 결정한다. 전리층 폭풍의 발달에 중요한 것은 열권 폭풍 동안 중위도 및 고위도에서 N2/O 비율의 증가이다.[13] N2의 증가는 전리층 플라스마의 손실 과정을 증가시키고, 따라서 전리층 F층 내의 전자 밀도를 감소시킨다(음의 전리층 폭풍).
6. 기후 변화
대기권 수축은 부분적으로 이산화 탄소 농도 증가의 결과로 관찰되었으며, 가장 강력한 냉각 및 수축은 태양 극소기 동안 해당 층에서 발생한다. 2008-2009년의 가장 최근 수축은 적어도 1967년 이후 가장 큰 규모였다.[14][15][16]
7. 오로라
고위도 지방에서는 자기권에서 가속된 전자가 열권 대기 분자와 충돌하여 이를 여기(들뜬상태) 및 전리시키고, 그 분자가 원래 상태로 돌아갈 때 발광하는 현상이 나타난다. 이것이 오로라이다.[17]
8. 전리층
열권의 대기 분자는 태양에서 오는 단파장의 전자기파나 자기권에서 가속된 전자의 에너지를 흡수하여 일부가 전리된다. 이 전리된 이온과 전자가 층을 이루는 것이 전리층이다. 열권에는 E층, F1층, F2층 (야간에는 합쳐져 F층이 됨)이 존재하며, 또한 계절에 따라 스포라딕 E층이 나타난다. 복사는 열권의 입자가 전하를 지니게 하며, 이러한 전하는 무선전파를 튕기게 해서 가시거리 밖 통신을 가능하게 해준다.
참조
[1]
서적
Introduction to the World's Oceans
[2]
간행물
"Physics of the Earth's Space Environment"
Springer Verlag
[3]
웹사이트
"Martin Enderlein et al., ''ESO's Very Large Telescope sees four times first light'', Laser Focus World, July 2016, pp. 22-24"
http://www.laserfocu[...]
2016-07-11
[4]
간행물
Modelling of neutral and ionized atmospheres
Springer Verlag
[5]
간행물
A revised thermospheric model based on the mass spectrometer and incoherent scatter data: MSIS-83 J. Geophys. Res.
[6]
간행물
Measurements of the solar total irradiance and its variability
[7]
서적
"Aeronomy of the Middle Atmosphere"
Reidel Pub.
[8]
간행물
Modelling of the solar radiation for aeronomical applications
Springer Verlag
[9]
간행물
Direct and indirect thermospheric heating source for solar cycles
[10]
서적
"Atmospheric Tidal and Planetary Waves"
Kluwer
[11]
간행물
A model of thermospheric temperature and composition
[12]
간행물
ESRO-4 model of global thermospheric composition and temperatures during low solar activity
[13]
간행물
Density perturbations in the upper atmosphere caused by dissipation of solar wind energy
[14]
뉴스
A Puzzling Collapse of Earth's Upper Atmosphere
https://web.archive.[...]
2010-07-15
[15]
뉴스
Scientists baffled by unusual upper atmosphere shrinkage
http://www.cnn.com/2[...]
2010-07-17
[16]
논문
Preliminary Results to Support Evidence of Thermospheric Contraction
http://www.amostech.[...]
[17]
웹사이트
超高層大気 理科年表オフィシャルサイト
https://official.rik[...]
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