금성 대기의 열 구조 – Venus’s Thermal Profile

금성의 표면에서부터 구름이 보이는 65km 까지를 대류권(troposphere)이라고 합니다. 금성의 표면 온도는 약 737K 이고, 압력은 92 bar 입니다. 금성과 태양 사이의 거리와 금성의 본드 반사율(Bond albedo)를 통해 계산한 금성의 표면 온도는 약 240K으로, 실제 온도보다 500K 정도 낮습니다. 이 차이가 나는 이유는 금성 대기의 대부분이 이산화탄소(CO2)로 구성되어 있기 때문에 강한 온실효과(greenhouse effect)가 금성의 온도를 높였기 때문입니다.
구름 층의 꼭대기에서 측정한 온도는 약 240K 로, 이는 태양 복사에 따라 이론적으로 계산된 온도와 같습니다. 지표면에서 45km 까지 측정된 평균 체감률(lapse rate)은 약 7.7K/km로,  평균 단열 감률(mean adiabatic lapse rate)인 8.9K/km 보다 약간 낮습니다.
금성 대기의 낮은 부분에서는 일교차(diurnal), 위도(latitudinal) 혹은 계절(temporal) 에 따른 온도 변화가  5K 이상 나지 않는다고 합니다.

금성 대기

금성 대기의 열 구조(thermal profile)

금성에는 성층권(stratosphere)이 존재하지 않습니다. 그렇기 때문에 금성 대기의 가운데 부분, 즉 중간권은 대류권계면부터 90km 상공까지를 말합니다. 온도 체감률이 63km 까지는 뚝 떨어지다가 63~75km 사이에서 거의 온도가 변하지 않습니다.

금성의 열권에서는 낮과 밤에 따라 큰 변화가 있습니다. 100km 이상의 상공에서 낮에는 170km 가 300K 까지 온도가 올라갑니다. 밤에는 온도가 매우 낮아지는데, 100~130K 까지 냉각되고, 이를 빙권(cryosphere)이라고 합니다. 하지만, 빙권의 바닥(90~120km) 부분의 온도는 180~220K로 윗 부분보다 상대적으로 따뜻한 층이 형성됩니다. 빙권에서 이런 따뜻한 층이 형성되는 이유는 낮인 지역에서 밤인 지역으로 부는 바람의 영향으로 보입니다.
금성의 열권은 지구보다 태양에 가깝지만 지구의 열권에서보다 온도가 적게 상승합니다. 그 이유는 열권의 이산화탄소(CO2)가 냉각제 역할을 하기 때문입니다. 지표에 가까이 있는 이산화탄소는 온실 효과를 일으키지만, 우주에 가까이 있는 이산화탄소는 오히려 열을 우주로(대기 밖으로) 내보낸다고 합니다.  ==★

광고