대기의 열 구조 – Thermal Structure of Planet’s atmosphere

행성에서 대기의 열 구조(thermal structure), 즉 높이에 따른 온도의 변화(dT/dz)는 대기의 에너지 수송 효율에 따라 결정됩니다. 그리고, 그 과정은 대기의 깊이에 따라 크게 변합니다. 별의 대기는 아래서부터 가열되고, 매우 뜨거워서 물질들이 원자 상태로 존재하게 됩니다. 반면에, 행성의 대기는 분자 상태의 기체들로 구성되어 있고, 어느 정도는 위쪽에서도 열을 받습니다.

대기의 열 구조를 설명할 때 행성의 표면에서(목성형 행성에서는 대기의 깊숙한 부분에서) 위로 올라갈수록 온도가 감소하는 부분이 있습니다. 이런 부분을 대류권(troposphere)이라고 합니다. 대류권에서는 응결할 수 있는 기체들이 구름을 형성하곤 합니다. 대류권계면(tropopause)을 경계로 온도 변화가 바뀝니다. 이 영역을 성층권(stratosphere)이라고 합니다. 성층권보다 높은 곳에서 다시 온도가 줄어드는 곳이 있는데, 이 영역을 중간권(mesosphere)이라고 합니다. 성층권과 중간권 사이는 성층권계면(stratopause)이라고 합니다. 중간권계면(mesopause)을 넘어가면 열권(thermosphere)으로, 고도가 올라갈수록 온도가 올라갑니다. 열권은 대기의 끝 부분인 외기권(exosphere)까지입니다. 외기권에서는 기체 분자간의 충돌이 드물고(밀도가 작기 때문이지요) 빠르게 움직이는 분자들이 대기 밖으로 나갈 확률이 높습니다.

대기_지구

지구 대기의 열 구조

대기의 열 구조를 파악하기 위해서는 직접적이든 간접적이든 온도에 영향을 미칠 수 있는 요소는 전부 고려해야 합니다.

모든 행성의 대기는 태양의 광자를 흡수하면서 열을 받습니다. 태양의 5700K 에서는 흑체복사 곡선에 따라 가시광선의 형태로 가장 많은 에너지가 방출됩니다. 이 광자들은 행성의 표면이나 깊은 대기층을 가열합니다.
행성의 표면이나 기체 분자, 먼지 입자들은 적외선(infrared) 형태로 태양열을 재복사합니다.
태양은 자외선(ultraviolet)으로도 대기의 위층을 가열하는데, 특히 효율이 좋은 10~100nm 의 파장대의 자외선을 극자외선(EUV;Extreme Ultraviolet)이라고 합니다. 보통 극자외선대의 광자는 10~100eV 사이의 에너지를 갖고, 대기의 분자들을 이온화시킬 수 도 있습니다. 이온화에 따른 과잉 에너지가 그 과정에서 자유롭게 된 전자를 통해 운반되는데, 이런 전자를 광전자(photoelectron)라고 합니다. 광전자는 대기 중에서 들뜬 상태인 분자나 이온화된 입자들과 충돌해 제동 복사(bremsstrahlung)를 일으킵니다.

대기의 상층부는 또한 태양풍이나 행성 자기권에서 들어온 하전된 입자가 침전됨(charged particle precipitation)으로 인해 상당히 가열될 수 있습니다. 지구같은 경우, 행성의 자기장이 있기 때문에 하전된 입자가 자기장이 센 극지방에 모이게 됩니다. 오로라가 극지방에서만 볼 수 있는 이유가 이 때문입니다. 하전된 입자는 대기를 직접적으로 가열할 수 있어서 위에서 설명한 광전자에 의한 가열보다 큰 효과를 낼 수 있지만, 특정 지역에 국한되기 때문에, 열권의 바람(thermospheric wind)이 그 열을 전 대기로 흘려보냅니다.
행성의 이온층에 흐르는 전류로 인한 저항열(Joule heating)도 열권에서 중요한 역할을 합니다.

간접적으로 영향을 미칠 수 있는 요소들 중 먼저 대기의 끝 부분이 받는 태양의 방사능을 들 수 있습니다. 이 방사능 중 일부는 대기중으로 흡수되고 산란됩니다. 태양에 의한 직접적인 가열과는 별개로, 대기 위층의 열 구조에 영향을 미칩니다.
목성형 행성의 경우 행성 자체의 열도 무시할 수 없습니다. 그리고 행성 표면이나 대기중의 먼지가 흡수한 태양빛을 재복사(reradiation)할 수 있습니다. 그리고, 대기 중에서 일어나는 화학 반응들은 대기의 조성을 바꿔서 대기의 투명도(opacity)를 변화시킬 수도 있습니다.
구름이나 광화학적 안개층 역시 투명도를 변화시키는 원인이 되기도 하지만, 그보다도 잠열(latent heat)을 방출해서 지역적인 온도 변화를 가져옵니다. 게다가 행성 표면의 화산이나 간헐천(geyser) 활동이 활발하면 당연히 대기의 온도 구조가 변할 수 있습니다. 지구형 행성같은 경우에는 대기와 지각(crust) 혹은 대기와 바다(ocean) 간의 화학적 반응이 일어나서 대기의 구조에 영향을 미치기도 합니다.

각 행성이나 위성마다 대기의 열 구조가 확실하게 차이가 납니다. 하지만 대기가 미미한 행성이나 위성은 거의 비슷한 열 구조를 나타냅니다.  ==★

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