대기.

Atmosphere
이 기사는 천체의 대기에 관한 것입니다. 지구 대기에 대해서는 지구 대기를 참고하세요. 기타 용도에 대해서는 대기(동음이의)를 참조하십시오.
"대기 환경"이 여기로 리디렉션됩니다. 과학 저널은 대기 환경을 참조하십시오.
화성은 얇은 가스층으로 구성된 대기를 가지고 있습니다.
지구 주변의 대기 가스는 가시 스펙트럼의 붉은 끝(장파장)을 향해 빛보다 더 많은 푸른 빛(단파장)을 산란시키기 때문에 우주 공간에서 지구를 관찰할 때 수평선 너머로 푸른 빛이 보입니다.
지구 대기의 층들에 관한 도표

대기(고대 그리스 ἀτμ ός(atmós))는 '증기, 증기', σφα ῖρα î(spha )ra) '구'의 한 층으로, 행성을 감싸고 있는 가스층이며, 행성체의 중력에 의해 제자리에 고정됩니다. 행성은 중력이 크고 대기의 온도가 낮을 때 대기를 유지합니다. 항성 대기는 불투명한 광구 위의 층을 포함하는 항성의 외부 영역입니다. 낮은 온도의 항성은 화합물 분자를 포함하는 외부 대기를 가질 수 있습니다.

지구의 대기는 질소(78%), 산소(21%), 아르곤(0.9%), 이산화탄소(0.04%), 미량 가스로 구성되어 있습니다.[2] 대부분의 생물은 호흡을 위해 산소를 사용하고, 번개와 박테리아는 질소 고정을 통해 뉴클레오티드와 아미노산을 만드는 데 사용되는 암모니아를 생성하고, 식물과 조류, 남조류는 광합성을 위해 이산화탄소를 사용합니다. 대기의 층상 구성은 햇빛, 자외선, 태양풍, 우주 광선의 유해한 영향을 최소화하여 유전적 손상으로부터 유기체를 보호합니다. 현재 지구 대기의 구성은 수십억 년 동안 생물에 의한 고생대 대기의 생화학적 변화의 산물입니다.[3]

대기 중 가스의 구성은 행성의 하늘의 색과 불투명도에 영향을 미칠 수 있습니다.[4][5]

구성.

대기의 초기 기체 구성은 행성이 형성된 지역 태양 성운의 화학 및 온도와 적절한 대기 내부에서 일부 가스의 후속 탈출에 의해 결정됩니다. 이 행성들의 원래 대기는 회전하는 기체 원반에서 비롯되었는데, 이 원반은 스스로 붕괴된 다음 일련의 기체와 물질의 공간 고리로 나뉘었고, 이 고리는 나중에 응축되어 태양계의 행성을 형성했습니다. 금성과 화성의 대기는 주로 이산화탄소와 질소, 아르곤과 산소로 구성되어 있습니다.[6]

지구 대기의 구성은 지구가 유지하는 생명의 부산물에 의해 결정됩니다. 지구 대기의 건조한 공기(가스의 혼합물)에는 78.08%의 질소, 20.95%의 산소, 0.93%의 아르곤, 0.04%의 이산화탄소, 그리고 미량의 수소, 헬륨 및 기타 "귀한" 가스(부피 기준)가 포함되어 있지만, 일반적으로 해수면에서 평균 약 1%의 다양한 양의 수증기도 존재합니다.[7]

태양계 거대 행성인 목성, 토성, 천왕성, 해왕성의 낮은 온도와 높은 중력은 이 행성들이 낮은 분자량의 기체를 더 쉽게 유지할 수 있게 해줍니다. 이 행성들은 수소-헬륨 대기를 가지고 있으며, 미량의 더 복잡한 화합물을 가지고 있습니다.

외계 행성 중 두 개의 위성은 상당한 대기를 가지고 있습니다. 토성의 위성 타이탄과 해왕성의 위성 트리톤은 주로 질소로 된 대기를 가지고 있습니다. 명왕성의 궤도에서 태양과 가장 가까운 부분에 있을 때는 트리톤과 비슷한 질소와 메탄의 대기를 가지고 있지만, 이 가스들은 태양에서 더 멀리 떨어져 있을 때는 얼어붙습니다.

태양계 내의 다른 천체들은 평형상태가 아닌 매우 얇은 대기를 가지고 있습니다. 여기에는 달(나트륨 가스), 수성(나트륨 가스), 유로파(산소), 이오(황), 엔셀라두스(수증기)가 포함됩니다.

대기 조성이 결정된 첫 번째 외계 행성은 HD 209458b로 페가수스자리에 있는 항성 주위를 공전하는 근접 궤도를 가진 가스 거인입니다. 이 행성의 대기는 1,000K 이상의 온도로 가열되고, 꾸준히 우주로 탈출하고 있습니다. 수소, 산소, 탄소, 황이 행성의 팽창된 대기에서 감지되었습니다.[8]

대기의 구조

지구

지구의 대기는 특정 가스 성분, 온도, 압력과 같은 다른 특성을 가진 층들로 구성되어 있습니다.

대류권은 대기의 가장 낮은 층입니다. 이것은 행성 표면에서 성층권의 바닥까지 확장됩니다. 대류권은 대기 질량의 75~80%를 포함하며,[9] 날씨가 일어나는 대기층입니다. 대류권의 높이는 적도에서 17km, 극점에서 7.0km 사이에서 다양합니다.

성층권은 대류권의 위쪽에서 중류권의 아래쪽까지 뻗어 있으며, 15km에서 35km 사이의 고도에 오존층을 포함하고 있습니다. 지구가 태양으로부터 받는 자외선 복사의 대부분을 흡수하는 것은 대기층입니다.

중층권은 50km에서 85km에 이르며, 대부분의 유성들이 표면에 도달하기 전에 소각되는 층입니다.

열권은 고도 85km에서 690km의 외권 기저부까지 뻗어 있으며, 태양 복사가 대기를 이온화하는 전리층을 포함하고 있습니다. 전리층의 밀도는 낮에는 행성 표면에서 짧은 거리에서 더 크며 밤에는 전리층이 상승함에 따라 감소하므로 더 넓은 범위의 무선 주파수가 더 먼 거리를 이동할 수 있습니다.

외기권은 지표면에서 690~1,000km에서 시작하여 약 10,000km에 이르며, 여기서 지구의 자기권과 상호작용합니다.

압력.

주 기사: 대기압

대기압은 대기 가스의 수직 기둥의 무게에 의해 결정되는 행성 표면의 단위 면적에 수직인 힘(단위 면적당)입니다. 해당 대기 모델에서 기체 질량의 무게인 대기압은 기압 측정 지점 이상에서 기체의 질량이 감소하기 때문에 높은 고도에서 감소합니다. 공기압의 단위는 표준 대기(atm)를 기준으로 하며, 이는 101,325Pa(760Torr 또는 14.696psi에 해당)입니다. 대기압이 e배(2.71828과 같은 무리수)만큼 감소하는 높이를 척도 높이(H)라고 합니다. 균일한 온도의 대기의 경우 스케일 높이는 대기 온도에 비례하고 건조한 공기의 평균 분자량과 기압 측정 지점에서의 중력의 국소 가속도의 곱에 반비례합니다.

탈출하다

주 기사: 대기 탈출

표면 중력은 행성마다 크게 다릅니다. 예를 들어, 거대 행성 목성의 큰 중력은 중력이 더 낮은 물체에서 탈출하는 수소와 헬륨과 같은 가벼운 가스를 유지합니다. 둘째, 태양으로부터의 거리는 대기 가스를 가열하는 데 사용할 수 있는 에너지를 결정하고, 분자의 열 운동의 일부가 행성의 탈출 속도를 초과하여 행성의 중력의 파악에서 벗어날 수 있게 합니다. 따라서 멀고 차가운 타이탄, 트리톤, 명왕성은 상대적으로 낮은 중력에도 불구하고 대기를 유지할 수 있습니다.

기체 분자의 집합체는 넓은 범위의 속도로 이동할 수 있기 때문에, 우주로 가스가 천천히 누출될 수 있을 만큼 충분히 빠른 속도가 항상 존재할 것입니다. 가벼운 분자는 같은 열 운동 에너지를 가진 무거운 분자보다 더 빨리 움직이므로 저분자량의 기체는 고분자량의 기체보다 더 빨리 손실됩니다. 금성과 화성은 태양 자외선에 의해 수소와 산소로 광분해된 후 수소가 빠져나갔을 때 물의 상당 부분을 잃었을 것으로 생각됩니다. 보통 태양풍이 수소의 탈출을 크게 향상시키므로 지구의 자기장은 이를 방지하는 데 도움이 됩니다. 그러나 지난 30억 년 동안 지구는 대기 산소의 순 2%를 포함한 오로라 활동으로 인해 자기 극 지역을 통해 가스를 잃었을 수 있습니다.[10] 가장 중요한 탈출 과정을 고려한 순효과는 고유 자기장이 대기 탈출로부터 행성을 보호하지 않으며 일부 자화의 경우 자기장의 존재가 탈출 속도를 증가시키는 역할을 한다는 것입니다.[11]

대기 고갈의 원인이 될 수 있는 다른 메커니즘으로는 태양풍에 의한 스퍼터링, 충격 침식, 풍화 및 레골리스 및 극지방 캡으로의 격리(때로는 "동결"이라고도 함)가 있습니다.

지형

대기는 암석 물체의 표면에 극적인 영향을 미칩니다. 대기가 없거나 외층만 있는 물체는 분화구로 덮인 지형을 가지고 있습니다. 대기가 없다면 행성은 유성체로부터 아무런 보호를 받지 못하고, 모두 유성체로 표면과 충돌해 분화구를 만듭니다.

대부분의 유성체는 행성의 표면에 닿기 전에 유성으로 타버립니다. 유성체가 충격을 줄 때, 그 영향은 바람의 작용에 의해 지워지는 경우가 많습니다.[12]

바람의 침식은 대기가 있는 암석 행성의 지형을 형성하는 데 중요한 요소이며 시간이 지남에 따라 분화구와 화산의 영향을 모두 지울 수 있습니다. 또한 압력 없이는 액체가 존재할 수 없기 때문에 대기가 표면에 액체가 존재하도록 하여 호수, 강, 바다가 생성됩니다. 지구와 타이탄은 표면에 액체가 있는 것으로 알려져 있고 화성의 지형은 과거에 화성 표면에 액체가 있었다는 것을 암시합니다.

태양계의 대기

어떤 가스가 유지되는지 보여주는 일부 태양계 물체의 표면 온도에 대한 탈출 속도 그래프. 객체는 스케일에 맞게 그려지고 데이터 점은 가운데 검은 점에 있습니다.

태양계 밖

메인 기사: 외계 대기

순환

주 기사: 대기 순환

대기의 순환은 대류가 열 복사보다 더 효율적인 열의 수송체가 될 때 열 차이로 인해 발생합니다. 주요 열원이 태양 복사인 행성에서는 열대 지방의 과도한 열이 위도가 높은 곳으로 운반됩니다. 목성의 경우처럼 행성 내부에서 상당한 양의 열이 발생하면 대기 중의 대류는 더 높은 온도의 내부에서 표면으로 열 에너지를 운반할 수 있습니다.

중요성

행성 지질학자의 관점에서 대기는 행성 표면을 형성하는 역할을 합니다. 바람은 먼지와 기타 입자를 감지하여 지형과 충돌하면 부조를 침식시키고 퇴적물(에올리언 프로세스)을 남깁니다. 대기 구성에 따라 달라지는 서리와 강수량도 구호에 영향을 미칩니다. 기후 변화는 행성의 지질학적 역사에 영향을 미칠 수 있습니다. 반대로, 지구의 표면을 연구하는 것은 다른 행성의 대기와 기후에 대한 이해로 이어집니다.

기상학자에게 지구 대기의 구성은 기후와 기후의 변화에 영향을 미치는 요인입니다.

생물학자나 고생물학자에게 지구의 대기 구성은 생명체의 모습과 진화에 밀접하게 의존합니다.

참고 항목

참고문헌

  1. ^ Liddell, Henry George; Scott, Robert (2015-09-24). "ἀτμός". A Greek-English Lexicon. Perseus Digital Library. Archived from the original on 24 September 2015.
  2. ^ "Earth's Atmosphere Composition: Nitrogen, Oxygen, Argon and CO2". Earth How. 2017-07-31. Archived from the original on 2022-04-19. Retrieved 2019-10-22.
  3. ^ "Evolution of the Atmosphere". globalchange.umich.edu. Archived from the original on 9 August 2022. Retrieved 30 April 2023.
  4. ^ "Why Uranus and Neptune are different colors". ScienceDaily.
  5. ^ "Planetary Science". www.astronomynotes.com.
  6. ^ Williams, Matt (2016-01-07). "What is the Atmosphere Like on Other Planets?". Universe Today. Archived from the original on 2019-10-22. Retrieved 2019-10-22.
  7. ^ "Atmospheric Composition". Department of Earth & Climate Sciences. San Francisco State University. Archived from the original on 2020-04-20. Retrieved 2019-10-22.
  8. ^ Weaver, D.; Villard, R. (2007-01-31). "Hubble Probes Layer-cake Structure of Alien World's Atmosphere". Hubble News Center. Archived from the original on 2007-03-14. Retrieved 2007-03-11.
  9. ^ "Atmosphere". National Geographic Society. Archived from the original on 2022-06-10. Retrieved 2022-06-09.
  10. ^ Seki, K.; Elphic, R. C.; Hirahara, M.; Terasawa, T.; Mukai, T. (2001). "On Atmospheric Loss of Oxygen Ions from Earth Through Magnetospheric Processes". Science. 291 (5510): 1939–1941. Bibcode:2001Sci...291.1939S. CiteSeerX 10.1.1.471.2226. doi:10.1126/science.1058913. PMID 11239148. S2CID 17644371. Retrieved 2007-03-07.
  11. ^ Gunell, H.; Maggiolo, R.; Nilsson, H.; Stenberg Wieser, G.; Slapak, R.; Lindkvist, J.; Hamrin, M.; De Keyser, J. (2018). "Why an intrinsic magnetic field does not protect a planet against atmospheric escape". Astronomy and Astrophysics. 614: L3. Bibcode:2018A&A...614L...3G. doi:10.1051/0004-6361/201832934.
  12. ^ "Scientists Detected An Incoming Asteroid The Size Of A Car Last Week - Why That Matters To Us". Forbes. Archived from the original on 2019-07-26. Retrieved 2019-07-26.

더보기

외부 링크

위키미디어 커먼즈에는 분위기와 관련된 미디어가 있습니다.