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천왕성의 대기

Atmosphere of Uranus
A whitish blue spherical planet against the black background of space
천왕성 바이 보이저 2

천왕성의 대기는 주로 수소와 헬륨으로 이루어져 있다.심층에서는 물, 암모니아, 메탄과 같은 휘발성 물질(이중 "아이씨")이 상당히 농축되어 있다.기온이 낮아 수소와 헬륨보다 무거운 가스를 거의 함유하지 않는 상층 대기의 경우 정반대다.천왕성의 대기는 온도가 49K에 달할 정도로 모든 행성들 중에서 가장 춥다.

그Uranian 분위기 5의 주요 층:대류권에, −300[를]의 고도와 50km와 100~0.1바의 압력 사이에 성층권 50에서 4000km사이에 0.1초와 10−10 바의 압력;그리고 뜨거운 열권이다(그리고 외기권)4,056 km고도 여러 우르로 확장되 사이에 고도가 넘는 기간 나눌 수 있anian1bar 압력에서 공칭 표면으로부터 반지름.[1]지구와 달리 천왕성의 대기는 중층권이 없다.

대류권에는 약 1.2bar의 메탄 구름, 3–10bar의 황화수소 및 암모니아 구름, 20–40bar의 암모늄 수황화 구름, 그리고 마지막으로 50bar 미만의 물 구름 등 4개의 구름층이 있다.상위 두 구름층만이 직접 관측되었다. 깊은 구름이 투기적인 상태를 유지하고 있다.구름 위에는 광화학 연무가 몇 겹이나 쌓여 있다.별개의 밝은 대류권 구름은 천왕성에서는 드물다. 아마도 이 행성 내부의 느린 대류 때문일 것이다.그럼에도 불구하고, 그러한 구름에 대한 관측은 최대 240 m/s의 속도로 현저하게 빠른 행성의 지역 바람을 측정하기 위해 사용되었다.

천왕성의 대기에 대해 알려진 것은 1986년 이 행성을 통과한 보이저 2호가 몇 가지 귀중한 구성 자료를 얻었을 뿐이다.천왕성에 대한 다른 임무는 현재 예정되어 있지 않다.

관찰과 탐구

천왕성의 대기는 OPAL 프로그램 동안 촬영되었다.

천왕성의 내부에는 잘 정의된 고체 표면이 없지만, 천왕성의 기체 봉투(원격 감지가 가능한 지역)의 가장 바깥쪽 부분을 대기라고 한다.[1]원격 감지 기능은 1bar 수준 아래로 약 300km까지 확장되며, 해당 압력은 약 100bar, 온도는 320K이다.[2]

천왕성 대기의 관측 역사는 길고 오류와 좌절감으로 가득 차 있다.천왕성은 비교적 희미한 물체로, 가시적인 각도 지름이 5㎝[3]보다 작다.천왕성의 첫 스펙트럼은 1869년과 1871년 프리즘을 통해 안젤로 세치(Angelo Secchi)와 윌리엄 허긴스(William Huggins)에 의해 관측되었는데, 그는 이를 식별할 수 없는 넓은 다크 밴드를 다수 발견했다.[3]그들은 또한 어떤 태양계 프라운호퍼 선도 감지하지 못했다. 노먼 로커에 의해 나중에 해석된 사실은 천왕성이 태양으로부터 빛을 반사하는 것과는 대조적으로 자신의 빛을 방출했다는 것을 보여준다.[3][4]그러나 1889년 천문학자들은 행성의 사진 자외선 스펙트럼에서 태양 광선을 관측하여 천왕성이 반사광으로 빛나고 있음을 증명했다.[5]가시 스펙트럼에 있는 넓은 암흑 띠의 성질은 20세기 4세기까지 알려지지 않았다.[3]

비록 천왕성은 현재 대체로 빈칸이지만 역사적으로 가끔 특징이 나타나는데, 1884년 3월과 4월에 천문학자인 헨리 조셉 페로틴, 노먼 로커, 찰스 트레피스가 행성의 적도를 돌고 있는 밝고 긴 점(대개 폭풍)을 관찰한 것과 같다.[6]

천왕성의 스펙트럼을 해독하는 열쇠는 1930년대에 루퍼트 와일트와 베스토 슬립셔에 의해 발견되었는데,[7] 그는 543, 619, 925, 865, 890nm의 어두운 띠가 기체 메탄에 속한다는 것을 발견했다.[3]그들은 매우 약하고 탐지하기 위해 긴 길의 길이가 필요했기 때문에 이전에는 관찰된 적이 없었다.[7]이것은 천왕성의 대기가 다른 거대한 행성에 비해 훨씬 더 깊이까지 투명하다는 것을 의미했다.[3]1950년 제라드 카이퍼는 827 nm의 천왕성의 스펙트럼에서 또 다른 확산 다크 밴드를 발견했는데, 이를 식별하지 못했다.[8]1952년 미래의 노벨상 수상자인 게르하르트 헤르츠버그는 이 밴드가 분자수소의 약한 4극 흡수 때문에 발생했다는 것을 보여주었고, 이는 천왕성에서 검출된 두 번째 화합물이 되었다.[9]1986년까지 천왕성 대기에서는 메탄과 수소 두 기체만이 알려져 있었다.[3]1967년부터 시작된 원적외선 분광 관측은 일관되게 천왕성의 대기가 들어오는 태양 복사(즉, 태양으로부터 받은 만큼의 열을 방출)와 대략적인 열 균형에 있다는 것을 보여주었다. 그리고 관측된 온도를 설명하기 위해 내부 열원이 필요하지 않았다.[10]1986년 보이저 2호 방문 전에는 천왕성에서 분리된 특징이 관찰되지 않았다.[11]

1986년 1월 보이저 2호 우주선은 천왕성을 지나 최소 거리 10만7100km로[12] 비행하면서 최초의 근접 영상과 대기의 스펙트럼을 제공했다.그들은 대기가 주로 수소와 헬륨으로 이루어져 있으며 메탄은 2% 정도라고 일반적으로 확인했다.[13]대기는 매우 투명해 보였고 두꺼운 성층권과 대류권 위험은 부족했다.오직 제한된 수의 이산 구름만이 관측되었다.[14]

1990년대와 2000년대에 허블우주망원경과 적응형 광학시스템이 장착된 지상망원경의 관측(예를 들어 Keck 망원경과 NASA 적외선망원경 설비)을 통해 지구로부터 떨어져 있는 구름의 특징을 처음으로 관측할 수 있게 되었다.[15]이들을 추적함으로써 천문학자들은 보이저 2 관측에서만 이전에 알려진 천왕성의 풍속을 재측정하고 천왕성 대기의 역학을 연구할 수 있게 되었다.[16]

구성

천왕성 대기의 구성은 천왕성 전체와 다른데, 주로 분자 수소와 헬륨으로 구성되어 있다.[17]헬륨 몰 분율, 즉 수소/헬륨 분자당 헬륨 원자의 수는 Voyager 2 원적외선 및 무선 침투 관측의 분석을 통해 결정되었다.[18]현재 허용되는 값은 대류권 상부에서 0.152±0.033이며, 이는 질량 분율 0.262±0.048에 해당한다.[17][19]이 값은 0.2741±0.0120의 원극 헬륨 질량 비율에 매우 근접하며,[20] 이는 헬륨이 가스 거대기업에서와 같이 행성의 중심을 향해 정착하지 않았음을 나타낸다.[21]

천왕성 대기 중 세 번째로 풍부한 성분은 메탄(CH4)으로,[22] 그 존재는 지상 분광 관측의 결과로 한동안 알려져 왔다.[17]메탄은 눈에 보이는 적외선과 근적외선에 뛰어난 흡수 띠를 가지고 있어 천왕성 아쿠아마린이나 청록색을 색상으로 만든다.[23]메탄 구름 갑판 아래 1.3 바의 메탄 분자는 어금니 분율별로 대기의 약 2.3%[24]를 차지하는데, 이는 태양에서 발견된 약 10배에서 30배 정도 되는 것이다.[17][18]대류권에서는 온도가 극히 낮아 혼합비가 훨씬 낮아 포화도를 낮추고 과잉 메탄이 얼게 된다.[25]메탄은 구름 위 대류권 상층부에서 포화 증기압의 30%에 불과한 부분적인 압력을 가지고 있는 것으로 보인다.[24]암모니아, 물, 황화수소 등 휘발성이 낮은 화합물의 대기 중 농도는 잘 알려져 있지 않다.[17]그러나, 메탄과 마찬가지로, 그들의 거주량은 아마도 적어도 20에서 30배,[26] 그리고 아마도 수백배 정도 태양 값보다 더 클 것이다.[27]

천왕성의 대기의 동위원소 구성에 대한 지식은 매우 제한적이다.[28]현재까지 알려진 유일한 동위원소 풍부율은 중수소 대 경수소의 풍부함 비율이다: 5.5+3.5-1
.5×10으로−5 1990년대 적외선 우주관측소(ISO)에서 측정했다.목성에서 측정한 (2.25±0.35)×10의−5 원극 값보다 높은 것으로 보인다.[29]중수소는 정상적인 수소 원자로 형성되는 중수소 분자에서 거의 독점적으로 발견된다.[30]

스피처 우주망원경(SST)[31] 측정과 자외선 차단 관측을 포함한 적외선 분광학에서 천왕성의 성층권에서 태양 자외선에 의해 유도된 광분해에 의해 메탄에서 생성되는 것으로 추정되는 복잡한 탄화수소가 미량 검출됐다.[32][33]에탄(CH26), 아세틸렌([32][34]CH22), 메틸아세틸렌(CHCH32), 디아세틸렌(CHCH22) 등이 그것이다.[35]적외선 분광학에서는 또한 성층권 내에 있는 수증기,[36] 일산화탄소[37], 이산화탄소의 흔적을 발견했는데, 이는 분진이나 혜성과 같은 외부 공급원에서 발생할 가능성이 높다.[35]

구조

천왕성 대류권과 성층권 하부의 온도 프로파일.구름과 연무층도 표시된다.

그Uranian 분위기 3의 주요 층:대류권에, −300[를]의 고도와 50km와 100~0.1바의 압력 사이에 성층권은 0.1초와 10−10 막대 사이의 50에서 4000km와 압력;그리고 thermosphere/exosphere 4000킬로미터에서 몇 천왕성의 곡률로 하이까지까지의 연장한 사이에 고도가 넘는 기간 나눌 수 있 surface. 중층권은 없다.[1][38]

대류권

대류권은 대기의 가장 낮고 밀도가 높은 부분으로 고도에 따른 온도 감소로 특징지어진다.[1]기온은 -300km의 대류권 기저부의 약 320K에서 50km의 약 53K로 떨어진다.[2][18]대류권(대류권)의 차가운 상층경계(대류권)의 온도는 실제로 행성 위도에 따라 49~57K의 범위에서 달라지며, 최저 기온은 남위 25° 부근에 도달한다.[39][40]대류권은 대기의 거의 모든 질량을 보유하고 있으며, 대류권역 역시 행성의 열원적외선 방출의 대부분을 담당하여 59.1±0.3K의 유효 온도를 결정한다.[40][41]

대류권은 매우 복잡한 구름 구조를 가지고 있다고 믿어지고 있다. 물 구름은 50~300bar, 암모늄 수황화 구름은 20~40bar, 암모니아 또는 황화수소 구름은 3bar에서 10bar 사이, 마지막으로 얇은 메탄 구름은 1~2bar로 가정한다.[2][23][26]보이저 2호가 메탄구름을 직접 감지했음에도 불구하고 다른 모든 구름층들은 투기적인 상태로 남아 있다.[24]황화수소 구름층의 존재는 황과 질소 함량의 비율(S/N 비율)이 태양값 0.16보다 현저히 클 경우에만 가능하다.[23]그렇지 않으면 모든 황화수소는 암모니아와 반응하여 수황화 암모늄을 생성하며 암모니아 구름은 대신 3-10bar의 압력 범위에서 나타날 것이다.[27]상승된 S/N 비율은 암모늄 수황화 구름이 형성되는 20-40bar 압력 범위에서 암모니아 고갈을 의미한다.이것들은 물구름 안의 물방울이나 깊은 물암모니아 이온 대양에서 암모니아가 용해되면서 발생할 수 있다.[26][27]

상위 두 구름층의 정확한 위치는 다소 논란의 여지가 있다.메탄 구름은 보이저 2호가 1.2–1.3 바에서 무선 통신에 의해 직접 감지했다.[24]이 결과는 나중에 보이저 2 사지 영상의 분석에 의해 확인되었다.[23]더 깊은 암모니아/수소 황화 구름의 상단은 가시광선 및 근적외선 스펙트럼 범위(0.5–1μm)의 분광 데이터를 바탕으로 3bar로 결정되었다.[42]그러나 최근 1-2.3μm의 파장 범위에서 분광 데이터를 분석한 결과 메탄구름대가 2bar, 하부구름대가 6bar로 나타났다.[43]이 모순은 천왕성의 대기의 메탄 흡수에 대한 새로운 데이터가 이용가능할 때 해결될 수 있다.[b]두 개의 상부 구름층의 광학적 깊이는 위도에 따라 다양하다: 둘 다 적도에 비해 극지방에서 얇아지지만, 2007년에 메탄 구름층의 광학적 깊이는 45°S로 최대 국부적 최대치를 나타냈는데, 이 곳은 남쪽 극지방 칼라가 위치해 있다(아래 참조).[46]

대류권은 매우 역동적이어서 강한 지역 바람, 밝은 메탄[48] 구름,[47] 어두운 부분, 눈에 띄는 계절적 변화를 보여준다.(아래 참조)[49]

천왕성의 성층권과 열권의 온도 프로파일.그늘진 지역은 탄화수소가 밀집한 곳이다.

성층권

성층권은 천왕성 대기의 중간 층으로, 대류권 53K에서 기층 열권 800~850K로 고도에 따라 일반적으로 온도가 상승한다.[50]성층권의 발열은 뜨거운 열권으로부터의[51][52] 하향 열전도뿐만 아니라 메탄에 의한 태양 자외선과 IR 방사선의 흡수 및 메탄 광분해로 형성된 복합 탄화수소에 의해 발생한다.[33][51]메탄은 분자수소에 대한 혼합비가 포화보다 3배 낮은 약 3×10인–5 차가운 대류권을 통해 성층권으로 들어간다.[25]0.1mbar의 압력에 해당하는 고도에서 10여−7 m로 더 감소한다.[53]

메탄보다 무거운 탄화수소는 고도 160~320km 사이의 비교적 좁은 층에 존재하며, 압력 범위는 10~0.1mbar, 온도는 100~130K에 해당한다.[25][35]메탄 다음으로 가장 풍부한 성층권 탄화수소는 아세틸렌과 에탄으로 혼합비율은 약 10이다−7.[53]메틸아세틸렌과 디아세틸렌과 같은 중형 탄화수소의 혼합비율은 약 10−10 - 3배 낮다.[35]성층권의 온도와 탄화수소 혼합비는 시간과 위도에 따라 다르다.[54][c]복합 탄화수소는 13.7μm의 파장에서 강한 방출선을 갖는 성층권, 특히 아세틸렌의 냉각을 담당한다.[51]

성층권에는 탄화수소 외에도 일산화탄소가 함유되어 있으며 수증기와 이산화탄소의 흔적도 포함되어 있다.일산화탄소 혼합비(3 × 10−8)는 탄화수소와 매우 유사한 반면 이산화탄소와 물의 혼합비는 각각 10과−11 8×10−9 정도 된다.[37][35][57]이 세 가지 화합물은 성층권에 비교적 균일하게 분포하며 탄화수소처럼 좁은 층에 국한되지 않는다.[35][37]

에탄, 아세틸렌, 디아세틸렌은 성층권의[33] 더 추운 하부에서 광학 깊이가 약 0.01인 아지랑이를 형성하며 가시광선으로 응축된다.[58]응결은 에탄, 아세틸렌, 디아세틸렌의 경우 각각 약 14, 2.5, 0.1mbar에서 발생한다.[59][d]천왕성 성층권의 탄화수소의 농도는 다른 거대한 행성의 성층권에 비해 현저하게 낮다. 천왕성의 상층 대기는 안개 층 위로 매우 깨끗하고 투명하다.[54]이 고갈은 약한 수직 혼합에 의해 발생하며, 천왕성의 성층권을 덜 불투명하게 하고, 그 결과 다른 거대한 행성의 성층권보다 더 차갑게 만든다.[54][60]위험은 모체 탄화수소와 마찬가지로 천왕성에 고르지 않게 분포하고 있으며, 1986년 대지에 보이저 2호가 행성을 지나갈 때 태양빛 기둥 근처에 집중되어 자외선에 어둡게 되었다.[61]

열권 및 전리권

천왕성 대기의 가장 바깥쪽 층은 수천 킬로미터까지 확장되며, 열권/외부권이며, 온도는 약 800에서 850K이다.[51][62]이것은 예를 들어, 토성의 열권에서 관측된 420 K보다 훨씬 높다.[63]태양열 FUV/EUV 방사선과 오로라 활성은 필요한 에너지를 제공할 수 없기 때문에 이러한 고온을 유지하는 데 필요한 열원을 이해할 수 없다.[50][62]성층권 탄화수소의 고갈로 인한 냉각 효율의 약화가 이러한 현상의 원인이 될 수 있다.[54]열권에는 분자 수소 외에도 많은 양의 자유 수소 원자가 들어 있는 반면 [50]헬륨은 낮은 고도에서 분산적으로 분리되기 때문에 여기에 없는 것으로 생각된다.[64]

열권과 성층권 상층부는 이온과 전자가 많이 들어 있어 천왕성의 전리층을 형성하고 있다.[65]보이저 2호 우주선의 전파 오컬레이션 관측 결과, 전리권은 고도 1,000km에서 10,000km 사이에 있으며 1,000~3,500km 사이의 좁고 밀도가 높은 여러 층을 포함할 수 있다.[65][66]천왕성 전리권의 전자 밀도는 평균 104 cm로−3 성층권의 좁은 층에서 최고 105−3 cm에 이른다.[67][66]전리층은 주로 태양 자외선에 의해 유지되며 그 밀도는 태양 활동에 따라 달라진다.[67][68]천왕성의 귀리 활동은 목성과 토성만큼 강력하지 않고 이온화에 거의 기여하지 않는다.[e][69]높은 전자 밀도는 부분적으로 성층권의 탄화수소의 낮은 농도에 기인할 수 있다.[54]

전리층과 열권에 관한 정보의 출처 중 하나는 삼수체 양이온(H3+)의 강도 높은 중간적외선(3~4μm) 배출의 지상 기반 측정에서 나온다.[67][70]총 방출 전력은 1–2 × 1011 W이며, 이는 거의 적외선에 가까운 수소 4극 방출보다 더 높은 수순이다.[f][71]3수소 양이온은 전리층의 주요 냉각기 중 하나로 기능한다.[72]

천왕성의 상층 대기는 낮빛 또는 전기광으로 알려진 극 자외선(90–140nm) 방출의 원천으로, H3+ IR 방사선과 마찬가지로 지구의 태양빛 부분에서만 방출된다.모든 거대 행성의 열공간에서 발생하며 발견 후 한동안 신비했던 이 현상은 태양 복사나 광전자에 의해 흥분되는 원자 및 분자 수소의 UV 형광으로 해석된다.[73]

코로나 수소

분자의 평균 자유 경로가 척도 높이를 초과하는 열권 상부를 외권이라고 한다.[g][74]천왕성 외부권의 하부 경계인 엑소바제는 행성 반지름의 1/4인 약 6,500 km의 높이에 표면 위로 위치한다.[74]외권은 유달리 연장되어 행성에서 몇 개의 천왕성 반지름까지 도달한다.[75][76]주로 수소 원자로 만들어지며 흔히 천왕성의 수소 코로나라고 불린다.[77]높은 온도와 열권 기저부의 상대적으로 높은 압력은 천왕성의 외권이 왜 그렇게 넓은지를 부분적으로 설명해준다.[h][76]코로나의 원자 수소 밀도는 행성과의 거리에 따라 천천히 떨어져 천왕성에서 몇 반지름으로 cm당3 몇 백 개의 원자만큼 높은 상태로 남아 있다.[79]이 비대해진 외부권의 영향은 천왕성을 선회하는 작은 입자들을 끌어서 천왕성 고리에 있는 먼지의 일반적인 고갈을 유발하는 것을 포함한다.폭발하는 먼지는 차례로 지구의 상층 대기를 오염시킨다.[77]

역학

천왕성의 지역 풍속.그늘진 지역은 남쪽 칼라와 미래의 북쪽 칼라를 보여준다.빨간색 곡선은 데이터에 대칭적으로 적합하다.
주요 기사:천왕성의 기후

천왕성은 목성과 토성에 널리 퍼져 있는 넓은 형형색색의 띠와 큰 구름이 결여된 비교적 싱거운 모습을 하고 있다.[15][61]1986년 이전에는 천왕성의 대기에서 분리된 특징들이 단 한 번 관측되었다.[11][6]보이저 2호가 관찰한 천왕성에서 가장 눈에 띄는 특징은 -40°와 -20° 사이의 어두운 저위도와 밝은 남쪽 극지방이었다.[61]캡의 북쪽 경계는 위도의 약 -45°에 위치하였다.가장 밝은 영역 밴드는 -50° ~ -45°의 캡 가장자리 근처에 위치했고, 그 후 폴라 칼라라고 불렸다.[80]1986년 동지 때 존재했던 남극모자는 1990년대 들어 희미해졌다.[81]2007년 이분 후 남극칼라 역시 희미해지기 시작했고, 북극칼라 역시 위도 45~50도(2007년 처음 등장)에 위치한 북극칼라가 그 이후 더욱 눈에 띄게 커졌다.[82]

천왕성의 대기는 다른 거대한 행성에 비해 잔잔하다.1986년 이후 두 반구의[15] 중간 위도와 천왕성 암점 1개의 작은 밝은 구름만이 관측되었다.[48]위도의 -34°에 위치하고 Berg라고 불리는 밝은 구름 특징들 중 하나는 아마도 적어도 1986년 이후로 계속 존재했을 것이다.[83]그럼에도 불구하고 천왕성의 대기는 적도 부근의 역행(회전 반대) 방향으로 다소 강한 지역풍이 불지만 ±20° 위도의 프로그램 방향 극지방으로 전환된다.[84]풍속은 적도에서 -50~-100m/s로 50° 위도에 가까운 240m/s까지 상승한다.[81]2007년 춘분 전에 측정한 풍향은 남반구에서 강한 바람으로 약간 비대칭이었지만, 2007년 이전에 이 반구가 태양에 의해 지속적으로 조명되었기 때문에 계절적 효과로 판명되었다.[81]2007년 이후 북반구의 바람은 빨라졌고 남반구의 바람은 느려졌다.

천왕성은 84년 궤도에 걸쳐 상당한 계절적 변화를 보인다.그것은 일반적으로 용광로 근처가 더 밝고 분천에는 더 어둡다.[49]이러한 변화는 주로 시야 기하학의 변화에 의해 발생한다: 밝은 극지방은 용석 근처로 보이는 반면, 어두운 적도는 분천 근처로 보인다.[85]여전히 대기의 반사율에는 몇 가지 본질적인 변화가 존재한다: 주기적으로 희미해지고 밝아지는 폴라 캡과 등장하고 사라지는 폴라 칼라가 있다.[85]

참고 항목

메모들

  1. ^ a b 음의 고도는 1bar에서 공칭 표면 아래의 위치를 가리킨다.
  2. ^ 실제로, 최근 메탄 흡수 계수의 새로운 데이터 세트에 기초한 분석은 구름을 각각 1.6과 3bar로 이동시켰다.[44][45]
  3. ^ 1986년에 성층권은 적도 근처보다 극지방의 탄화수소에서 더 열악했다;[25] 극지방에서는 탄화수소가 훨씬 낮은 고도에 국한되었다.[55]성층권의 온도는 용광로에서 상승하고 분분에서는 50K만큼 감소할 수 있다.[56]
  4. ^ 이러한 고도에서 온도는 국부적으로 최대치를 가지며, 이는 안개 입자에 의한 태양 복사 흡수 때문일 수 있다.[17]
  5. ^ 오로라에 입력되는 총 전력은 3–7 × 1010 W로 열권을 가열하기에 충분하지 않다.[69]
  6. ^ 천왕성의 열권은 1–2 × 1010 W의 총 방출 전력으로 스펙트럼의 근적외선 부분(1.8–2.5 μm)에서 수소 4극 방출 라인을 생성한다.스펙트럼의 원적외선 부분에서 분자수소가 방출하는 전력은 약 2 × 1011 W이다.[71]
  7. ^ sch = RT/(Mgj)로 정의되며 여기서 R = 8.31 J/mol/K는 기체 상수, M ≈ 0.0023 kg/mol은 천왕성 대기 중 평균 어금질량,[17] T는 온도, g gj 8.9 m/s는2 천왕성 표면의 중력 가속도다.온도는 대류권 53K에서 열권 800K까지 다양하므로 척도 높이는 20~400km까지 변화한다.
  8. ^ 코로나는 상당한 수의 초열(최대 2 eV의 에너지) 수소 원자를 포함하고 있다.그들의 기원은 불분명하지만, 열권을 가열하는 것과 같은 메커니즘에 의해 만들어질 수도 있다.[78]

인용구

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참조

외부 링크

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