- 열권에 접근하는 몇가지 생각을 좁혀보자 목차
고정관념을 깨보자란 취지로 열권에 접근하는 몇가지 생각을 좁혀보자는 주제를 가져왔습니다. 열대기는 중간 범위 이상의 지구 대기 공간으로 외기권 위에 위치한 공간입니다(그림1 참조). 그것은 지구 대기의 가장 낮은 밀도와 최고 온도이며, 높이는 80킬로그램이 넘습니다. 200~300km 미만의 열기 하부 온도는 빠르게 상승하고 이후 천천히 상승합니다.
태양의 활동성
태양의 자외선광이 질소와 산소 원자의 대기로부터 흡수되기 때문에 고도에 따라 온도가 상승합니다. 태양의 활동성은 대기 온도에 영향을 미칩니다 예를들면,대기온도는낮보다약200℃높고,이는태양의활동보다약500℃높습니다. 대기권은 지구의 대기권입니다. 하지만 대기 밀도는 매우 낮기 때문에 공간적으로도 잘 보이는 것입니다. 사실 그 높이는 지구와 공간의 경계로 간주되는 카르만선보다 높습니다. 우주선과 국제우주정거장(ISS)은 상위 10위 안에 있습니다.
대기 인터페이스 및 외부공간입니다.
열전류
이론적으로는 열전류를 통해 열을 전달하는 것으로 온도 분포를 계산하면 온도가 더 이상 상승하지 않는 한 한계가 있습니다. 이거는 10-Power 인터페이스로 알려져 있습니다요. 대기열 인터페이스의 높이는 태양의 활동량에 따라 250km에서 500km까지 다양하다. 대기권 상공의 고도에서 대기온도는 300℃에서 1600℃까지 일정하게 유지됩니다. 외기대는 평균 자유 길이 수백 킬로미터 이상의 고도에서 시작되므로 입자 충돌은 거의 없습니다. 여기서부터 운동온도나 유체역학법칙은 적용되지 않으며 온도 인터페이스 온도에 따라 외부 공기지역은 350km 또는 800km로 시작됩니다.
밀도 변화
대기밀도는 0km에서 100km로 올라가면 백만 배 정도 작아집니다. 100km만 더 자라면요.높이는 100km 에서 500km 로 증가하면 수천 배 작아지고, 500km 에서 1000km 로 감소합니다. 열대기의 이런 낮은 밀도는 분자 무게의 평균 감소와 온도 상승에 기인합니다 가스 확산에 따른 평균 분자 무게 감소는 열대기의 상부에 있는 등열 지역에서 중요한 역할을 합니다.
위성관찰은 다양한 요인에 의해서 대기 밀도가 변화하는 것을 보여주고 있습니다. 5가지 주요 요인은 11년 주기의 태양활동, 27년 주기의 선풍, 지자기활동, 낮과 밤의 밀도를 변화시키고 마지막으로 4월과 10월의 두 번째로 높은 반년 밀도를 나타냅니다.
이온가스
중성가스는 태양의 자외선 및 X선 방사선에 의해 이온화 되며, 대기 밀도는 너무 낮아 중성가스 입자와 이온가스 입자가 충돌할 가능성은 매우 낮습니다. 그래서 중립 및 이온화된 기체는 이 영역에서 독립적으로 이동합니다. 이온권 중에서 E면과 F면은 상위 10위 안에 속합니다. 약 90~130km 높이에 있는 E리얼 면적은 방송파를 반사하고, 높이 150~300km인 F리얼 면적은 짧은 파도를 반사합니다.
오로라
오로라가 나타나는 높이는 겉보기, 폭, 유형에 따라 다른데 특히 80에서 수백 km 범위다. 100킬로미터에서 250킬로미터의 산소 원자는 녹색으로 빛나고, 주로 250킬로미터 이상의 고층빌딩에서 빨간색으로 빛납니다. 붉은 오로라는 녹색 오로라보다 높게 생산되기 때문에 상대적으로 멀리 관찰됩니다.
대기 온도 지수
태양의 활동은 온도가 가열되고 팽창하여 오히려 더 빨리 줄어들 수도 있습니다. 이 특성을 근거로 해 대기중으로의 적외선 방출량과 함께 태양광 활동 모니터링 지수가 제안되었습니다. 그림 2는 온도 온도 조절 지수(TCI)라 불리는 NASA의 타이메드 위성으로 SABER를 측정한 것입니다.
제가 알려드린 열권에 접근하는 몇가지 생각을 좁혀보자란 내용을 처음 보고 이해가 안되면 2번 이상 다시 읽어보시길 바랍니다.
