열권

측정할 대기의 모든 층을 보여주는 지구 대기 다이어그램

열권은 지구 대기의 중간권 바로 위와 외기권 아래에 있는 층이다.이 대기층 내에서 자외선은 분자의 광이온화/광이동을 일으켜 이온을 생성한다. 따라서 열권은 전리층의 대부분을 구성한다.그것의 이름은 열을 뜻하는 그리스어 ρόμό ( (발음된 보온병)에서 따온 것으로, 열권은 ^[1]해수면으로부터 약 80 킬로미터 (50 mi)에서 시작된다.이러한 높은 고도에서 잔류 대기 가스는 분자 질량에 따라 지층으로 분류됩니다(터브스피어 참조).열권 온도는 고도에 따라 고에너지 태양복사의 흡수 때문에 상승한다.온도는 태양 활동에 크게 의존하며 2,000°C(3,630°F) 이상까지 상승할 수 있습니다.방사선은 이 층의 대기 입자를 전하를 띠게 하여 전파를 굴절시켜 수평선 너머로 수신할 수 있게 합니다.해수면으로부터 약 600km(375mi) 상공에서 시작되는 외기권에서는 대기가 우주로 변하지만, 카르만 선의 정의에 대해 설정된 판정 기준에 따르면 열권 자체는 우주의 일부이다.열권과 외기권 사이의 경계는 열권계면으로 알려져 있다.

이 층의 고감쇠 가스는 낮 동안 2,500°C(4,530°F)에 이를 수 있습니다.높은 온도에도 불구하고, 관측자나 물체는 열권에서 차가운 온도를 경험할 것입니다. 왜냐하면 가스의 밀도가 매우 낮기 때문입니다(실제로 딱딱한 진공 상태).열 복사에 의해 손실되는 에너지는 직접 접촉에 의해 대기 가스에서 획득되는 에너지를 초과할 수 있기 때문에 일반 온도계는 적어도 밤에 0°C(32°F)를 훨씬 밑돈다.160km(99mi) 이상의 음향 영역에서는 밀도가 너무 낮아 소리를 전달하기엔 분자 상호작용이 너무 드물다.

열권의 역학은 주로 주간 난방에 의해 움직이는 대기 조수에 의해 지배된다.대기파는 중성 가스와 전리층 플라즈마 간의 충돌로 인해 이 수준 이상에서 소멸됩니다.

408~410km(254~255mi)의 열권 중앙에서 지구를 도는 국제우주정거장과 340~450km(210~280mi)의 톈궁우주정거장을 제외하면 열권에는 사람이 살지 않는다.

중성가스 성분

고도 약 12km(7.5mi)와 고도 약 85km(53mi)에서 두 온도 최소치에 따라 대기권을 분리하는 것이 편리하다(그림 1).열권(또는 상부 대기권)은 85km(53mi) 이상의 높이 영역이며, 대류권계면과 중간권계면 사이의 영역은 태양 자외선 복사의 흡수가 45km(28mi) 부근에서 최대 온도를 생성하고 오존층을 발생시키는 중간 대기권(층권과 중간권)이다.

그림 1전기전도율(왼쪽⁻³), 온도(중간), 전자수 밀도(오른쪽)의 프로파일에 따른 대기권 명명법

지구 대기의 밀도는 고도에 따라 거의 기하급수적으로 감소한다.대기의 총 질량은 지상 1평방센티미터의 기둥 내에서 M = h_A H 1 1kg/cm이다²³(z_A = 0m 고도에서 지상의 대기 밀도, H 8 8km).그 질량의 80%는 대류권 안에 집중되어 있다.약 85km(53mi) 이상의 열권 질량은 전체 질량의 0.002%에 불과하다.따라서 열권에서 저층 대기권으로의 유의한 에너지 피드백은 기대할 수 없다.

난류는 약 110km(68mi)에 있는 터보권계면 아래의 저층 대기권 내의 공기를 그 조성을 바꾸지 않는 가스의 혼합물로 만든다.평균 분자량은 29g/mol이며 분자 산소(O)와₂ 질소(N₂)를 주요 성분으로 한다.그러나 터보계면 위에서는 다양한 성분의 확산 분리가 중요하므로 각 성분은 분자량에 반비례하는 스케일 높이를 갖는 기압 높이 구조를 따른다.가벼운 성분인 원자 산소(O), 헬륨(He), 수소(H)는 약 200km(124mi) 이상의 고도에서 차례로 지배하며 지리적 위치, 시간, 태양 활동에 따라 변화합니다.전리층 F 영역의 전자 밀도 측정값인 N/O 비율은₂ 이러한 ^[2]변화에 크게 영향을 받습니다.이러한 변화는 동적 프로세스 중에 주요 가스 성분을 통해 부성분이 확산됨에 따라 발생합니다.

열권에는 지구 표면에서 80~100km 떨어진 중간권 가장자리에서 발생하는 10km(6.2mi) 두께의 띠에 위치한 상당한 농도의 원소 나트륨이 포함되어 있습니다.나트륨의 평균 농도는 입방 센티미터 당 400,000개의 원자를 가지고 있습니다.이 대역은 들어오는 유성에서 승화하는 나트륨으로 정기적으로 보충된다.천문학자들은 이 나트륨 띠를 광학적 보정 과정의 일부로 사용하여 초선명한 ^[3]지상 관측을 생성하기 시작했습니다.

에너지 입력

에너지 예산

열권 온도는 밀도 관측뿐만 아니라 직접 위성 측정에서도 확인할 수 있습니다.그림 1의 온도 대 고도 z는 이른바 베이츠 프로파일로 ^[4]시뮬레이션할 수 있습니다.

(1) $T=T_{\infty }-(T_{\infty }-T_{0})e^{-s(z-z_{0})}$ $T=T_{\infty }-(T_{\infty }-T_{0})e^{-s(z-z_{0})}$ $T=T_{\infty }-(T_{\infty }-T_{0})e^{-s(z-z_{0})}$ - $T=T_{\infty }-(T_{\infty }-T_{0})e^{-s(z-z_{0})}$ ( $T=T_{\infty }-(T_{\infty }-T_{0})e^{-s(z-z_{0})}$ $T=T_{\infty }-(T_{\infty }-T_{0})e^{-s(z-z_{0})}$ - $T=T_{\infty }-(T_{\infty }-T_{0})e^{-s(z-z_{0})}$ ) $T=T_{\infty }-(T_{\infty }-T_{0})e^{-s(z-z_{0})}$ - $T=T_{\infty }-(T_{\infty }-T_{0})e^{-s(z-z_{0})}$ ( $T=T_{\infty }-(T_{\infty }-T_{0})e^{-s(z-z_{0})}$ z - $T=T_{\infty }-(T_{\infty }-T_{0})e^{-s(z-z_{0})}$ 0 $){$ $displaystyle$ T $=T_{\infty }-(T_{\infty$ }- $T_{0})e^{-s(z-z_{0$ }}}}}

T의_∞ 경우 약 400km 고도를 초과하는 외기 온도_o, T = 355K_o, z = 120km 기준 온도 및 높이이며 T에 따라_∞ 감소하고 T에 따라_∞ 감소하는 경험적 매개변수이다.그 공식은 단순한 열전도 방정식에서 도출된다.z = 120km 고도보다 높은_o qµ 0.8 - 1.6mW²/m의_o 총 열 입력량을 추정할 수 있다.평형상태를 얻기 위해 z이상의_o 열입력q는_o 열전도에 의해 저대기영역으로 손실된다.

외기온도_∞ T는 태양 XUV 방사선의 공정한 측정값이다.파장 10.7cm의 태양 전파 방출 F는 태양 활동의 좋은 지표이기 때문에 조용한 자기권 조건의 ^[5]경험식을 적용할 수 있다.

(2 $T_{\infty }\simeq 500+3.4F_{0}$ ) T $T_{\infty }\simeq 500+3.4F_{0}$ $T_{\infty }\simeq 500+3.4F_{0}$ $T_{\infty }\simeq 500+3.4F_{0}$ $T_{\infty }\simeq 500+3.4F_{0}$ 4 $T_{\infty }\simeq 500+3.4F_{0}$ $F_{0}}$

T가 K, F가_o⁻² 10 W⁻² m⁻¹ Hz(코빙턴 지수)일_∞ 때 F 값은 여러 태양 주기에 걸쳐 평균이었다.코빙턴지수는 태양주기 동안 일반적으로 70에서 250 사이로 변화하며, 결코 50 이하로 떨어지지 않는다.따라서 T는_∞ 약 740~1350K 사이에서 변화합니다.매우 조용한 자기권 조건 동안, 여전히 지속적으로 흐르는 자기권 에너지 입력은 eq. (2)에서 500 K의 잔류 온도에 약 250 K만큼 기여합니다.eq(2)의 나머지 250K는 대류권 내에서 생성되어 하위 열권 내에서 소멸되는 대기파에 기인할 수 있다.

태양 XUV 복사

170nm 미만의 파장의 태양 X선과 극자외선(XUV)은 열권 내에서 거의 완전히 흡수된다.이 방사선은 다양한 전리층뿐만 아니라 이러한 높이에서 온도 상승을 일으킨다(그림 1).태양 가시광선(380 - 780 nm)은 태양 ^[6]상수의 약 0.1% 이하의 변동으로 거의 일정하지만, 태양 XUV 방사선은 시간과 공간적으로 매우 가변적이다.예를 들어, 태양 플레어와 관련된 X선 폭발은 수십 분 동안 플레어 이전 수준에서 그 강도를 엄청나게 높일 수 있다.극자외선에서 121.6nm의 라이만α선은 전리층 ^[7]D층 높이에서 이온화 및 해리의 중요한 원천을 나타낸다.조용한 태양 활동 기간 동안, 그것만으로도 다른 XUV 스펙트럼보다 더 많은 에너지를 포함합니다.27일과 11년의 주기로 100% 이상의 준주기적 변화는 태양 XUV 방사선의 현저한 변화에 속한다.그러나 시간 척도에 따른 불규칙한 변동은 ^[8]항상 존재합니다.낮은 태양 활동 동안, 열권으로 유입되는 총 에너지의 약 절반은 태양 XUV 방사선으로 생각됩니다.태양 XUV 에너지 입력은 낮 시간에만 발생하며, 분점 동안 적도에서 최대화됩니다.

태양풍

열권에 입력되는 두 번째 에너지원은 잘 알려지지 않은 메커니즘에 의해 자기권으로 전달되는 태양풍 에너지입니다.에너지를 전달하는 한 가지 가능한 방법은 유체역학 발전기 과정을 통해서입니다.태양풍 입자는 지자기장 선이 기본적으로 수직으로 향하는 자기권의 극지방을 관통합니다.새벽부터 해질녘까지 전계가 발생한다.마지막으로 닫힌 지자기장 선을 따라 오로라 구역 내의 각점과 함께 전계 정렬 전류가 전리층 발전기 영역으로 흐를 수 있으며, 여기서 전기 페더센과 홀 전류에 의해 차단됩니다.페더센 전류의 오믹 손실은 하위 열권을 가열합니다(예: 자기권 전기 대류장 참조).또, 자기권으로부터 오로라 영역에 고에너지 입자가 침투하는 것으로, 도전성이 큰폭으로 향상해, 한층 더 전류를 증가시켜, 줄가열을 실시한다.조용한 자기권 활동 동안, 자기권은 아마도 열권의 에너지 ^[9]예산에 1/4 정도 기여합니다.이는 eq(2)의 외기 온도의 약 250K에 해당한다.그러나 매우 큰 활동 동안 이 열 입력은 4배 이상 크게 증가할 수 있습니다.태양풍의 유입은 주로 오로라 지역에서 낮과 밤에 발생합니다.

대기파

대기권 하층에는 파장에너지를 위로 운반할 수 있는 파장이 유한한 내부파장과 파장에너지를 ^[10]운반할 수 없는 파장이 무한히 큰 외부파 두 종류가 존재한다.대기 중력파와 대류권 내에서 발생하는 대부분의 대기 조류는 내부파에 속한다.이들의 밀도 진폭은 높이에 따라 기하급수적으로 증가하여 중간 계면에서 이러한 파동이 난류가 되고 에너지가 소멸된다(해안에서의 파동의 파단과 유사함). 따라서 eq. (2)에서 약 250K의 열권 가열에 기여한다.한편, 태양 복사 강도에 의해 가장 효율적으로 들뜨는 (1, -2)로 표기된 기본 주간 조류는 외부 파동이며, 낮은 대기 및 중간 대기권 내에서 한계 역할만 한다.하지만, 열권 고도에서, 그것은 지배적인 파동이 된다.그것은 약 100에서 200km 사이의 전리층 발전기 영역 내에서 Sq 전류를 구동합니다.

난방은 주로 해일에 의해 위도가 낮은 저위도와 중위도에서 발생한다.이 가열의 변동성은 대류권과 중간 대기 내 기상 조건에 따라 달라지며, 약 50%를 초과할 수 없다.

다이내믹스

그림 2(a) 대칭 바람 구성 요소₂⁰(P), (b) 대칭 바람 구성₁⁰ 요소(P) 및 (d) 대칭 일주 바람 구성₁¹ 요소(P)의 순환 자오선 높이 도식 단면.오른쪽 상단 패널(c)은 현지 시간에 따라 북반구 주행 성분의 수평 바람 벡터를 보여준다.

고도 약 150km(93mi) 이상의 열권 내에서는 모든 대기파가 연속적으로 외부파가 되며, 이렇다 할 수직파 구조가 보이지 않는다.대기파 모드는 m개의 자오파 번호와 n개의 구역파 번호(m = 0: 구역 평균 흐름, m = 1: 일주조, m = 2: 반일조 등)를 갖는 구면 함수_n^m P로 감소한다.열권은 저역 통과 필터 특성을 가진 감쇠 발진기 시스템이 됩니다.즉, (n,m)의 수가 더 크고 주파수가 더 높은 파형은 대규모 파형과 낮은 주파수로 억제됩니다.매우 조용한 자기권 교란과 일정한 평균 외기 온도(구상 평균)를 고려할 경우, 외기 온도 분포의 관측된 시간적 및 공간적 분포는 다음과 같은 구면 ^[11]함수의 합으로 설명할 수 있다.

(3) $T(\varphi ,\lambda ,t)=T_{\infty }\{1+\Delta T_{2}^{0}P_{2}^{0}(\varphi )+\Delta T_{1}^{0}P_{1}^{0}(\varphi )\cos[\omega _{a}(t-t_{a})]+\Delta T_{1}^{1}P_{1}^{1}(\varphi )\cos(\tau -\tau _{d})+\cdots \}$ T $T(\varphi ,\lambda ,t)=T_{\infty }\{1+\Delta T_{2}^{0}P_{2}^{0}(\varphi )+\Delta T_{1}^{0}P_{1}^{0}(\varphi )\cos[\omega _{a}(t-t_{a})]+\Delta T_{1}^{1}P_{1}^{1}(\varphi )\cos(\tau -\tau _{d})+\cdots \}$ ( $T(\varphi ,\lambda ,t)=T_{\infty }\{1+\Delta T_{2}^{0}P_{2}^{0}(\varphi )+\Delta T_{1}^{0}P_{1}^{0}(\varphi )\cos[\omega _{a}(t-t_{a})]+\Delta T_{1}^{1}P_{1}^{1}(\varphi )\cos(\tau -\tau _{d})+\cdots \}$ $T(\varphi ,\lambda ,t)=T_{\infty }\{1+\Delta T_{2}^{0}P_{2}^{0}(\varphi )+\Delta T_{1}^{0}P_{1}^{0}(\varphi )\cos[\omega _{a}(t-t_{a})]+\Delta T_{1}^{1}P_{1}^{1}(\varphi )\cos(\tau -\tau _{d})+\cdots \}$ 、 $T(\varphi ,\lambda ,t)=T_{\infty }\{1+\Delta T_{2}^{0}P_{2}^{0}(\varphi )+\Delta T_{1}^{0}P_{1}^{0}(\varphi )\cos[\omega _{a}(t-t_{a})]+\Delta T_{1}^{1}P_{1}^{1}(\varphi )\cos(\tau -\tau _{d})+\cdots \}$ $T(\varphi ,\lambda ,t)=T_{\infty }\{1+\Delta T_{2}^{0}P_{2}^{0}(\varphi )+\Delta T_{1}^{0}P_{1}^{0}(\varphi )\cos[\omega _{a}(t-t_{a})]+\Delta T_{1}^{1}P_{1}^{1}(\varphi )\cos(\tau -\tau _{d})+\cdots \}$ ) $T(\varphi ,\lambda ,t)=T_{\infty }\{1+\Delta T_{2}^{0}P_{2}^{0}(\varphi )+\Delta T_{1}^{0}P_{1}^{0}(\varphi )\cos[\omega _{a}(t-t_{a})]+\Delta T_{1}^{1}P_{1}^{1}(\varphi )\cos(\tau -\tau _{d})+\cdots \}$ $T(\varphi ,\lambda ,t)=T_{\infty }\{1+\Delta T_{2}^{0}P_{2}^{0}(\varphi )+\Delta T_{1}^{0}P_{1}^{0}(\varphi )\cos[\omega _{a}(t-t_{a})]+\Delta T_{1}^{1}P_{1}^{1}(\varphi )\cos(\tau -\tau _{d})+\cdots \}$ $T(\varphi ,\lambda ,t)=T_{\infty }\{1+\Delta T_{2}^{0}P_{2}^{0}(\varphi )+\Delta T_{1}^{0}P_{1}^{0}(\varphi )\cos[\omega _{a}(t-t_{a})]+\Delta T_{1}^{1}P_{1}^{1}(\varphi )\cos(\tau -\tau _{d})+\cdots \}$ { $T(\varphi ,\lambda ,t)=T_{\infty }\{1+\Delta T_{2}^{0}P_{2}^{0}(\varphi )+\Delta T_{1}^{0}P_{1}^{0}(\varphi )\cos[\omega _{a}(t-t_{a})]+\Delta T_{1}^{1}P_{1}^{1}(\varphi )\cos(\tau -\tau _{d})+\cdots \}$ + $T(\varphi ,\lambda ,t)=T_{\infty }\{1+\Delta T_{2}^{0}P_{2}^{0}(\varphi )+\Delta T_{1}^{0}P_{1}^{0}(\varphi )\cos[\omega _{a}(t-t_{a})]+\Delta T_{1}^{1}P_{1}^{1}(\varphi )\cos(\tau -\tau _{d})+\cdots \}$ $T(\varphi ,\lambda ,t)=T_{\infty }\{1+\Delta T_{2}^{0}P_{2}^{0}(\varphi )+\Delta T_{1}^{0}P_{1}^{0}(\varphi )\cos[\omega _{a}(t-t_{a})]+\Delta T_{1}^{1}P_{1}^{1}(\varphi )\cos(\tau -\tau _{d})+\cdots \}$ 0 $T(\varphi ,\lambda ,t)=T_{\infty }\{1+\Delta T_{2}^{0}P_{2}^{0}(\varphi )+\Delta T_{1}^{0}P_{1}^{0}(\varphi )\cos[\omega _{a}(t-t_{a})]+\Delta T_{1}^{1}P_{1}^{1}(\varphi )\cos(\tau -\tau _{d})+\cdots \}$ 0 ( $T(\varphi ,\lambda ,t)=T_{\infty }\{1+\Delta T_{2}^{0}P_{2}^{0}(\varphi )+\Delta T_{1}^{0}P_{1}^{0}(\varphi )\cos[\omega _{a}(t-t_{a})]+\Delta T_{1}^{1}P_{1}^{1}(\varphi )\cos(\tau -\tau _{d})+\cdots \}$ ) + $T(\varphi ,\lambda ,t)=T_{\infty }\{1+\Delta T_{2}^{0}P_{2}^{0}(\varphi )+\Delta T_{1}^{0}P_{1}^{0}(\varphi )\cos[\omega _{a}(t-t_{a})]+\Delta T_{1}^{1}P_{1}^{1}(\varphi )\cos(\tau -\tau _{d})+\cdots \}$ $T(\varphi ,\lambda ,t)=T_{\infty }\{1+\Delta T_{2}^{0}P_{2}^{0}(\varphi )+\Delta T_{1}^{0}P_{1}^{0}(\varphi )\cos[\omega _{a}(t-t_{a})]+\Delta T_{1}^{1}P_{1}^{1}(\varphi )\cos(\tau -\tau _{d})+\cdots \}$ $T(\varphi ,\lambda ,t)=T_{\infty }\{1+\Delta T_{2}^{0}P_{2}^{0}(\varphi )+\Delta T_{1}^{0}P_{1}^{0}(\varphi )\cos[\omega _{a}(t-t_{a})]+\Delta T_{1}^{1}P_{1}^{1}(\varphi )\cos(\tau -\tau _{d})+\cdots \}$ $T(\varphi ,\lambda ,t)=T_{\infty }\{1+\Delta T_{2}^{0}P_{2}^{0}(\varphi )+\Delta T_{1}^{0}P_{1}^{0}(\varphi )\cos[\omega _{a}(t-t_{a})]+\Delta T_{1}^{1}P_{1}^{1}(\varphi )\cos(\tau -\tau _{d})+\cdots \}$ 0 ( $T(\varphi ,\lambda ,t)=T_{\infty }\{1+\Delta T_{2}^{0}P_{2}^{0}(\varphi )+\Delta T_{1}^{0}P_{1}^{0}(\varphi )\cos[\omega _{a}(t-t_{a})]+\Delta T_{1}^{1}P_{1}^{1}(\varphi )\cos(\tau -\tau _{d})+\cdots \}$ ) $T(\varphi ,\lambda ,t)=T_{\infty }\{1+\Delta T_{2}^{0}P_{2}^{0}(\varphi )+\Delta T_{1}^{0}P_{1}^{0}(\varphi )\cos[\omega _{a}(t-t_{a})]+\Delta T_{1}^{1}P_{1}^{1}(\varphi )\cos(\tau -\tau _{d})+\cdots \}$ $T(\varphi ,\lambda ,t)=T_{\infty }\{1+\Delta T_{2}^{0}P_{2}^{0}(\varphi )+\Delta T_{1}^{0}P_{1}^{0}(\varphi )\cos[\omega _{a}(t-t_{a})]+\Delta T_{1}^{1}P_{1}^{1}(\varphi )\cos(\tau -\tau _{d})+\cdots \}$ [ $T(\varphi ,\lambda ,t)=T_{\infty }\{1+\Delta T_{2}^{0}P_{2}^{0}(\varphi )+\Delta T_{1}^{0}P_{1}^{0}(\varphi )\cos[\omega _{a}(t-t_{a})]+\Delta T_{1}^{1}P_{1}^{1}(\varphi )\cos(\tau -\tau _{d})+\cdots \}$ a ( $T(\varphi ,\lambda ,t)=T_{\infty }\{1+\Delta T_{2}^{0}P_{2}^{0}(\varphi )+\Delta T_{1}^{0}P_{1}^{0}(\varphi )\cos[\omega _{a}(t-t_{a})]+\Delta T_{1}^{1}P_{1}^{1}(\varphi )\cos(\tau -\tau _{d})+\cdots \}$ t - $T(\varphi ,\lambda ,t)=T_{\infty }\{1+\Delta T_{2}^{0}P_{2}^{0}(\varphi )+\Delta T_{1}^{0}P_{1}^{0}(\varphi )\cos[\omega _{a}(t-t_{a})]+\Delta T_{1}^{1}P_{1}^{1}(\varphi )\cos(\tau -\tau _{d})+\cdots \}$ ) $T(\varphi ,\lambda ,t)=T_{\infty }\{1+\Delta T_{2}^{0}P_{2}^{0}(\varphi )+\Delta T_{1}^{0}P_{1}^{0}(\varphi )\cos[\omega _{a}(t-t_{a})]+\Delta T_{1}^{1}P_{1}^{1}(\varphi )\cos(\tau -\tau _{d})+\cdots \}$ ] + $T(\varphi ,\lambda ,t)=T_{\infty }\{1+\Delta T_{2}^{0}P_{2}^{0}(\varphi )+\Delta T_{1}^{0}P_{1}^{0}(\varphi )\cos[\omega _{a}(t-t_{a})]+\Delta T_{1}^{1}P_{1}^{1}(\varphi )\cos(\tau -\tau _{d})+\cdots \}$ $T(\varphi ,\lambda ,t)=T_{\infty }\{1+\Delta T_{2}^{0}P_{2}^{0}(\varphi )+\Delta T_{1}^{0}P_{1}^{0}(\varphi )\cos[\omega _{a}(t-t_{a})]+\Delta T_{1}^{1}P_{1}^{1}(\varphi )\cos(\tau -\tau _{d})+\cdots \}$ $T(\varphi ,\lambda ,t)=T_{\infty }\{1+\Delta T_{2}^{0}P_{2}^{0}(\varphi )+\Delta T_{1}^{0}P_{1}^{0}(\varphi )\cos[\omega _{a}(t-t_{a})]+\Delta T_{1}^{1}P_{1}^{1}(\varphi )\cos(\tau -\tau _{d})+\cdots \}$ $T(\varphi ,\lambda ,t)=T_{\infty }\{1+\Delta T_{2}^{0}P_{2}^{0}(\varphi )+\Delta T_{1}^{0}P_{1}^{0}(\varphi )\cos[\omega _{a}(t-t_{a})]+\Delta T_{1}^{1}P_{1}^{1}(\varphi )\cos(\tau -\tau _{d})+\cdots \}$ $T(\varphi ,\lambda ,t)=T_{\infty }\{1+\Delta T_{2}^{0}P_{2}^{0}(\varphi )+\Delta T_{1}^{0}P_{1}^{0}(\varphi )\cos[\omega _{a}(t-t_{a})]+\Delta T_{1}^{1}P_{1}^{1}(\varphi )\cos(\tau -\tau _{d})+\cdots \}$ ) cos - d $T(\varphi ,\lambda ,t)=T_{\infty }\{1+\Delta T_{2}^{0}P_{2}^{0}(\varphi )+\Delta T_{1}^{0}P_{1}^{0}(\varphi )\cos[\omega _{a}(t-t_{a})]+\Delta T_{1}^{1}P_{1}^{1}(\varphi )\cos(\tau -\tau _{d})+\cdots \}$ ) $T_{\infty}\{1+\Delta T_{2}^{0}P_{2}{0}(\varphi)+\Delta T_{1}P_{1}{0}(\varphi)\cos[\Omega_{a}(t-t_a}+}$ $\Delta T_{1}^{1}P_{1}^{1}(\varphi)\cos(\tau -\tau _{d})+\cdots \}$

여기서 φ위도, λ경도, t시간, the1년의_a 각주파수, the태양일의_d 각주파수, τ=ωt_d+ the 현지시간이다.t_a = 6월 21일은 북부 하지 날짜이고, θ_d = 15:00는 현지 최고 일교차가 있는 시간이다.

오른쪽 (3)의 첫 번째 항은 외기 온도(약 1000K)의 글로벌 평균입니다.두 번째 항 [P₂⁰ = 0.5(3 sin²(3 sin)-1)]은 저위도에서의 열잉여와 고위도에서의 열결손을 나타낸다(그림 2a).열풍 시스템은 바람이 상층부의 극을 향해 발달하고 하층부의 극에서 멀어집니다.오로라 영역의 줄 가열이 조용한 자기권 조건에서도 열 잉여를 보상하기 때문에 계수 δT₂⁰ ≤ 0.004는 작습니다.그러나 불안정한 조건에서는 이 용어가 지배적이 되어 신호가 바뀌어 이제 열 잉여가 극지방에서 적도로 운반됩니다.세 번째 항(P₁⁰ = sin δ)은 여름 반구의 열 잉여를 나타내며 여름에서 겨울 반구로 여분의 열을 운반하는 역할을 한다(그림 2b).상대 진폭은 δT₁⁰ 0 0.13입니다.네 번째 항(P₁¹(cos) = cos θ)은 지배적인 일주파(조석 모드(1,-2))이다.이는 주간 반구에서 야간 반구로 여분의 열을 운반하는 역할을 한다(그림 2d).상대 진폭이 δT₁¹ 0 0.15이므로 약 150K입니다.eq.(3)에 추가 항(예: 반년, 반일 항 및 고차 항)을 추가해야 합니다.그러나 그것들은 중요하지 않다.밀도, 압력 및 다양한 가스 ^[5]^[12]성분에 대응하는 합계를 개발할 수 있다.

열대성 폭풍

태양 XUV 방사선과 대조적으로 지상의 자기권 교란은 몇 시간 단위의 짧은 주기 교란에서 며칠 동안 지속된 거대한 폭풍에 이르기까지 예측할 수 없는 충동적 특성을 보인다.큰 자기권 폭풍에 대한 열권의 반응을 열권 폭풍이라고 한다.열권에 대한 열 입력은 고위도(주로 오로라 영역)에서 발생하기 때문에 열 전달은 eq(3)에서 P라는 용어로₂⁰ 표현된다.또, 요란의 충동 형태에 의해, 단시간 감쇠 시간을 가지는 고차항이 생성되기 때문에, 급속히 소멸한다.이러한 모드의 합계는 저위도 교란의 "이동 시간"을 결정하고, 따라서 자기권 교란과 관련된 열권의 응답 시간을 결정한다.전리층 폭풍의 발달에 있어 중요한 것은 중위도 이상의 ^[13]열권 폭풍 중 N/O 비율의₂ 증가이다.N이₂ 증가하면 전리층 플라즈마의 손실 과정이 증가하므로 전리층 F층 내의 전자 밀도가 감소한다(음전리층 스톰).

기후 변화

열권의 수축은 부분적으로 이산화탄소 농도 증가, 즉 태양 최소 기간 동안 이 층에서 가장 강력한 냉각과 수축이 발생했기 때문에 가능한 결과로 관찰되었다.2008-2009년의 가장 최근의 위축은 적어도 1967년 ^[14]^[15]^[16]이후 가장 컸다.

「」를 참조해 주세요.

레퍼런스

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^ Rawer, K. 플루게, S. (ed): 백과.물리, 49/7, 하이델베르크, 스프링거 벨라그, 223
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