[논문 리뷰] Saturn Variable Thermosphere

D. F. Strobel, Tommi Koskinen외 1명|arXiv (Cornell University)|2016. 10. 24.

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한 줄 요약

이 논문은 태양 및 별의 음영을 15회와 26회 관측한 카시니 UVIS 데이터를 분석하여, 극쪽으로 증가하는 온도(극에서 550–600 K)를 가지는 행 星의 기온층의 특성을 규명한다. 이는 주로 태양 EUV/FUV 입력을 초월하는 약 10 TW의 오로라 가열에 의해 유도되며, 이는 기온층의 열역학적 에너지 균형 문제를 해결하는 데 기여한다. 유도된 서방향 후퇴 풍속(~500 m/s)과 자전축에 가까운 적도에서의 기온층 팽창은 고위도에서 저위도로 에너지가 효율적으로 재분배됨을 시사한다.

ABSTRACT

Our knowledge of Saturns neutral thermosphere is far superior to that of the other giant planets due to Cassini Ultraviolet Imaging Spectrograph (UVIS) observations of 15 solar occultations and 26 stellar occultations analyzed to date. These measurements yield H2 as the dominant species with an upper limit on the H mole fraction of 5 %. Inferred temperatures near the lower boundary are ~ 150 K, rising to an asymptotic value of ~ 400K at equatorial latitudes and increasing with latitude to polar values in the range of 550-600 K. The latter is consistent with a total estimated auroral power input of ~ 10TW generating Joule and energetic particle heating of ~ 5-6TW that is more than an order of magnitude greater than solar EUV/FUV heating. This auroral heating would be sufficient to solve the energy crisis of Saturns thermospheric heating, if it can be efficiently redistributed to low latitudes. The inferred structure of the thermosphere yields poleward directed pressure gradients on equipotential surfaces consistent with auroral heating and poleward increasing temperatures. A gradient wind balance aloft with these pressure gradients implies westward, retrograde winds ~ 500 m/s or Mach number ~ 0.3 at mid-latitudes. The occultations reveal an expansion of the thermosphere peaking at or slightly after equinox, anti-correlated with solar activity, and apparently driven by lower thermospheric heating of unknown cause. The He mole fraction remains unconstrained as no Cassini UVIS He 58.4 nm airglow measurements have been published.

연구 동기 및 목표

• 현장 음영 데이터를 이용하여 행성의 기온층의 열적 구조와 에너지 기원을 이해하기 위해.
• 비태양 에너지 입력을 정량화하여 행성 기온층의 장기적인 '에너지 위기' 문제를 해결하기 위해.
• 오로라 가열과 그 위도 분포가 대기역학에 미치는 영향을 조사하기 위해.
• 기온층 풍속 패턴과 그 대기 순환에 대한 함의를 규명하기 위해.
• 기온층 팽창과 온도 프로파일의 계절적 및 태양활동 주기 변화를 검토하기 위해.

제안 방법

• 15회의 태양 및 26회의 별 음영 관측을 통해 카시니 우주선의 자외선 이미징 분광계(UVIS) 데이터를 이용하여 기온층의 온도 및 조성 프로파일을 유추하였다.
• 음영 데이터에서 유도된 온도 프로파일을 분석하여 기온층의 구조를 도출하였으며, 하부 경계 온도는 약 150 K에서 시작하여 적도에서 약 400 K로 상승하고 극에서는 550–600 K에 도달한다.
• 오로라 가열의 강도를 약 10 TW로 추정하였으며, 줄리 및 고에너지 입자 가열이 약 5–6 TW 기여하여 태양 EUV/FUV 입력을 초월한다.
• 등위면에서의 기울기 풍속 평형을 적용하여 중위도에서 약 500 m/s의 서방향 후퇴 풍속을 유추하였다.
• 기온층 팽창을 계절과 태양활동의 함수로 모델링하여 태양활동과 반비례하고 적도에서 균형점 근처에서 최대가 되는 것으로 나타났다.
• H₂ 및 He 목분율에 대한 제약 조건을 평가하였으며, 58.4 nm 공기글로우 데이터 부족으로 H는 ≤5%로 제한되고 He는 제약 없이 추정된다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 기온층을 가열하는 데 주로 기여하는 에너지 기원은 무엇이며, 태양 EUV/FUV 입력과 비교해 볼 때 어떻게 다른가?
• RQ2 기온층의 온도 구조는 위도와 계절에 따라 어떻게 변화하며, 팽창을 이끄는 원인은 무엇인가?
• RQ3 기온층의 유도된 풍속 패턴은 압력 기울기와 에너지 분포와 어떻게 관련되어 있는가?
• RQ4 오로라 가열은 어느 정도까지 저위도로 재분배되어 기온층 에너지 위기를 해결할 수 있는가?
• RQ5 왜 기온층은 적도 근처에서 가장 강하게 팽창하고 태양활동과 반비례하는가?

주요 결과

• 기온층 온도는 하부 경계에서 약 150 K에서 시작하여 적도 위도에서 약 400 K로 상승하고 극에서는 550–600 K에 도달한다.
• 오로라 가열은 약 10 TW 기여하며, 줄리 및 고에너지 입자 과정이 약 5–6 TW를 차지하여 태양 EUV/FUV 가열보다 10배 이상 초월한다.
• 기울기 풍속 평형에서 유도된 서방향 후퇴 풍속은 약 500 m/s(Mach 수 약 0.3)이며, 극쪽 압력 기울기와 일치한다.
• 기온층 팽창은 적도 근처에서 최대에 도달하고 태양활동과 반비례하며, 알려지지 않은 기원의 저기온층 가열을 시사한다.
• H 목분율은 ≤5%로 제약되며, 58.4 nm 공기글로우 측정치 부재로 인해 He 목분율은 제약 없이 추정된다.
• 관측된 위도에 따른 온도 상승과 압력 기울기는 오로라 가열이 기온층 역학의 주요 원인임을 일관되게 뒷받침한다.