지구 대기권에서 지표면에 가장 인접한 대기의 층은 무엇인가요?
지구 대기권
대류권은 지표면에 가장 인접한 대기의 층이다. 대류권은 지표면의 복사열에 의해 가열되므로, 고도가 높아질수록 온도는 낮아진다. 즉 온도가 높은 공기가 아래쪽에 있으며, 이는 열역학적으로 매우 불안정하므로 쉽게 난류와 기상현상이 발생한다. 대류권에는 무거운 공기 분자가 모여있으며, 전체 대기 질량의 거의 80%가 모여있다. 대류권은 극지방에서는 지표면으로부터 7–8 km 정도 까지의 영역이며, 적도지방에서는 더 높아 18 km 정도까지의 영역이다.
지구 대기권
대기오염은 유기체에 해가되거나 불편함을 일으키는 대기중의 화학물질, 미립자, 또는 유기물질에 대한 소개이다. 성층권의 오존량 감소는 대기 오염에 의한 것으로 믿어지고 있다.
금성의 대기
금성 대기의 대부분은 이산화탄소로 구성되어 있다. 이산화탄소는 온실효과를 일으켜 금성 표면의 온도를 높게 유지한다. 금성은 지상의 기압이 아주 높고 온도도 평균 약 섭씨500도가 되기 때문에 금성으로 간 탐사기들이 대부분 지상까지 가지 못 하거나 도착한 후 1시간 정도밖에 연락을 할 수가 없었다. 하지만, 금성의 대기는 고도 약50 - 65km에서는 기압과 온도가 지구와 거의 같으며, 이는 태양계에서 지구와 가장 비슷한 환경이라 할 수 있다. 금성에서 사람이 숨쉬는 공기 (21% 산소, 78% 질소)가 지구에 있는 헬륨처럼 자연스럽게 올라가기 때문에, 풍선 같은 모습의 탐사기를 만들어서 사람을 금성으로 보내자는 제안이 있었다.
역전층
고기압권의 지상에서는 공기가 발산하여 주위로 유출되기 때문에 상층에서는 공기가 침강한다. 이 하강하는 공기가 단열 압축되어 그 아래쪽의 층보다도 따뜻한 공기층을 만들게 되는데, 이를 침강 역전층이라고 한다. 지표면 근처에서 일어나는 다른 기온역전들과는 달리 침강역전(subsidence inversions)은 상부에서 발생하는 현상으로, 보통 고기압 조건과 연관되는데, 고기압은 아열대 지역의 연중 특징이며 겨울철 북반구 대류의 특징이다. 침강역전은 보통 저층의 난기류가 하강기류를 방해할 때 발생하며 때로는 수천m에 이를 정도로 아주 두껍다.
미기후
미기후(微氣候)는 주변환경과 다른 국소지역의 특별한 기후나 지표면으로부터 지상 수미터 사이(보통 1.5미터)의 기후를 말한다. 미기후에 적용되는 면적은 작은 공원처럼 몇십 제곱미터가 될 수도 있고, 계곡같이 연속된 좁은 지역이 될 수도 있다. 예를 들면 물가 주변은 다른 지역보다 더 시원하고, 도심지역은 건물이나 아스팔트 도로, 난방열 등으로 인해 다른 지역보다 높은 온도를 나타내는 것이다. 열섬 현상은 미기후의 한 종류이다.
성층권 계면
성층권 계면 (成層圈界面)은 지구 대기권의 성층권과 중간권 사이 영역이다. 성층권에서는 오존의 자외선 흡수에 의해 고도에 따라 온도가 상승하는 반면, 중간권에서는 고도에 따라 온도가 감소하므로, 성층권 계면은 온도가 최대로 되는 지점을 뜻한다. 
온실 기체
지구의 기온이 생물들이 서식하기에 적절한 수준으로 유지되기 위해서는 온실기체의 역할이 주요하다. 만약 온실가스가 없다면 지표면의 연간 평균 온도는 영하 18도가 되어 지구상에 [생명체]가 존재하기 어려울 것이다. 현재 지표면 연간 평균 온도인 영상 15도를 유지하는 데 있어서 온실기체가 큰 역할을 하는 것이다. 하지만 이 기체들이 적정한 양 이상으로 증가하게 되면, 온실기체가 흡수하고 방출하는 에너지가 과다하게 되어 지구의 열평형에 변화가 생기고 결국 '자연적 온실효과'에 의한 적절한 기온보다 지구의 평균기온이 상승하게 된다. 이를 '강화된 온실효과(enhanced greenhouse effect)'라 하며 이로 인해 지구가 자연적인 상태보다 지나치게 더워지는 현상을 '지구온난화'라고 한다.
온실 기체
수증기는 온실효과에 가장 큰 영향을 미치는 인자이다. 수증기는 적외선을 잘 흡수하고 대기 중에 대단히 많은 양이 존재한다. 수증기는 그 자체로 약 36~66%, 구름에 의한 영향을 더해 66~85%가까이 온실효과에 영향을 미친다. 수증기의 농도는 지역에 따라 일정하지 않으며, 인간에 의한 수증기 농도 변화는 소규모의 지역적인 영향을 제외하고 그리 크지 않다.
터보권계면
터보권계면(turbopause)은 난류 혼합이 지배적인 지구 대기의 계면의 고도를 표시한다. 터보권계면 아래의 영역은 호모권이라 알려져 있으며 화학 구성 성분은 잘 혼합되어 있고 동일한 고도 분포를 보인다. 즉 대기화학 성분은 화학적인 원소들에 대해 이 영역 내에 일정하게 유지되는데 그것들은 긴 평균 머무는 시간을 지닌다.
매우 반응성이 높은 화합물들은 대기 전체에 큰 농도 변화를 보이곤 한다. 반면 불활성 기체는 더 고르게 분포할 것이다.
태양권덮개
태양권덮개는 태양권계면과 말단충격 사이의 영역으로, 태양권의 가장 바깥층이다.
태양권계면 밖은 성간공간이고, 태양의 자기장이 미치지 않는 것은 아니지만 무시할 수 있을 정도로 약하다.
태양에서 태양권덮개까지 거리는 대략 80~100천문단위(AU)이다.
나트륨 층
나트륨 층 (소듐 층)은 지구 대기의 중간권()에 위치하는, 이온화되어 있지 않은 원자상태로 존재하는 나트륨(소듐)이 이루는 층이다. 이 층의 높이는 80–105 km이며, 두께는 약 5 km이다. 나트륨은 유성들이 지구 대기 속으로 들어오면서 타서 증발해서 발생한 것이다. 나트륨층 아래 쪽에서 나트륨은 산화나트륨() 같이 화학적으로 결합된 상태로 존재하고, 이 층 위쪽에서는 주로 이온화되어 있다. 밀도는 계절에 따라 변하며, 평균 선밀도는 대략 40억 원자/cm이다.
해저
초심해저대(Hadal Zone{하달존})는 자그마치 수심이 6,000m 이상인 가장 깊은 부분으로서 주로 해구로 된 환경이며, 수온은 1 ~ 2℃ 정도이다. 대륙판과 해양판이 만나는 구간이나 해양판과 해양판이 만나 형성되는 경우가 많고 우주만큼이나 이곳도 사람들에게 알려진게없는 미지의 세계이며 우주에서 달에 직접 가본 사람은 많지만 이곳을 직접적으로 탐사한 사람들은 뜸할 정도로 드문만큼 앞으로도  우주산업과 함께 무궁무진한 가능성이 쭉쭉 쏟아지는곳이다. 이곳에도 미약하게나마 물의 흐름이 있으며, 해구끼리의 연결이 적어서 각 해구마다 부족류·해삼류 등이 뿔뿔히 흩어져 독립적으로 분화되었으므로 각각의 해구에는 고유종이 살아나가고 있다. 또한 이곳에서도 꼼치류같이 학술적으로도 가치가 있는 희귀한 심해어가 살고있으며 수심 7700M~8200M사이에 서식하고있다. 아울러 1만m를 넘는 최심부같이 도저히 생물이라고는 살지않을것같은 아주깊은곳에서도 동물이 존재하고 있음이 밝혀졌다.
해구
해구(海溝, trench)는 대륙사면과 심해저의 경계를 따라 형성된 수심이 6000~11000m인 V 자형의 깊은 골짜기로 해양에서 가장 깊은 곳이며 대양의 중심이 아닌 대륙 주변에 위치하며 주변에서 지진과 화산이 많이 발생한다. 해구에서 가장 깊은 곳을 해연(海淵)이라 한다.
기상
지구의 대기는 1000km 이상까지 존재하고 있어 어디까지를 대기로 보는가에 따라 기상의 범위가 달라지게 되지만, 일반적으로 구름, 강수 등의 대부분의 기상 현상은 대기의 가장 하층인 대류권에서 일어난다.
전리층
F층은 애플턴 층으로 알려져 있기도 한데, 고도 120km부터 400km사이에 분포한다. 초단파장의 자외선(10-100nm)태양복사가 산소 원자를 이온화시키는 층이다. HF 통신에서 F층은 전리층 중에서도 가장 중요한 층이다. F층은 밤 동안에는 한 층으로 합쳐져 있다가, 낮 동안에는 나뉘어 F층과 F층을 형성한다. F층은 공중파 방송에서 매우 중요하며, 태양을 향해있는 부분 중에서는 가장 두껍고 가장 반사도가 높은 층이다.
성층권
성층권은 온도 변화 측면에서 대기의 한 층을 이루고 있다. 이는 태양으로부터의 자외선을 흡수함으로써 가열되기 때문이다. 성층권 내부에서, 온도는 고도가 상승함에 따라 올라간다. 성층권의 가장 높은 곳에서 온도는 대략 270 켈빈가량이며, 이는 지표면의 온도와 대략 유사하다. 성층권과 중간권이 만나는 성층권의 가장 높은 영역을 성층권계면이라고 하며, 이 이상으로 올라가면 온도는 다시 감소하기 시작한다. 성층권에서의 이러한 온도특성, 즉 따뜻한 공기가 위에 차가운 공기가 아래에 있는 특성으로 말미암아, 성층권은 열적으로 안정되어 있다. 즉 대류 및 난류가 존재하지 않는 것이다. 성층권에서의 열은 오존층이 태양의 자외선을 흡수함으로써 이루어진다. 성층권의 바닥부, 즉 대류권과의 경계면은 위쪽으로부터의 열 전도와, 아래쪽 대류권으로부터의 열 대류가 열적 평형을 이루는 곳이다. 그러므로 지표면 온도가 더 낮은 극지방에서는 보다 낮은 고도에서 성층권이 시작한다.
격변설
지구 대기권의 성층권 하층에 존재하는 얇은 오존층은 태양으로부터 쏟아지는 치명적인 자외선의 양을 흡수한다. 하지만 오존층이 파괴되어 점점 얇아지게 되면 점점 더 많은 자외선이 지표면에 도달하게 되고, 이로 인해 지상의 생명체들은 심각한 생존의 위협을 받게 된다. 근래 CFC 배출로 인해 남극 상공에 거대한 오존층 구멍이 생기고 오스트레일리아나 뉴질랜드에 피부암이 급증한 것은 우리 시대에 나타나고 있는 현상이다. 지금보다 조금만 더 많은 자외선이 지표면에 도달하게 되더라도 인간에게는 치명적인 피부암이 발생할 가능성이 현저히 증가하며, 또한 대규모 흉작과 기근이 일어나서 인류 문명은 지속되기가 어렵게 된다.
오르트 구름
오르트 구름()은 태양으로부터 50,000AU나 약 1광년 떨어진 곳에 아무렇게나 놓여있을 지 모른다는 가설이 세워진 구상모형 혜성의 구름이다. 이 공간은 태양계 밖의 가장 가까운 별인 프록시마 센타우리별까지 거리의 1/4에 해당한다. 해왕성보다 훨씬 더 먼 곳에 있는 물체의 모체로 알려진 카이퍼 대(帶)와 흐트러진 원반모형은 오르트 구름까지의 거리의 약 1/1000보다 적다. 오르트 구름의 중심권 외부 범위는 태양계 중력의 범위로 설명하기도 한다.
역전층
역전층(逆轉層) 또는 기온 역전층(氣溫逆轉層)은 찬 공기 위에 더운 공기가 겹쳐 있는 경계면을 말한다. 기온은 위쪽으로 올라갈수록 낮아지는데 기온 역전층의 경우는 반대로 높아지는 경우이다. 이와 같이 기온역전층이 생기면, 공기는 상하의 이동이 느려지기 때문에 아래층에 먼지나 수분이 모여 안개 혹은 스모그가 발생한다. 보통은 짧은 시간 동안 그리고 제한된 범위로 나타나며, 기온역전은 대기를 안정시키기 때문에 공기의 수직적인 이동을 방해하여 강수의 가능성을 감소시킨다. 또한 도시에서는 공장의 오염 물질이나 차량의 배기 가스가 자연적으로 상층 확산되는 것을 제한하는 공기 정체 상황을 만들기 때문에 대기오염을 가중시키는 원인이 되기도 한다.
자기권
자기권(磁氣圈, Magnetosphere)은 천체의 자기장에 의해 제어되는 하전입자들이 있는 천문학적 천체 근처 공간의 영역이다. 천체의 표면근처에서, 자기장선은 자기쌍극자와 비슷하다. 표면으로부터 멀리에있는, 자기장선은 플라즈마에서 흐르는 전류에 의해 상당히 왜곡된다.(e.q. 이온권 또는 태양풍) 지구에 대해서 말할 때, 자기권은 일반적으로 이온권의 외각층을 나타나는데 사용되고, 그러나 일부 소스들은 이온권과 자기권이 분리되도록 고려한다.
화성의 대기
화성의 대기는 태양계의 4번째 행성인 화성을 둘러싸고 있는 기체층을 의미하며 대부분이 이산화 탄소로 구성되어 있다. 평균 기압은 약 600 파스칼로 지구의 해수면 평균 기압인 101.3 킬로파스칼의 0.6 % 정도이며, 규모고도는 약 11 km 정도이다. 이때, 화성의 대기 질량은 25 테라톤(25×10톤)으로 규모고도가 약 8.5 km인 지구의 대기 질량인 5148 테라톤(5148×10톤)의 0.005 % 밖에 되지 않는다. 화성의 기압은 고도에 따라 큰 차이를 보이는데, 화성에서 가장 높은 지역인 올림푸스 산의 최고봉에서는 약 30 파스칼 정도고 가장 낮은 지역인 헬라스 분지에서는 1,155 파스칼 정도로 어디서든지 화성의 기압은 암스트롱 한계보다 훨씬 낮아서 인간이 화성의 대기에 맨몸으로 노출된다면 위험해질 수 있다.
거대 행성
목성의 대기에서 보이는 줄무늬는 적도와 평행하면서 행성을 둘러싸는 대("zone")와 띠("belt")라고 불리는 물질의 반대 순환류에 의한 것이다. 대는 밝은 줄무늬로, 대기에서 상대적으로 고도가 높은 곳에 있다. 이들은 내부의 상승 기류를 가지고 있는 고기압 영역이다. 띠는 어두운 줄무늬로, 대기에서 상대적으로 고도가 낮은 곳에 있으며, 내부의 하강 기류를 가진다. 이들은 저기압 영역이다. 이러한 구조는 지구 대기의 고기압 및 저기압 세포와 어느정도 유사하나, 국지 작은 기압 세포와 상반되는 행성 전체를 둘러싸는 위도 줄무늬로서 매우 다른 구조를 가지고 있다. 이는 행성의 빠른 자전과 근본적인 대칭으로 인한 결과로 보인다. 행성에는 국지적인 가열을 일으키는 바다나 육지가 없으며 자전 속도는 지구보다 훨씬 빠르다.
타이탄 (위성)
타이탄의 대기는 대부분 질소로 이루어져 있으며 소량의 메테인과 에테인이 섞여 있다. 타이탄 표면에는 바람과 비 등의 기상 현상이 발생하며, 지구 해변과 비슷한 물결 모양의 지형도 형성되어 있다. 표면 및 지하에 있는 액체 물질 및 질소로 충만한 대기 때문에 타이탄은 온도가 훨씬 더 낮다는 점만 제외하면 마치 원시 지구의 모습과 유사해 보였다. 이 때문에 타이탄은 예전부터 미생물 혹은 적어도 복잡한 유기 화합물 형태의 생명체가 태동할 환경이 형성되어 있을 것으로 믿어져 왔다. 과학자들은 타이탄의 지하에 있는 액체 바다가 생명체가 생겨날 환경을 제공할 가능성이 있다고 주장해 왔다.
천왕성
천왕성 내부는 표준 모형에 따르면 세 부분으로 나뉜다. 중심부에는 암석 물질의 핵이 있고 그 위로 얼음 혼합물로 구성된 맨틀이 있으며 가장 바깥 층은 수소와 헬륨으로 이루어진 기체층이다. 천왕성의 중심핵 질량은 지구의 0.55배이며 반지름은 천왕성 크기의 20퍼센트 정도로 전체에 비해 상대적으로 크기가 작다. 맨틀이 천왕성 부피의 대부분을 차지하며 그 질량은 지구의 13.4배 정도이다. 최상층의 가벼운 원소로 이루어진 대기층 질량은 지구의 0.5배에 두께는 천왕성 반지름의 20퍼센트 정도이다. 천왕성 핵의 밀도는 약 9g/cm³로, 여기에는 800만 바(800 기가파스칼)에 이르는 압력이 가해지고 있으며 온도는 5000 켈빈이다. ‘얼음’ 맨틀층은 우리가 생각하는 상식적인 차가운 얼음으로 이루어진 것이 아니라, 압력으로 뜨겁게 가열된 물, 암모니아, 기타 휘발성 물질들이 농밀하게 흐르고 있는 상태이다. 이 유체(流體)를 물-암모니아 바다로 부를 때도 있다. 천왕성과 해왕성 내부는 목성 및 토성 내부와 매우 다른데, 전자 둘은 가스층 아래 얼음 맨틀이 부피 대부분을 차지하나 후자 둘은 가스가 대부분을 구성하고 있다.
대기
대기(大氣, Atmosphere)는 천체의 주위를 대체로 일정하게 둘러싸고 있는 기체층을 말한다. 별다른 조건없이 '대기'라고 표현할 때에는 일반적으로 지구 대기권을 가리키는 말로 쓰인다. 생명체가 호흡할 수 있도록 해 주고, 운석이나 기타 위협적인 요소들로부터 생명체를 보호하기 위해서 필수적인 조건이다. 태양계 위성 중에서는 타이탄이 질소 주성분의 대기를 가지고 있다
지구
지구의 내부구조는 대체로 층상 구조를 이루고 있다. 지구의 최외각부분은 주로 유체로 되어 있는데, 구성 물질에 따라서 대기권, 수권으로 구분한다. 생물권은 그 양이 매우 작고, 대부분의 경우 지구의 물리적 층으로는 인정하지 않고 있다.
지구 대기권
각 층은 대부분 온도에 의해서 분할될 것이라고 논의된다. 온도는 해발고도가 낮아짐과 동시에 감소하지만, 이러한 경향은 온도가 안정화된 대류권의 나머지부분을 통해 큰 수직거리인 11km이상에서 변화되기 시작한다. 20km이상의 성층권에서는 오존층에 존재하는 산소와 오존가스들이 태양으로부터 오는 상당한 양의 자외선을 흡수하기 때문에 고도가 올라감에 따라서 온도도 증가한다. 또한 열권이라는 이름이 붙여진 90km이상의 지역에서도 고도가 올라갈수록 온도가 같이 증가하는 구역이 존재한다. 이상기체에서의 음속은 가스의 압력이나 밀도에 의존하지않고 온도에만 의존하기 때문에, 고도에 따른 대기에서의 음속은 온도와 복잡한 관계를 가지고, 고도에 따른 밀도와 압력의 변화는 반영하지 않는다.
고기압
고기압에서 대기의 상층까지의 공기의 기둥을 생각해 보면 공기의 기둥 전체의 밀도가 주위보다 크거나 공기의 기둥에 흘러들어오는 공기의 양이 공기의 기둥에서 흘러나가는 공기의 양보다 많거나 둘 중 하나이다. 이와 같은 견해로 분류하면 고기압에는 두 종류가 있다. 첫째는 방사 냉각이 강하여 지표 부근의 공기의 밀도가 커져서 생기는 한랭 고기압이고, 둘째는 대기 순환 중에서 공기가 막혀 그 지표에 형성되는 온난 고기압이다. 그 외에 두 저기압 사이를 상당히 빠른 속도로 이동하는 이동성 고기압이 있다.
지구 대기권
열권은 중간권 상부의 층으로, 올라갈수록 기온이 상승한다. 그 이유로는, 열권의 밀도가 매우 낮기 때문에, 적은 열로도 온도가 많이 올라가기 때문이다. 또 다른 이유로는, 태양에 가깝기 때문이라는 이유도 있지만 큰 영향력을 받지는 않는다. 이곳에서는 강력한 태양풍을 직접 맞아서 원자가 전리화되기 때문에 전리층으로 불리기도 한다. 강한 전리층은 전파를 반사하며, 이러한 반사 현상을 이용하여 원거리 무선통신을 하기도 한다. 지상 80–90 km에서 시작하여 500–1000 km까지의 높이이며, 오로라가 생기기도 한다.
준연접층
대수기하학과 복소기하학에서, 준연접 가군층(準連接加群層, , ) 또는 단순히 준연접층은 벡터 다발(국소 자유층)의 핵 · 여핵으로 구성할 수 있는 가군층이다. 이는 연접층의 개념의 일반화이다. 연접 가군층의 범주는 아벨 범주를 이루지만, 이는 단사 대상을 충분히 가지는 범주가 아니므로 그 층 코호몰로지를 정의하기가 복잡하다. 이 대신, 모든 무한 차원일 수 있는 벡터 다발을 포함하는 아벨 범주인 준연접 가군층의 범주는 단사 대상을 충분히 가지는 범주이며, 따라서 층 코호몰로지를 쉽게 정의할 수 있다.
항성대기
채층 위에는 천이영역이 있는데 그곳에서 온도는 불과 100킬로미터의 거리에 걸쳐 급격하게 증가한다. 이 영역 너머에 별 대기의 최외각 부분인 코로나가 있는데 이는 가늘지만 극히 뜨거운 플라즈마(백만 켈빈에 달하는 온도를 지님)이다. 주계열선 위의 모든 별들이 천이 영역과 코로나의 특성을 지니지만 진화한 별의 전부가 그러한 것은 아니다.
바이칼 지구대
다른 발산 경계부들과 마찬가지로 바이칼 지구대의 지각은 얇고 마그마가 지표 가까이에 존재한다. 따라서 온천이 지면과 호수 바닥에서 발견되지만, 아직 호수의 바로 근처에서 화산 활동의 증거는 확인되지 않고 있다. 하지만 바이칼 지구대 인근 지역에서는 지질학적인 시간을 기준으로 최근에 지구대와 관련된 화산이 활동한 적이 있다. 이 화산 활동이 일어난 곳들은 바이칼 호의 북쪽 끝에서 동북동 쪽으로 400 km 거리에 있는 우도칸 고원, 바이칼 호의 남서쪽 끝에서 서남서 쪽으로 200 km 거리에 있는 오카 고원, 바이칼 지구대에서 동쪽으로 200 km 거리에 있는 비팀 고원이다.
층류
예를 들어, 항공기의 날개 주위를 흐르는 공기 유동을 생각해 보자. 날개의 표면에는 경계층(boundary layer)이라고 부르는 아주 얇은 공기의 층이 형성된다. 공기는 점성이 있기 때문에, 이 경계층은 날개에 부착되어 있게 된다. 날개가 공기 중에서 앞으로 전진할 때, 경계층은 최초에는 날개의 유선(stream line) 형상을 따라 흐르게 된다. 바로 이러한 유동을 층류라고 하며, 이러한 경우의 경계층을 층류 경계층(laminar layer)이라고 한다.
태양계
금성(태양에서의 거리 0.7AU)은 지구 질량 81.5퍼센트 크기의 천체로, 가장 바깥쪽에 대기가 있고, 내부적 지질 활동의 증거가 발견되며, 규산염의 맨틀 속에 철질의 핵이 있는 등 외관상 지구와 비슷한 행성이다. 그러나 금성은 지구보다 훨씬 건조하며, 대기의 밀도는 지구의 90배나 된다. 금성에는 자연 위성이 없다. 금성은 태양계 행성 중 가장 뜨거운데, 표면 온도는 섭씨 400도 이상으로, 이처럼 고온이 된 주요 원인은 대기 중 온실 가스 때문이다[39]. 금성의 표면 온도에 플라스틱 안전모를 잠깐 노출시키면 바로 녹아 액체가 되어 버린다[40]. 금성 표면에서 현재도 지질학적 활동이 계속되고 있다는 결정적 증거는 없으나, 대기가 쓸려 나가는 것을 막아 주는 자기장이 없다는 점을 고려하면, 금성의 대기는 화산 폭발로 분출되는 가스를 규칙적으로 공급받는 것으로 보인다[41]. 일반적으로 알려진 금성 사진(회전하는 갈색 구름 사진)은 자외선으로 찍은 다음 가시광선 스펙트럼으로 전환한 것으로, 금성을 그냥 가시광선으로 보면 완전히 노란 황산 구름밖에 보이지 않는다[42].
항성 형성
별이 생성되는 고밀도 성운 내의 대량의 수소는 분자형태(H)를 가지고 있기 때문에, 이런 성운을 분자구름이라고 부른다.
거대한 분자 구름이라고 불리는 가장 큰 형성물은 대체적으로 1 cm당 100개의 입자의 밀도, 100광년(9.5 x 10km)의 지름, 최대 태양질량의 600만 배의 질량 
그리고 내부에서 평균 10K의 온도를 갖는다. 은하계의 ISM(성간물질)의 총량의 절반은 분자구름에서 발견되고,
은하계 내에는 6,000개의 분자구름이 있는 것으로 추정되며, 각각은 태양질량의 100,000배 이상의 질량을 가지고 있다.
오리온성운은 거대한 별들이 형성되는 태양으로부터 가장 가까운 성운이며, 1,300광년(1.2 x 10km) 떨어져있다.
그러나, 작은 질량의 별 형성은 약 400~450광년 떨어진 뱀주인자리 ρ 주변의 암흑성운에서 일어난다.
지구 대기권
만약 해수면으로부터 지구의 전체 대기가 특정한 밀도를 가진다면, 이는 8.5km 지점에서 갑자기 끝날 것이다. 이것은 실제로는 고도에 따라 기하급수적으로 감소하고, 모든 5.6km지점에서는 절반이거나 성분에 의해 7.64km에서 절반이 된다. 그러나, 대기는 각 층마다 온도, 분자 성분, 태양복사, 중력요소에 있어서 일정한 변화량을 가진다.
타이탄의 대기
타이탄의 대기는 지구 대기보다도 짙다. 이는 매우 특이한 경우로, 위성이 행성보다도 짙은 대기를 가진 경우는 드물기 때문이다. 타이탄의 대기압은 지구 대기압의 약 1.4배이며, 겉으로는 노란색에서 붉은색을 띈다. 두꺼운 구름층 탓에 표면은 자세히 보이지 않는다. 2004년에 카시니-하위헌스 호가 접근하기 전에는 표면에 대한 정보가 적었다.
타이탄의 대기
타이탄의 대기는 질소로 구성되어 있으 며 메테인과 에테인의 구름을 가지고 있다. 바람과 강우를 포함한 대기의 작용들이 사구와 호안 같이 지구와 비슷한 지형적 특징을 만들고 있으며, 이들은 역시 지구와 마찬가지로 계적적인 기상 패턴과 관련이 있다. 타이탄은 지구보다 온도가 매우 낮지만, 액체를 가지고 있다는 점과 질소로 된 짙은 대기를 가지고 있기 때문에 원시 지구와 비교되기도 한다. 타이탄은 외계 미생물이 살 수 있거나 적어로 생명체 이전의 유기 화합물이 풍부한 곳으로 여겨진다. 몇몇 연구자들은 있을지도 모르는 지하의 바다가 생명체의 존재에 적합한 환경을 제공할 수 있다고 주장한다.
지구 대기권
지구 대기권은 특성에 따라 지표면에서부터 대류권, 성층권, 중간권, 열권, 외기권의 다섯 층으로 나눌 수 있다.
지구 저궤도
지구 저궤도는 지구 대기권과 밴 앨런대 사이에 위치한다. 고도는 보통 300 km 이상을 유지한다. 왜냐하면 그 아래로는 대기의 마찰이 심해서 물체가 부서지기 시작하기 때문이다. 적도 지구 저궤도(ELEO)도 지구 저궤도의 일부이다. 적도 지구 저궤도는 지구 적도와 이루는 경사각이 가장 작기 때문에 지구 주위를 어떤 궤도보다도 가장 빨리 일주할 수 있으며, 타 궤도에 비해 델타-브이의 필요량이 가장 낮다.
성층권 계면
지구에서 성층권 계면은 일반적으로 고도 50 킬로미터 정도에 위치하는 것으로 알려져 있다. 성층권 계면의 대기압은 해수면의 대기압의 약 1000분의 1이다. 그리고 사람들이 타는 풍선기구의 최대 높이의 마지막이 이 지점인데 이 지점 조금 벗어나면 불이 꺼지게 되어있다.
광증발 효과
행성의 대기권은 고에너지 광자로 인해 분해될 수 있다. 광자가 대기 분자와 충돌하면 분자의 온도가 올라가 속도가 빨라지고, 탈출 속도에 도달하여 분자가 우주로 "증발"하게 된다. 분자의 질량수가 낮을수록 광자와 충돌했을 때 속도가 더 많이 증가하기 때문에, 광증발이 되기 가장 쉬운 기체는 수소라고 할 수 있다.
중성자별
별의 "대기"("atmosphere")는 두께가 기껏해야 수 마이크로미터 밖에 되지 않을 것으로 가설화 되었으며, 운동은 완전히 별의 자기장에 의해 통제된다. 대기의 아래 부분은 고체로 된 "지각"("crust")과 맞닥뜨리게 된다. 이 지각은 엄청나게 강력한 중력장으로 인해 극도로 딱딱하며 매우 매끄럽다(표면 고저차가 ~5 mm). 안쪽 지각에 있는 원자 물질의 형태는 원자핵 파스타로 표현된다.
자연
지구 대기권은 특성에 따라 지표면에서부터 대류권, 성층권, 중간권, 열권, 외기권의 다섯 층으로 나눌 수 있다.
지구 대기권
균질권과 비균질권은 대기의 가스가 잘 섞여 있는지 아닌지에 의해서 정의된다. 균질권의경우 대류권, 성층권, 중간권과 열권의 극소량 부분에서는 대기의 화학적 성분은 난류에 의해서 가스가 섞여있기 때문에 분자의 무게에 의존하지 않는다. 이러한 상대적인 균질권층은약 해발100km(62마일; 330,000피트) 지점인 난류권계면에서 끝난다. 이보다 높은 고도에는 열권의 대부분과 외권을 포함한 비균질권이 존재한다. 이 층의 화학적 성분은 고도에 따라 다양하다. 이는 섞여있는 상태보다 분자들 간의 충돌이 없이 이동할 수 있는 거리가 더 크기 때문이다. 이는 산소와 질소와 같은 무거운 분자들에게 비균질권의 바닥에만 존재하도록 계층화하기 때문이다.
성층권
또한 성층권의 25km 부근에는 오존층(O)의 밀도가 가장 높다. 성층권 전체의 오존 양은 300DU(약 3mm)이고 태양에서 나오는 유해 자외선을 흡수하여, 산소 원자(O)와 산소(O)로 분해한다. 또 산소원자나 분자가 오존으로 합성될때도 자외선이 필요하다. 따라서 성층권 내부는 발열반응으로 기온이 높은것이다.
GPS
전리층과 대류권은 GPS에서 송신된 신호의 속도에 영향을 미친다. 의사거리의 오차를 줄이는 데에는 대기권으로 인한 오차를 줄이는 것이 가장 효과적이다. 한편, 대기권의 영향은 GPS 위성이 수신기의 바로 위에 있을 때 가장 작고, 지평선 부근에 위치할 때 가장 큰데, 이는 대기권을 통과하는 거리의 차이 때문이다.
글리제 1132 b
2017년 4월에 글리제 1132 b 에 대기가 존재한다는 사실이 확인되었다. 현재까지 알려진 대기가 존재하는 행성 중에 가장 지구와 유사하다.
성층권
성층권(成層圈, stratosphere)은 지구 대기권의 한 부분으로 위쪽으로 올라갈수록 따뜻해지고, 지표면에 가까워질수록 온도가 내려가는 특성을 지니고 있다. 이 현상은 지표면에 가까울수록 온도가 상승하는 대류권과 정반대이다. 성층권은 지표에서 10km에서 50km 사이에 위치하며, 9–12km 고도를 유지하는 민항기들이 다니는 길이기도 하다. 비행기가 다니는 항로도 성층권 지대이다.
익형
모든 유체는 점성을 가지고 있으며, 에어포일의 표면에서 공기가 흘러가면서 점성력 때문에 에어포일 표면에 달라붙게 된다. 에어포일 표면에서 멀어질수록 공기는 점성의 영향을 덜 받아 유속이 자유흐름의 속도와 동일해진다. 공기가 점성의 영향으로 속도의 변화가 생긴 층을 경계층(Boundary Layer)라고 하며 경계층에서의 층간 속도 차이는 전단력을 유발하고 이는 표면마찰항력(Skin Friction Drag)로 나타난다. 공기가 에어포일 표면을 따라 흐를 때 에어포일의 받음각이 일정 이상 증가하면 공기가 에너지를 잃으면서 점점 커지는 압력에 흐름을 방해받고 결국은 에어포일 표면에서 공기의 흐름이 떨어져 나가게 되는데, 이를 흐름분리(Flow Separation)라 한다. 흐름분리가 일어난 이후의 영역에서는 불규칙한 소용돌이 형태의 후류가 생기는데 후류에 의한 압력 변화로 에어포일에는 압력항력(Pressure Drag)이 발생한다.
지구 대기권
●99.99997%는 ‘Kármán line’라고 불리는 100km이하에 존재한다. 국제 협약에 따르면 이 곳은 우주 비행사들이 여행할 것으로 여겨지는 우주의 시작점으로 지정되었다. 에베레스트 산의 정상은 8,848m인데 반해서, 민간 항공기는 연료를 절약할 수 있는 10km와 13km사이를 운항한다.
온실 효과
온실가스는 지구의 대기 속에 존재하며, 땅에서 복사되는 에너지를 일부 흡수함으로써 온실효과를 일으키는 기체이다. 대표적인 것으로는 수증기, 이산화탄소, 메테인이 있다. 산업화의 영향으로 화석연료의 연소로 발생된 이산화탄소가 대기 중에 많아지게 됨으로써, 대기 중 온실가스가 늘어나게 되었고, 이에 따라 지구 온난화가 심각한 환경 문제로 대두되게 되었다.
행성 거주가능성
질량이 작은 행성들은 두 가지 이유 때문에 생명체를 품을 수 있는 후보로 보기 힘들다. 첫째로, 이들은 질량이 작아서 중력이 약하기 때문에, 비록 행성의 자기장이 대기를 유지하는 데 큰 역할을 담당한다고 치더라도, 대기를 안정적으로 표면에 붙잡아 두기 어렵다. 두꺼운 대기가 없는 행성은 원시적 생화학 작용에 필요한 물질이 부족하며, 지표면에는 단열 효과 및 열전달이 거의 발생하지 않고,(예로 화성은 대기가 매우 희박한데, 만약 화성이 지구 정도 거리를 돌고 있었다고 하더라도 지구보다 훨씬 더 추웠을 것이다) 단파장 방사선이나 운석으로부터 지표면이 보호받을 확률도 떨어진다. 거기에 대기 농도가 지구의 0.006배 이하일 경우(대기압 4.56 mmHg, 608 Pa, 0.18 inHG) 물은 액체 상태로 존재하지 못한다. 물이 액체 상태로 존재할 수 있는 온도 범위는 기압이 낮아질수록 좁아진다(기압이 내려가면 물의 끓는점도 내려가기 때문이다).
대류권
대류권계면은 대류권과 성층권의 경계를 나타낸다. 대류권계면 위쪽으로는 고도 50km에 이르도록 온도가 서서히 상승한다. 대류권을 지나는 동안 비행기가 높이 뜨면 뜰수록 안내판의 기온은 섭씨건 화씨건 모두 낮아져서 최상부에 이르면 국내선 비행기 (國內線 飛行氣)는 -17도, 국제선 비행기는 -50°C까지 내려간다.
열권계면
열권계면(ThermoPause)은 지구의 에너지 시스템의 대기권내의 경계이며 열권의 상층에 위치한다. 이것의 아래의 대기권은 받은 일사에 관해 능동적으로 정의되는데 단원자 산소와 같이 더 무거운 기체들의 증가된 밀도 때문에 활동적이게 정의된다. 태양 복사는 그리하여 열권계면에서 정의된다. 그 위에서는 외기권이 대개 수소와 헬륨 같은 큰 평균자유행로의 대기 입자의 저밀도 나머지를 기술한다. 
온실 기체
2007년까지 지구 대기의 이산화탄소 농도는 약 384ppm이었다. 이것은 1832년 아이스코어 조사를 통해 알게 된 이산화탄소의 농도 284ppm와 비교해 보면 100ppm이 증가한 것을 알 수 있다. 대기 중에 이산화탄소가 차지하는 전반적인 농도의 비율이 아주 작음에도 불구하고, 이산화탄소는 지구 대기의 중요한 성분이다. 태양으로부터 지구로 전달되는 복사에너지는 넓은 범위의 파장을 지니고 있는데 이 파장중 이산화탄소가 대기 중에서 2.5~3.0, 4~5, 13~17 범위의 파장을 흡수하기 때문이다. 이산화탄소는 석유, 천연가스, 석탄 등의 화석연료를 공장이나 주거지에서 태울 때 발생하여 대기 중에 첨가되며, 자동차가 가솔린을 연소할 때나 사람들이 쓰레기를 소각할 때에도 발생한다.
지구 대기권
해수면에서의 평균적인 대기압은 1이다. 대기의 전체 질량은 5.1480×10^18 kg (1.135×1019 lb)는 평균해수면의 압력과 지구의 산악지형의 51007.2 메가 헥타르에 해당하는 양보다 약 2.5%가량 낮을 것으로 추정된다. 지구 대기의 기압은 압력이 측정된 어떤 지점 위의 전체 무게이다. 따라서 기압은 지역과 날씨에 따라 다양하다.
오존층
대기중의 오존의 10%는 대류권에 포함되어 있는데 그곳에서 우리 기상의 모두가 발생한다. 대류권 오존은 두가지 근원이 있다. 약 19%는 성층권에서 내려온 것인 반면 나머지는 다른 메커니즘으로 더 적은 비율로 발생된것이다.
태양
복사층과 대류층 사이에 소위 타코클라인으로 불리는 전이층이 있다. 여기는 대류층의 단일 회전 및 차등 회전 사이에 미묘한 주도권 교체가 일어나, 연속적인 수평층이 다른 층 사이로 미끄러져 들어가는 곳이다.[40] 이 유체 운동은 복사층 위 대류층에서 일어나는 것으로, 대류층 상층부에서 하단부로 이동할수록 그 움직이는 정도가 줄어들면서 대류층 최하단부(복사층 최상단)에서는 매우 조용한 상태가 되어 복사층의 성질과 비슷해진다. 현 시점에서 복사층에서의 자기적 다이너모가 태양의 자기장을 만들어 낸다는 가설이 정립되어 있다(태양 다이너모 문서 참고).[28]
해대
해대(海臺, oceanic plateau) 또는 해저 대지(海底臺地)는 주변 해저보다 높게 솟아있고 대체로 넓고 평평한 해저지형으로 대륙붕보다 외양 쪽에 위치한 지형이다.
지구 대기권
성층권은 대류권과 반대로 지상에서 올라갈수록 온도가 상승한다. 성층권의 가열 원인은 오존으로, 오존이 태양으로부터의 자외선을 흡수함에따라 가열되며, 따라서 고도가 높아질수록 온도는 상승하게 된다. 온도가 높은 공기가 위에 있으므로 열역학적으로 안정하며, 이러한 이유로 난류가 발생하지 않으므로, 비행기 고도(11–13 km)로 이용되기도 한다. 성층권은 대류권 위쪽에 위치하며, 대략 지표면으로부터 50 km 정도까지의 영역이다.
온실 기체
지구 온난화는 지표 부근의 대기와 바다의 평균 온도가 장기적으로 상승하는 현상이다. 지난 산업혁명 이후 지속적으로 온실기체가 대기로 배출됨에 따라 지구 대기 중 온실기체 농도가 증가하여 지구 표면의 온도가 과도하게 증가되어 이와 같은 지구온난화현상을 초래하게 되었다. 지구 표면의 온도상승은 해수면 상승을 초래하고, 이는 다시 강수량의 양과 패턴을 변화시켜, 가뭄, 홍수 등의 기상이변을 일으킨다. 빙하의 후퇴와 기후의 변화는 생태계를 변화시키는 등 인류를 포함한 지구상 생물의 생존에 위협이 된다. 최근 수십 년에 걸쳐 지구온난화가 진행되고 있으며 앞으로도 꾸준히 높아질 것으로 예측된다. 앞으로 얼마만큼의 온난화가 진행되며 지역에 따라 어떻게 차이가 있을 것인지는 아직 확실하지 않다.
지구 대기권
지구 표면에 있는 대기의 평균 온도는 14도 이다.
자연
중간권은 다시 고도가 올라갈수록 온도가 감소하는 영역이다. 이 영역에서는 대류현상이 일어나 약간의 구름이 형성되기도 하지만 기상현상은 일어나지 않는다. 지상 50 km에서 80 km까지의 높이이며, 야광운이 생기기도 한다.
물
수성 대기권: 3.4%, 및 수성의 외기권에 다량의 물이 있음[11] 금성 대기권: 0.002% 지구 대기권: ~0.40% 이상 (완전 대기 기준), 일반적으로 지표에서는 1-4% 화성 대기권: 0.03% 목성 대기권: 0.0004% 토성 대기권: 얼음에만 있음 엔셀라두스 (토성의 위성): 91% 외계 행성 (HD 189733 b[12], HD 209458 b[13])
지구 대기권
대기의 평균 질량은 약 5×10¹⁵톤 또는 지구 질량의 1/1,200,000 이다. 미국의 국립 대기과학 연구소는 다음과 같이 말하였다.“전체 평균 질량인 5.1480×10¹⁸kg은 표면의 압력 또는 수증기의 양에 의존하는 1.2 또는 1.5×10¹⁵kg의 수증기 때문에 약간의 변화가 있다. 수증기의 평균질량은 1.27×10¹⁶kg으로 측정 되었고 건조한 공기의 질량은 (5.1352±0.0003)×10¹⁸kg이다.”
채층
채층(彩層, chromosphere)은 태양 대기를 크게 세 층으로 나누었을 때 그 중 두 번째 층이다. 대략 깊이 3,000 킬로미터에서 5,000 킬로미터에 해당한다. 채층은 광구의 위층이며, 천이영역을 사이에 두고 코로나의 아래층이다. 선홍색을 띠지만 평소에는 그 아래층인 광구가 너무 밝아서 보이지 않는다. 채층은 균질층이며, 머리카락 모양의 스피큘이 삐죽삐죽 치솟아 있다. 개중에는 위층의 코로나까지 10,000 킬로미터 높이로 치솟는 스피큘도 있다.
태양계
수성(태양에서의 거리 0.4AU)은 태양에 가장 가까운 행성이며, 가장 작은 행성이다(질량이 지구의 0.055배). 수성은 위성이 없으며, 수많은 충돌 크레이터와 쭈글쭈글한 거대한 절벽 등의 지질학적 특징으로만 알려져 있다. 이 절벽은 태양계 역사의 초기에 수성이 수축해서 생긴 것으로 보인다[35]. 수성의 대기는 거의 무시해도 좋을 정도로 그 두께가 얇다[36]. 수성의 커다란 핵과 그에 비해 상대적으로 얇은 맨틀은 그 성분이 아직 확실히 밝혀지지 않았다[37][38]. 수성에 대한 탐사는 아주 미미하여, 1950년 이래로 현재까지 수성 탐사선은 매리너 10호와 메신저뿐이다.
지구 대기권
판 구조론에 의한 끊임없는 성분의 재배열과 지각의 탄산염 광맥으로부터의 이산화탄소 이동은 대기의 오랜 기간 동안의 진화 과정에 영향을 주었다. 활성산소는 약 24억 년 전 산소 급증 사건이 일어나기 전에는 존재하지 않았으나, 활성산소의 출현은 안정되어 있던 철 광맥의 종말을 나타냈다. 이 시기 이전에는 광합성을 통해 공급된 어떠한 산소도 환원되어 있던 주로 철과 같은 금속광물과 산화반응에 의한 소비를 일으키지 않았다. 대기 속의 활성산소의 분자들은 산소의 생산률이 환원되는 금속광물을 초과하기 전까지 모여들지 않았다. 이는 환원성 대기로부터 산화성 대기로의 흐름을 나타낸다. O₂는 선캄브리아대의 말기까지 15%이상의 O₂분자가 안정된 상태에 도달하기까지 다양한 변화를 보여주었다. 약 5.41억 년 전부터의 기간은 호기성생물의 출현이 시작된 캄브리아기의 초기시대인 현생대이다. 대기 중의 산소의 양은 6억 년 전부터 변동을 거듭하여 2.8억 년 전에는 현재의 수치인 21%보다 상당히 높은 약30%로 최고치에 도달하였다. 두 가지의 주요 과정들이 대기의 변화를 지배하였다. 하나는 식물들이 대기 중의 이산화탄소를 사용하고 산소를 배출하는 것이다. 또 다른 하나는 황철석의 붕괴와 화산 폭발로 인해서 대기로 유입된 산화된 황에 의한 대기 중의 막대한 양의 산소의 환원이다. 그러나, 화산 분출은 또한 식물이 산소로 바꿀 수 있는 이산화탄소를 방출시켰다. 대기 중의 막대한 양의 산소변화의 정확한 원인은 아직 알려지지 않았다. 대기중에 산소가 많은 기간 동안 동물의 진화를 촉진시켰을 것이라고 추정하고 있다. 현재의 대기는 동물의 진화과정을 촉진시키기에 충분한 약 21%의 산소를 함유하고 있다. 최근에, 지구 온난화를 유발시키는 주범인 인류 개변의 온실가스는 대기에 축적되고 있다.
대기
금성의 대기는 95% 이상이 이산화탄소로 구성되어 있으며 지구 대기압의 90배에 달하는 두꺼운 대기를 가지고 있다. 금성의 대기는 두껍고 이산화탄소가 많아 온실효과가 매우 활발하게 일어나 표면 온도가 500℃ 가까이 근접한다. 금성은 탈출 속도가 지구와 거의 비슷하지만, 표면 온도가 높기 때문에 질량이 작은 수소 기체 등은 활발한 분자 운동으로 인해 평균 운동 속도가 증가하여 금성을 벗어나 버리고, 질소와 약간의 아르곤 등이 대기 중에 분포하고 있다. 수증기는 대기 상층부에만 약간 존재하기 때문에 금성의 대기는 전체적으로 건조하다.[1]
공기 우물
공기 우물은 공기 중의 수분을 필요로 한다. 세계의 모든 곳은, 심지어 사막에서도, 주변의 대기는 최소한 약간의 물을 함유한다. 베이센스Beysens와 밀리모크Milimouk에 따르면, "대기는 의 깨끗한 물을 함유하고 있으며, 98%의 증기와 2%의 응집된 물(구름)으로 구성된다. 사람이 거주하는 지역의 재활용 가능한 수자원 에 필적하는 수치이다." 공기 중에 증기로서 함유된 물의 양은 일반적으로 상대습도로 보고되고, 이는 온도에 의존한다. 따뜻한 공기는 더 차가운 공기보다 더 많은 수증기를 함유할 수 있다. 공기가 이슬점까지 냉각되면 포화 상태가 되어 수분이 적당한 표면에 응축된다. 예를 들어 대기의 온도가 이고 상대습도가 80%인 경우 이슬점은 이다. 상대습도가 50%이면 이슬점은 로 떨어진다.
대기
화성의 대기는 대부분이 이산화탄소이며 기압은 지구의 1/100 정도이다. 태양에서 비교적 먼 편이라 표면 온도는 영하권이다. 화성은 자기장이 매우 미약해서 대기가 태양풍의 영향으로 쓸려나가고 있는 상태이다. 또한 화성의 여름에는 극지방의 드라이아이스가 녹아 이산화탄소가 대기중으로 유입되어 대기가 약간 짙어진다.
물
우리가 알고 있듯이 액체와 기체, 고체로서의 물은 지구 위에 사는 생물의 생존에 필수적이다. 지구는 태양계의 생명체 거주가능 영역에 위치하여 있다. 태양으로부터 살짝 더 가까이 있거나 살짝 더 멀리 있었더라면 (약 5%, 곧 800만 킬로미터 정도) 기체, 고체, 액체라는 세 가지 형태가 동시에 존재할 가능성이 훨씬 적다.[16][17]
베텔게우스
광구 위로 2~3 천문단위 주위에는 ‘분자 환경’으로 불리는 분자 층(層)이 있다. 연구결과에 따르면 이 층의 온도는 약 1500 ± 500켈빈이며 수증기, 일산화탄소로 이루어져 있다. 수증기는 1960년대 두 차례에 걸친 성층권 망원경 계획 때 감지된 바 있으나 수십 년 동안 무시되었다. 이외에도 분자 층에는 일산화탄소와 산화알루미늄이 발견되는데 이들은 먼지입자들이 생겨나는 것과 관련 있을 것이다.
광구 주위로 항성지름의 수 배(10~40 천문단위) 영역에는 ‘비대칭 가스층’으로 알려진 차가운 지역이 있다. 이 영역에는 산소 및 (탄소와 관련 있는) 질소 물질이 풍부하다. 이렇게 비정상적인 물질 조성을 보이는 이유는 항성 내부에서 CNO 순환 과정을 거친 물질들이 외곽 대기를 더럽히고 있기 때문이다.
1998년 찍은 전파망원경 사진으로 베텔게우스 주변에 매우 복잡한 구조의 대기가 존재함이 증명되었는데 유효온도는 3,450 ± 850켈빈이었다. 이는 항성 표면 온도와 비슷하나, 같은 장소의 항성주위 기체보다는 훨씬 낮은 값이었다. 또한 VLA 망원경의 사진들은 이 낮은 온도의 가스가 바깥쪽으로 뻗어나갈수록 서서히 차가워지는 것을 보여준다. 예상외로 이 가스층이 베텔게우스의 대기 중 가장 큰 부피를 차지함이 밝혀졌다. 제레미 림은 이렇게 말했다. “이 가스층은 적색 초거성의 대기에 대한 우리의 기본적인 지식을 바꾸어 놓는 것입니다. 항성 근처에서 가스가 가열되어 대기가 균일하게 팽창하는 것 대신에, 지금 여러 개의 거대한 대류환이 가스를 항성 표면으로부터 대기로 순환시키고 있는 것으로 보입니다.” 2009년 커벨러는 항성 남서쪽으로 광구 반지름 6배까지 뻗어 있고 탄소·질소가 (아마도) 포함된 ‘밝은 기둥’이 있다고 주장했는데, VLA의 사진은 커벨러가 찾은 기둥과 같은 곳을 찍은 것이다.
해수대
표해수대(epipelagic zone, 表海水帶)는 광합성을 위한 충분한 빛이 들어오는, 해수면으로부터 수심 200m 가량의 해수 표면을 말한다. 바다에서 발생하는 거의 모든 일차생산량이 이 해수대에서 발생한다. 그 결과, 플랑크톤, 모자반, 해파리, 참치, 상어, 돌고래 등 대다수의 해양 동식물이 여기에 밀집되어 있다.
대류권
대류권(對流圈, troposphere)은 지구 대기권의 가장 낮은 부분으로 대부분의 기상 현상이 일어나는 곳이다. 온실 효과 역시 대류권에서 발생한다.
지구 대기권
그 다음의 대기는 많은 양의 질소와 이산화탄소, 비활성 기체가 화산 폭발에 의해 공급되거나 소행성에 의한 거대한 충돌 동안 공급되었다. 이로 인해 방출된 엄청난 양의 이산화탄소는 곧바로 물에 녹아서 탄산염퇴적물을 형성하였다. 물과 관련된 퇴적물들은 38억 년 전부터의 것부터 형성되어 왔다. 약 34억 년 전의 질소는 안정된 상태의 두 번째 대기의 대부분의 부분을 차지하고 있었다. 생명체에 대한 영향은 생명체는 대기보다 빠른 시기인 약 35억 년 전부터 형성되었기 때문에 다시 한 번 고려해봐야 한다. 원시 태양이 현재보다 30% 적은 양의 에너지를 방출하는 그 시대에 어떻게 지구가 액체상태의 물과 생명이 존재 할 수 있도록 기후를 따뜻하게 유지하였는지가 ‘젊을수록 어두운 태양의 역설’ 이라고 불리게 된 문제이다. 하지만 지질학적 기록은 완전한 상태의 지구의 따뜻한 표면과 약 24억 년 전의 빙하시기의 예상과의 지속적인 연관성을 보여준다. 시생대 시대의 말에 27억 년 전의 스트로마톨라이트 화석에서 발견된 남조류에 의한 광합성을 통해서 공급된 산소를 포함한 대기가 성장하기 시작했다. 초기의 기본적인 탄소 동위원소는 현재의 것과 매우 유사한 비율을 가지는데, 이는 기본적인 탄소 순환의 특징은 약 40억 년 전부터 이미 안정되었다는 것을 제시한다. 지구의 유동적인 산화의 진행과정은 약 21.5억년~20.8억 년 전의 가봉 공화국으로부터의 오래된 퇴적물에 기록되어 있다. 이러한 산화의 변동은 Lomagundi carbon isotope excursion에 의한 기반을 뒀을 것이다.
전리층
D층은 가장 안쪽에 있는 층으로 지구 표면으로부터 50km에서 90km사이에 위치한다. 이 층에서 생기는 이온화는 라이먼 계열 알파 수소 복사인데, 파장은 121.5nm 이고 일산화질소를 이온화한다. 더하여 태양 흑점의 수가 50개 이상으로 활발할 때는 경X선(파장 1nm이하)이 공기(질소 분자와 산소분자)를 이온화시킨다. 밤 동안에는 우주선이 이온화를 시킨다. 이 층은 가장 고도가 낮고 대기의 밀도가 높기 때문에 재결합작용이 활발하다. 따라서 순수한 이온화 효과는 매우 낮고, 고주파수(HF; high frequency) 전파는 D층에서 굴절되지 않는다. 자유 전자와 다른 입자간의 충돌 빈도는 낮 동안에는 1초에 1000만번에 이른다. D층은 HF 전파를 흡수하는데, 주로 10MHz나 그보다 파장이 긴 전파가 이에 해당한다. 그보다 파장이 짧아지면 흡수되는 정도가 약해진다. 전파의 흡수는 밤에 약하고 한낮에 최대가 된다. 이 층은 일몰 후에 굉장히 약해지지만, 은하로부터 오는 우주선에 의해 약간 남게된다. D층의 활동의 일반적인 예로는 AM광대역 방송이 방송국에서 멀어짐에따라 엹어져 가는 것을 들 수 있다.
지구 대기권
●50%는 5.6km 이하에 존재한다 . ●90%는 16km 이하에 존재한다.
트리톤 (위성)
표면의 폭풍으로 인해 8km 두께의 대류권(기상현상이 일어나는 대기 권역)이 존재한다. 간헐천 분출에 의한 트리톤 표면의 줄무늬를 볼 때, 대류권의 대기는 계절풍에 의해서 마이크로미터 이하 크기의 물질들을 운반할 수 있는 것으로 여겨진다. 성층권은 없고 대신 8km-950km 사이에 열권이 존재하며, 그 밖은 외기권, 즉 우주이다. 상층 대기의 온도는 표면보다 높은 약 95K 정도로 이는 태양 복사열과 해왕성의 자기장에 의해 가열되기 때문이다. 대류권에는 안개가 자욱한데, 대부분 태양빛을 받은 메탄의 작용에 의한 탄화수소와 질소 유기화합물로 이루어졌으리라 생각된다. 또한 1-3km 고도는 압축된 질소 가스의 구름이 차지하고 있다.
표토
표토(表土, topsoil)는 토양의 상부 2인치(5.1 센티미터)에서 8인치(20 센티미터)를 덮고 있는 흙이다. 유기물질과 미생물이 집중되어 있으며, 지구의 생물학적 토양활동이 일어나는 곳이다.
화가자리 베타 이동성군
화가자리 베타 이동성군은 천문학적으로 중요한 천체인데, 그 이유는 지구에서 가장 가까우면서 젊은 집단이기 때문이다. 대표별 화가자리 베타는 원시행성계원반으로 추측되는 거대한 먼지 원반을 지닌 항성이며, 최근 베타 항성계에서 목성 질량의 8배에 이르는 가스 행성이 발견되었다. PSO J318.5-22로 명명된 떠돌이 행성도 발견된바 있다. 지구로부터 이들 구성원까지의 거리가 가깝기 때문에 다른 별보다 상대적으로 이들에 대한 관측이 용이한 면이 있으며, 이는 화가자리 베타 b처럼 직접 사진을 찍어 외계 행성을 발견하는 원동력이 되고 있다.
기온 감률
지구 대기에서 대류권(고도 약 12km(39,000ft)까지)만 대류가 일어난다: 성층권은 일반적으로 대류가 일어나지 않는다. 그러나 일부 예외적으로 강력한 대류과정, 특히 심한 뇌우과 관련된 화산 분출 기둥과 overshoot 상층부는 대류권을 통과하여 성층권으로 대류를 국부적으로 일으킬 수 있다.
자연
외기권은 지구 대기가 우주 공간과 접하는 최외곽 영역이다. 이 곳에 존재하는 대부분의 가스는 수소와 헬륨이며, 우주공간으로 빠져나가기도 한다. 외기권은 500 – 1000 km 상공에서 시작하며, 끝나는 지점은 특별한 의미는 없지만 10,000 km 정도까지로 생각하기도 한다.
외계행성의 겉모습
행성의 대기가 가열되어 900K를 넘으면, 상층대기는 메탄 대신 일산화탄소가 주된 대기성분으로 바뀐다. 또한 대기 중에는 나트륨으로 이루어진 알칼리 금속성분이 급격히 증가한다. 이런 행성의 대기 스펙트럼에는 나트륨과 칼륨 성분이 강하게 나타날 것이다. 스펙트럼 상으로는 검출할 수 없으나, IV형 행성의 대기 속에는 규산염 및 철이 증발하여 이루어진 구름층이 여러 겹으로 존재할 것으로 추측된다. 반사도는 대기 중의 알칼리 금속 때문에 매우 낮아 0.03 정도에서 형성될 것이다. IV 및 V형을 통상적으로 '뜨거운 목성'으로 부른다.
공기
공기(空氣)는 지구를 둘러싼 기체를 말한다. 해수면의 건조한 공기는 대략 78%의 질소, 21%의 산소, 0.93%의 아르곤, 그리고 이산화 탄소, 수증기 등으로 이루어져 있다.
사해
섬네일|right|250px|사해에 떠 있는 사람들 사해는 해수면보다 정확히 421미터 낮은 지점에 위치한 호수로 지구에서 가장 낮은 곳이다.[2] 유대 사막 고지대와의 높이차가 700~800미터에 이른다. 사해가 이처럼 낮은 곳에 위치하게 된 이유는 다음과 같다. 지구 표면은 여러개의 판들로 뒤덮여있다. 사해는 이처럼 아라비아판과, 아프리카판이 만나는 지점에 위치한다. 두개의 판은 이 지점에서 서로 벌어지면서 북쪽으로 밀려 올라갔는데 아라비아판이 아프리카판보다 좀더 빠르게 위로 밀려올라갔다. 그 결과 아카바만에서 터키의 사이에 1200킬로미터 사이에 단층이 형성됐다. 사해는 이 두개의 판이 밀려 올라가는 과정에서 형성된 것이다. 이 과정에서 주변 지형보다 균열이 더 깊게 파이게 되면서 사해가 형성된 것이다.[1]
성층권
성층권은 중간 위도에서는 고도 10km에서 50km 사이의 영역이며, 극지방에서는 보다 낮은 고도인 8km 정도에서 시작하는 경우도 있다. 성층권은 아래로는 대류권을 접하며, 위쪽으로는 중간권을 접하고 있다.
화성
화성의 대기압은 0.7에서 0.9kPa로, 지구의 대기 밀도와 비교하면 1/100 정도로 매우 낮다. 대기가 적으므로 기압이 매우 낮고 물이 있더라도 기압 때문에 빨리 증발하게 된다. 과학자들은 과거의 화성은 물이 풍부하고 대기도 지금보다 컸으리라고 추측한다. 대기의 주성분인 이산화탄소가 얼어 거대한 극관을 형성하는 과정이 양극에서 교대로 일어나고 이산화탄소는 눈층을 형성하고 봄이 되면 증발한다.
지구 저궤도
보통 지구 저궤도라고 하면 지구 표면으로부터 200 ~ 2000 km (124 ~ 1240 마일)인 고도의 궤도를 말한다.
지구 저궤도를 도는 물체들은 그 고도에 따른 대기의 저항을 받는다. 대략 80 ~ 500 km 고도의 열권 및 500 km 이상의 극외권에서 발생하는 가스가 저항원으로써 작용한다.
금성의 대기
태양계 두 번째 행성인 금성의 대기는 지구의 대기와 아주 다르다. 지구의 대기에 비해 금성의 대기는 밀도가 더 높고, 무거우며, 더 높은 고도까지 펼쳐져 있다 . 대기의 구름은 레이다나 다른 수단을 이용하지 않으면 표면을 관찰할 수 없게 만들었고, 높은 반사율 때문에 1989년 마젤란 탐사선이 도착하기 전까지는 표면의 레이다 정보를 얻을 수 없었다.
해왕성
해왕성의 대기는 고도가 높아짐에 따라 온도가 낮아지는 아래쪽의 대류권과 고도가 높아짐에 따라 온도가 높아지는 성층권, 두 부분으로 다시 나뉜다. 둘 사이의 경계인 권계면에서는 기압이 대략 0.1 바 (10 kPa)인 곳에서 나타난다. 성층권은 기압이 10 ~ 10 마이크로바 (1 ~ 10 Pa) 이하인 곳에서 열권과 나뉜다. 열권은 점차로 외기권으로 넘어간다.
해왕성의 대류권은 고도에 따라 다양한 구성 성분을 나타내는 구름들로 둘러싸여 있는 듯 하다. 상층부의 구름들은 메탄이 응축하기에 적당한 온도를 나타내는 1 바 이하의 압력에서 형성되며, 1 바 ~ 5 바(100 ~ 500 kPa) 정도 압력에서는 암모니아와 황화 수소의 구름이 형성되는 것으로 추측된다. 5 바 이상의 압력에서는 암모니아, 황화 암모늄, 황화 수소, 물로 이루어진 구름이 만들어진다. 더 깊은 곳에 존재하는 수빙질의 구름은 온도가 0 °C에 도달하는 약 50 바(5.0 MPa)의 압력에서 형성되는 것으로 보인다. 한편, 밑바닥에서는 암모니아와 황화 수소의 구름이 발견될 가능성이 존재한다.
광학적 깊이
대기과학에서 흔히 지구 표면에서 우주공간까지 수직한 경로로 대응함으로써 대기의 광학적 깊이로 언급된다; 평소에 광학적 깊이는 관측자의 고도에서 우주공간까지이다. formula_4가 수직한 경로로 언급된 이래로 비스듬한 경로는 formula_5이다. formula_6은 대기량(airmass)으로 평행한 평면 대기에 대해 formula_7로 정의되며 formula_8는 주어진 경로에 대응하는 천정각(zenith angle)이다. 그러므로
온실 기체
온실 기체(溫室氣體, greenhouse gases, GHGs)는 지구의 지표면에서 우주로 발산하는 적외선 복사열을 흡수 또는 반사하여 지구 표면의 온도를 상승시키는 역할을 하는 특정 기체를 말하는데 두가지 이상의 서로다른 원자가 결합된 모든 기체가 이에 해당한다. 다만 일산화탄소(CO), 염화수소(HCl)등은 두개의 상이한 원자로 결합된 분자이지만 대기에서의 잔류 수명이 매우 짧아 온실효과에 거의 영향을 주지않는 기체이므로 온실가스로 다루지 않는다.
온실 기체
대기 중에 존재하는 기체 이외에도 지구의 온실효과에 영향을 미치는 요소가 있는데, 그 중 구름에 의한 영향이 가장 크다. 구름도 온실기체와 마찬가지로 적외선 복사를 흡수하고 방출하기 때문이다. 그래서 구름 또한 온실기체의 특성을 지니고 있다.
지자기
전리층 위의 영역은 자기권이라는 공간인데, 수십에서 수천 킬로미터까지 뻗어있다. 이 지역은 유해한 자외선으로부터 지구를 보호하는 오존층을 포함하고, 우주 광선으로부터 지구를 보호한다.
외기권
외기권(外氣圈, )은 지구 대기권의 최외곽을 형성하는 대기층이다. 아래로는 열권을 접하고 있으며, 외기권 바깥은 우주 공간이다. 지표면으로부터 500 - 1000km 정도에서 시작하며, 대략 10,000km 정도까지가 외기권인 것으로 추정된다. 사실상 우주 공간이 시작되는 구간이며, 외기권의 주된 기체는 수소와 헬륨이며, 외기권 바닥층에는 일부 원자 상태의 산소도 존재한다. 외기권을 나타내는 영어인 "exosphere"는 "바깥"을 뜻하는 그리스어인 "exo"로부터 유래했다.
지구 온난화
그을음은 표면을 가열 또는 냉각시킬 수 있으며, 공기중으로 퍼지거나 침전물이 되는지 여부에 따라 달라진다. 대기의 그을음은 직접 태양 복사를 흡수하며 이는 대기를 가열하고 표면을 냉각시킨다. 많은 그을음이 고립된 지역에 나타나면 인도의 농촌처럼 지표면 온난화의 50%를 갈색 구름 띠(atmospheric brown cloud)로 가리게 한다. 침전물, 특히 빙하 또는 북극 얼음에 침전될 경우 반사율을 낮추면서 지표면을 가열시킨다. 그을음을 포함한 미립자의 영향으로 인해, 중위도에 영향을 많이 끼치는 온실 기체에 비해 특히 아시아에서 대부분이 열대 또는 아열대 지역에 영향을 끼친다.
모호로비치치 불연속면
보통 모호면으로 불리는 모호로비치치 불연속면은 지각과 맨틀 사이에 존재한다. 이를 경계로 맨틀과 대양 지각 껍질 및 대륙 지각 껍질이 나뉘며, 암석권 안에 주로 위치해 있다. 대양 중앙 해령 아래의 암석권과 연약권의 경계를 정의한다. 1909년에 처음으로 안드리야 모호로비치치(Andrija Mohorovičić, 크로아티아 지진학자)가 지진파 속도의 갑작스러운 증가를 (특히 P파) 관찰함으로 확인되었다.
모호면은 해저의 경우 평균 7km 아래에 있고, 대륙은 30~50km 사이에 위치하는데 티베트 고원은 하부 약 75km 깊이에 위치하여 가장 깊다.
1950년대 후반 및 1960년대 초, 미 국립과학재단의 실행위원회에서 이 경계면에 도달하기 위해 해저로부터 굴착을 시도했으나 Project Mohole라 불리는 이 계획은 제반 여건의 미비로 인해 1967년에 의회의 반대로 중단되고 만다.
모호면에 도달하는 것은 중요한 과학적 과제로 남아 있다. 최근에는 방사성 물질 붕괴에 의해 생기는 열에 의해 가열된 텅스텐 캡슐을 모호면 근처로 떨어뜨리는 방안이 추진되고 있다.
태양권덮개
태양권덮개()는 태양계 가장 바깥에서 태양계를 감싸고 있는 영역이다.
명왕성 궤도 2배 정도 거리에서 태양권덮개는 태양과 행성들을 두텁게 둘러싸고 있다.
지구 대기권
심지어 Kármán line 위에는 오로라같은 기상학적으로 중요한 현상이 일어난다. 이 구간에서는 유성이 빛나긴 하지만 더 큰 유성의 경우는 더 깊게 진입하지 않는 이상 타지 않는다. 100km에서 500km이상의 지구의 다양한 전리층은 HF 라디오의 전파에 있어서 중요하다. 그에 반해, 국제 우주 정거장과 우주 왕복선은 일반적으로 대기 방해물이 존재하여 몇 달마다 재가동 시켜줘야 하는 전리층의 F층이 공존하는 350~400km의 고도에 존재한다. 태양 활동에 따라서 700~800km의 높은 고도에 있는 인공위성 또한 대기 방해물의 영향을 받을 수 있다.