태양풍
[ solar wind ]
그림 1. 태양의 구조 및 태양풍, 이에 따른 지구 자기권의 변화에 대한 모식도.(출처: )
태양풍은 태양의 가장 바깥 대기인 코로나에서 시작해서 행성간 공간으로 나아가는 플라스마의 흐름이다. 태양풍은 항성풍의 일종이다. 다른 항성에서도 상층대기에서 플라스마가이 흘러나간다. 항성의 종류에 따라, 항성풍은 속도나 분출양이 다르다. 태양은 만기형 주계열성으로서, 고온의 자기화된 코로나에서 태양풍이 나온다.
태양풍은 행성간 공간을 지나면서, 행성간 자기장 및 플라스마에 영향을 미친다. 태양풍에는 빠른태양풍과 느린태양풍이 있다. 느린태양풍의 속도는 200-400 km@@NAMATH_INLINE@@\,@@NAMATH_INLINE@@s-1 내외이며, 빠른태양풍의 속도는 400-800 km@@NAMATH_INLINE@@\,@@NAMATH_INLINE@@s-1 정도이다. 폭발적으로 방출되는 코로나질량방출도 급격하게 변화하는 태양풍의 한 종류이다.
태양풍은 지구자기장 및 행성 자기장을 교란시킨다. 태양풍의 영향권에 있는 모든 영역을 태양권(heliosphere)이라고 한다. 태양권의 경계면은 태양권계면이라고 부른다. 그림 1은 태양풍과 지구자기장의 상호작용에 의해 보여지는 현상들에 대한 모식도를 보여준다.
목차
빠른태양풍과 느린태양풍
태양풍은 속도에 따라 빠른태양풍과 느린태양풍으로 구분한다. 빠른태양풍과 느린태양풍은 속도 뿐만 아니라 여러 가지 플라스마의 물리적 특성이 서로 다르다(표 1). 이러한 차이는 빠른태양풍과 느린태양풍의 가열 및 가속 기작이 서로 다르고, 이들이 발생하는 지역이 다를 수 있다는 것을 보여준다.
| 플라스마 특성 | 빠른태양풍 | 느린태양풍 |
| 유속(flow speed) | 400~800 km@@NAMATH_INLINE@@\,@@NAMATH_INLINE@@s-1 | 250~400 km@@NAMATH_INLINE@@\,@@NAMATH_INLINE@@s-1 |
| 양성자 밀도(proton density at 1 AU) | @@NAMATH_INLINE@@ 3.0 ~cm^{-3} @@NAMATH_INLINE@@ | @@NAMATH_INLINE@@ 10.7 ~cm^{-3} @@NAMATH_INLINE@@ |
| 양성자 온도(proton temperature at 1 AU) | @@NAMATH_INLINE@@ 2.3 \times 10^{5} \rm{K} @@NAMATH_INLINE@@ | @@NAMATH_INLINE@@ 3.4 \times 10^{4} \rm{K} @@NAMATH_INLINE@@ |
| 전자 온도(electron temperature at 1 AU) | @@NAMATH_INLINE@@ 1 \times 10^{5} \rm{K} @@NAMATH_INLINE@@ | @@NAMATH_INLINE@@ 1.3 \times 10^{5} \rm{K} @@NAMATH_INLINE@@ |
| 화학조성(chemical composition) | 광구(photospheric) | 코로나(coronal) |
| 발생 영역(source region) | 코로나구멍 | 스트리머, 활동영역 |
플라스마는 행성간 공간을 진행하는 동안 자기력선에 묶여있다. 이를 플라스마가 자기력선에 동결(frozen-in)되어 있다고 표현한다. 따라서, 태양풍이 발생하는 지역의 플라스마 특성에 따라 태양풍의 물리적 특성이 결정된다. 태양풍이 태양대기의 어느 지역에서 발생하여 불어오는가는 태양풍의 물리적 특성 및 가열, 가속 기작을 이해하는데 매우 중요하다. 그림 2에서 보이는 것과 같이 Ulysses 위성은 태양풍 플라스마를 직접 관측하여 태양 극지방에서는 빠른태양풍이 불어나오고 태양 적도영역에서는 느린태양풍이 불어나온다는 것을 확인하였다. 또한 흑점극소기와 흑점극대기의 두번의 위성 관측을 통하여, 코로나구멍이 극지방에 발달되고 자기장이 쌍극자 모양으로 잘 발될된 극소기에는 이러한 빠른태양풍과 느린태양풍이 잘 구분되어 발달되고, 저위도의 활동영역이 태양의 고 위도까지 발달되는 흑점극대기에는 빠른태양풍과 느린태양풍이 서로 섞여서 나타나는 것을 확인하였다. 이러한 관측을 통하여, 빠른태양풍은 태양 극지방에 발달된 열린자기장 구조의 코로나구명에서 발생되고, 느린태양풍은 적도 지역의 스트리머, 또는 활동영역의 가장자리의 닫힌자기장 구조와 열린자기장 구조가 연결되는 지역에서 발생될 것으로 알려져있다. 최근에는 태양풍의 발생지역으로 여겨지는 지역들(코로나 구명, 활동영역 경계 등)의 화학조성과 지구자기권에서 위성으로 직접 관측된 빠른/느린태양풍의 화학조성이 일치되는 결과들이 보고되었다. 하지만, 아직 각기 다른 태양의 발생지역에서 어떻게 태양풍이 분출되고 가속되는지는 밝혀지지 않고 있다.
태양풍 모델 및 태양풍 가속 문제
파커(Eugene Parker)의 고전적인 태양풍 모델에 따르면, 태양풍은 유체역학적으로 열역학적 팽창에 의해 가속된다. 인공위성을 이용한 태양풍의 직접적 관측이 가능해지면서, 태양풍은 빠른태양풍의 속도, 즉 약 700 km@@NAMATH_INLINE@@\,@@NAMATH_INLINE@@s-1 이상의 속도까지 가속된다는 것이 관측적으로 알려졌다. 파커의 태양풍 모델의 열역학적 팽창만으로는 태양풍의 플라스마의 온도 및 이와 같은 빠른태양풍의 속도까지 가속이 되는 것을 설명할 수 없었고, 현재까지도 어떻게 태양풍이 빠르게 가속되는지는 밝혀지지 않았다. 이에 따라 여러 추가적인 태양풍의 가속 및 가열 기작에 대한 관측 및 이론적 수치 모델들이 연구중에 있다. 예를 들면, 태양풍의 플라스마 내의 난류에 의한 에너지 변환 혹은, 태양풍 내의 자기유체파동의 에너지가 변화되어 가열 및 가속이 되는 모델들이 제안되고 연구중에 있다.
우주기상에 미치는 영향
태양풍의 플라스마와 자기력선은 태양권내의 행성간공간의 자기장 및 성간물질과 상호작용하여 우주기상의 변화를 일으키는 주요 요인이다. 예를 들면, 태양풍은 지구 혹은 다른 행성들의 자기권이나 전리권과 부딪혀 뱃머리충격파(bow shock)와 같은 충격파를 일으키고, 이러한 충격파는 플라스마 내의 입자들을 가속시키거나, 충격파 주변의 매질의 특성을 변화시킨다. 또한 빠른 태양풍, 혹은 급격하게 변화하는 태양풍의 일종인 코로나질량방출은 행성의 자기장과 상호작용하여, 자기재연결을 일으키거나 자기폭풍을 일으킨다. 이 외에도 빠른태양풍과 느린태양풍이 나선형 자기력선을 따라 진행하며, 빠른태양풍이 느린태양풍을 따라잡게 되었을때 생기는 동회전상호작용지역(corotating interaction region, CIR)등도 자기폭풍을 일으키는 원인 중 하나이다. 이러한 태양풍에 의한 자기장의 교란 및 가속된 입자들의 유입으로, 전파 교란이나 극지방의 오로라 등의 현상도 발생한다.