太陽風 (太陽風, solar wind)은 太陽 의 上部 大氣層 에서 放出된 殿下 粒子 , 卽 플라스마 의 흐름을 가리킨다. 太陽 외의 恒星에 對해서는 이러한 粒子의 흐름을 一般的으로 항성風 이라고 부른다.

太陽風은 높은 熱 에너지로 인해 太陽의 重力을 빠져나올 수 있는 大略 100 eV 程度의 高에너지 電子 와 1 keV 程度의 陽性子 로 構成되어 있다. 이런 빠른 速力을 가지고 있기 때문에 太陽風이 地區 等 行城의 磁氣圈과 부딪힐 때 뱃머리 衝擊波 가 發生하며, 太陽風과 磁氣圈 사이의 相互作用에 依해 地球 의 電力送信 에 問題를 일으킬 수 있는 지磁氣暴風 이나 極地方의 하늘을 裝飾하는 오로라 等이 發生하기도 한다. 또한 彗星 의 꼬리가 太陽에서 먼 쪽으로 形成되는 理由 等도 太陽風의 作用으로 說明될 수 있다.

歷史 [ 編輯 ]

1916年 , 노르웨이 의 크리스티안 비르켈란 (Kristian Birkeland)은 " 物理學 의 觀點에서, 太陽光은 陰電荷 或은 陽電荷 어느 한 쪽으로 完全히 치우친 것이 아니라, 兩 쪽을 모두 가지고 있는 것으로 보인다"라고 言及함으로써, 太陽風이 陰電荷를 띤 電子 와 陽電荷를 띤 이온 으로 構成되어있을 것을 豫測했다 ^[1] .

3年 뒤 1919年 , 프레데릭 린데만 (Frederick Lindemann) 亦是 電子 및 陽性子 의 두 極을 가진 粒子가 太陽으로부터 오고 있음을 示唆했다 ^[2] .

1930年代 , 科學者들은 太陽 코로나 의 溫度가 數百萬 度일 것으로 推定했다. 一部 分光學 硏究는 이를 뒷받침해 주었다. 1950年代 中盤, 英國 의 數學者 시드니 채프먼 (Sydney Chapman)은 超高溫의 코로나 가스 特性을 計算했고, 그러한 가스는 엄청난 熱傳導體이며 地球 軌道를 넘어 宇宙로 뻗어나가는 것을 밝혀내었다. 또한 1950年代, 獨逸 科學者 루트비히 非에르만 (Ludwig Biermann)은 彗星 이 어디를 向하고 있더라도, 그 꼬리는 恒常 太陽 으로부터 멀어지는 現象에 關心을 가졌다. 非에르만은 太陽이 連續的인 粒子 흐름을 내뿜어서 彗星의 꼬리를 늘어뜨린다는 假說을 세웠다.

有進 파커 (Eugene Parker)는 채프먼의 모델에서의 太陽 으로부터의 熱 흐름과 非에르만의 假說에서의 太陽으로부터 멀어지는 彗星의 꼬리가 같은 現象으로부터 導出된다는 것을 밝혀내었다. 파커는 太陽의 코로나 가 太陽 重力 에 强하게 끌려가지만, 먼 距離에서도 如前히 매우 뜨거울 程度로 뛰어난 熱傳導體임을 說明하였다. 太陽으로부터의 距離가 멀어지면서 重力이 弱해지면, 코로나 바깥쪽 待機 가 星間空間 으로 放出된다는 것이다. 太陽風의 原因을 說明하는 파커의 假說에 對한 反論이 거셌다. 그가 Astrophysical Journal 에 1958年 投稿한 論文은 두 名에게 拒否當했다. 多幸히도 編輯長으로 있었던 수브라마니안 찬드라세카르 ( 1983年 노벨 物理學賞 受賞者)가 그의 論文을 실어주었다.

1959年 1月, 소비에트 聯邦 의 人工衛星 人 루나 1號 가 歷史上 처음으로 太陽風을 直接 觀測 및 測定하였다. 하지만, 파커의 理論은 高速 太陽風의 加速을 充分히 說明하지 못하였다. 1990年代 後半, 소호 太陽 觀測 衛星 의 "紫外線 코로나그래프 및 分光計"가 太陽 의 極으로부터 發散되는 高速 太陽風의 加速 領域을 觀測하였고, 熱力學 敵 膨脹만으로 說明되기에는 훨씬 빠르게 加速된다는 것을 發見하였다. 파커의 모델은 太陽風이 鑛區 로부터 太陽 半徑의 約 4倍 程度의 높이에서 超音速 흐름으로 變한다고 豫測하였다. 하지만, 그러한 變化는 훨씬 낮은 높이, 아마도 太陽 半徑 程度의 높이에서 일어나는 것으로 보이며 이는 太陽으로부터 高速 太陽風을 加速하는 追加的인 理由일 可能性이 있다.

特性 [ 編輯 ]

太陽系 에서, 太陽風의 構成은 太陽 코로나 의 構成과 同一하다. 卽 73%의 이온化 水素 와 25%의 이온化 헬륨 , 一部 不純物이 그것이다. 이러한 構成은 플라스마 形態로 存在하며, 플라스마는 95%의 이온化 水素와 4%의 이온化 헬륨, 0.5% 以下의 少數 이온으로 構成된다. 正確한 構成은 偏差가 크기 때문에 測定하기 힘들다. 太陽風의 試料를 採取하여 歸還하는 任務를 지닌 제네시스 가 2004年 地球 로 歸還했으며, 現在 分析中이다. 하지만, 地球 大氣 에 再突入할 때 落下傘 이 故障난 關係로 不時着하며 被害를 입은 理由로, 太陽 標本이 汚染되었을 可能性도 있다.

動的인 機體 로 이루어진 太陽 에서는 赤道 의 自轉 週期는 25日, 極 의 自轉 週期는 35日이다. 따라서 自轉 과 함께 磁氣場 고리는 늘어나고 歪曲이 일어나게 된다. 陽性子 와 電子 로 構成된 超高溫의 플라즈마 가 數十億 톤씩 흐르는 이 고리가 때로는 太陽 暴風이 發生할 것이라는 前兆가 된다.

地球 近處에서 太陽風의 速度는 200 - 889 km/s로 偏差가 크고, 平均 速度는 450 km/s이다. 太陽은 매 初 1×10 ⁹ 킬로그램 (1 테라 그램 )의 매질을 太陽風을 利用해 噴出하는데 [1] ^{[ 깨진 링크 ( 過去 內容 찾기 )]} , 이는 核融合 에 依해 에너지로 變換되는 質量人 4.5×10 ⁹ 킬로그램(4.5 테라그램)의 1/5 程度이다. 太陽은 앞으로도 1×10 ¹³ 年 동안 이러한 放出을 持續할 것이다. 하지만, 現在의 별形成 에 對한 說明은 太陽風은 먼 過去에는 現在보다 1,000倍는 더 무거웠으며, 이는 行星 大氣, 特히 金星 待機에 큰 影響을 미쳤을 것이라고 한다.

太陽風은 플라스마 이므로, 一般 가스 의 特性보다는 플라스마의 特性 을 지닌다. 例를 들어, 太陽風은 傳導體 이며, 太陽으로부터의 磁力線 을 가지고 온다. 太陽風의 壓力 은 大部分의 太陽系 卽 太陽卷 에서 者氣壓 을 壓倒한다. 이러한 바깥쪽으로의 壓力은 太陽의 回轉과 더불어 磁氣場이 아르키메데스 나선 形態( 파커 나선 )를 形成하도록 한다. 太陽系의 北半球인지 南半球인지와 太陽의 週期에 따라, 磁氣場 螺線이 안쪽을 向하거나 바깥쪽을 向한다. 卽 磁氣場은 北半球와 南半球에서 同一한 螺旋 模樣을 가지지만, 反對의 自己 方向을 띤다. 이 두 自己領域은 두 個의 電流판 에 依해 나뉜다. 太陽은 매 11年마다 磁氣場이 反對로 變하며 이에 따라 太陽卷 電流便 의 模樣이 바뀐다.

星間매질 內의 플라스마 는 地球 軌道에서의 太陽 磁氣場 이 100 배나 세어지게 하는 原因이다. 萬若 宇宙가 眞空이라면, 太陽의 10 ^-4 테슬라 磁氣場은 地球 軌道에서는 10 ^-11 테슬라 程度일 것이다. 하지만, 衛星 觀測에 따르면, 이러한 豫想보다 100倍는 더 센 10 ^-9 程度이다. 磁氣流體力學 理論은 磁氣場 內部의 傳導 流體(예, 行星間매질 )가 電流를 形成하고, 이 電流는 다시 磁氣場을 形成하며, 이러한 面에서 磁氣流體力學 發電機 와 類似하다.

高速 및 低速 太陽風 [ 編輯 ]

黃道 面 바깥에서 太陽風은 600-800 km/s의 速度로 일정하며 빠르게 흐른다. 이는 高速 太陽風 이라고 불리며, 太陽 코로나구멍 에서 發生하는 것으로 알려져 있다. 黃道面에서는, 卽 太陽電流판 近處에서는 太陽風은 느려지며, 密度가 높아지고, 더욱 變動이 甚하다. 速度는 200-600 km/s이며, 每日 甚하게 變한다. 이는 低速 太陽風 이라고 하며, 太陽의 어디에서 發生하는지는 잘 알려져 있지 않다.

太陽風 變化와 宇宙氣像 [ 編輯 ]

太陽風은 地球 磁氣圈 의 模樣을 결정지으며, 磁氣場의 速度, 密度, 方向, 磁氣場의 變動은 地區 周邊의 宇宙 環境에 影響을 미친다. 例로, 前리복사 및 電波 干涉의 水準은 100倍 或은 1000倍 單位로도 變할 수 있다. 地球權 의 模樣 및 位置는 地球 直徑의 몇 倍 單位로 變하며, 地球東週期軌道 의 衛星을 直接 太陽風에 露出시킨다.

高速 및 低速 太陽風 모두는 行星間 코로나質量放出 (ICME)이라는 크고, 빠른 플라스마의 爆發에 依해 影響을 받는다. ICME는 太陽 코로나質量放出 (CME)의 行星間 버전이며, 太陽의 磁氣場 噴出에 依해 誘發된다. ICME는 言論에서 種種 "太陽暴風" 或은 "宇宙暴風"等으로 言及된다. ICME는 때로 太陽으로부터의 또 다른 磁氣場 噴出人 太陽플레어 에 依해 影響을 받는다. ICME는 太陽卷 의 얇은 플라스마 內部에서 衝擊波 를 誘發하며, 또한 電子磁氣波를 惹起하여 粒子(大部分이 陽性子 와 電子 )를 加速한다. 이러한 粒子 加速은 ICME에 앞서는 前리복사 를 形成한다.

ICME가 地球의 磁氣圈 에 衝突할때, 瞬間的으로 地球 의 磁氣場 이 흐뜨러지고, 羅針盤 바늘의 方向이 바뀌며, 또한 接地電流 를 誘導한다. 이는 지磁氣暴風 으로 불리며, 全 地球的인 現象이다. ICME는 地球의 磁氣圈 꼬리 (地球反對便의 磁氣圈)에서 自己 再結合 을 發生시키기도 하는데, 이 結果로 陽性子와 電子가 地球 待機 아래쪽으로 쏟아지며 오로라 를 形成한다.

ICME만이 宇宙氣像의 原因인 것은 아니다. 太陽의 다른 現象 亦是 太陽風의 速度 및 密度를 변화시킨다고 알려져 있다. 이러한 서로 다른 太陽風의 흐름은 다른 角度로 螺旋을 形成한다. 卽 빠른 흐름은 螺線이 보다 直線的으로 나가도록 하며, 느린 흐름은 螺線이 太陽 周邊을 더 감도록 한다. 빠른 흐름은 自身보다 太陽의 왼쪽에서 생겨난 느린 흐름을 따라잡으며, 膈한 同時 回轉을 일으켜 波와 粒子에 影響을 준다. 이는 ICME와 魔贊者基로 地球의 磁氣圈에 影響을 미치지만, 보다 緩慢한 傾向을 보인다.

外部 警戒 [ 編輯 ]

太陽風은 星間매질 (銀河에 稀薄하게 퍼져있는 水素 및 헬륨 가스)에서 이른바 "거품"을 形成한다. 太陽風의 힘이 더以上 性間매질을 밀쳐내지 못하는 境界面은 太陽圈界面 이라고 하며, 太陽系 의 外部 "警戒"로 認識된다. 太陽圈界面까지의 距離는 具體的으로 알려져 있지는 않은데, 現在의 太陽風의 速度 및 性間媒質의 部分的인 密度에 따라서 크게 變하는 것으로 認識된다. 하지만 冥王星 軌道의 저 먼 바깥에 있는 것으로 생각된다.

같이 보기 [ 編輯 ]

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太陽風

• 自己圈界面
• 磁氣圈
• 衝擊波
• 뱃머리 衝擊波
• 이온층
• 파커 나선
• 太陽 航海

參考 文獻 [ 編輯 ]