자기권계면

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1. 개요
2. 자기권계면의 특징
3. 자기 권계면까지의 거리 계산
- 3.1. 거리 계산식
- 3.2. 거리 변동
4. 태양계 행성의 자기권계면
5. 자기권계면 연구와 대한민국의 우주 개발
참조

1. 개요

자기권계면은 태양풍과 행성 자기장의 상호작용으로 형성되는 경계면이다. 이 경계면은 태양풍의 압력과 행성 자기장의 자기 압력이 균형을 이루는 지점으로, 태양 활동에 따라 위치가 변동한다. 자기권계면은 행성 간 플라스마와 행성 자기장 영역을 구분하며, 자기 재결합과 같은 과정을 통해 에너지 교환이 일어난다. 자기권계면의 위치는 태양풍의 밀도와 속도, 행성 자기장의 세기에 따라 결정되며, 지구의 경우 태양 방향으로 6~15 지구 반경 내에 위치한다.

2. 자기권계면의 특징

대기권에서 압력이 무시될 때, 지구 자기권계면까지의 거리는 다음 공식을 통해 추정할 수 있다.

: $(\rho v^2)_{sw}\approx(\frac{4B(r)^2}{2\mu_0})_m$

(ρ와 v는 태양풍의 밀도와 속도, B (r)는 행성의 자기장 세기(si 단위, T, H/m), B0는 상수)

쌍극자 자기장의 힘이 1/r³의 거리로 변화하므로, 자기장 세기는 B(r) = B0/r³로 표현된다. 이를 통해 다음 방정식을 유도할 수 있다.

: $\rho v^2\approx\frac{2 B_0^2}{r^6\mu_0}$

최종적으로 r에 대해 정리하면,

: $r\approx\sqrt[6]{\frac{2 B_0^2}{\mu_0\rho v^2}}$

지구에서 자기권계면까지의 거리는 태양 활동에 따라 변하며, 보통 6-15 지구반경 내에 있다. 태양풍에 의해 뱃머리 충격파가 형성될 때 자기권계면 일부와 자기장이 상호작용한다.

2. 1. 형성 과정

우주 탐사 시대 이전에는 행성 간 공간이 진공 상태로 여겨졌다. 최초의 태양 플레어 관측과 1859년 지자기 폭풍의 일치는 플레어가 발생할 때 태양에서 플라스마가 방출된다는 증거였다. 채프먼(Chapman)과 페라로(Ferraro)^[2]^[3]^[4]^[5]는 플레어의 일부로 태양에서 플라스마가 폭발적으로 방출되어 지자기 폭풍으로 알려진 방식으로 행성의 자기장을 교란시킨다고 제안했다. 행성 간 매질에서 플라스마 내 입자의 충돌 빈도는 매우 낮고 전기 전도성은 매우 높아 무한 도체로 근사할 수 있다.

진공 상태의 자기장은 무한 전도성을 가진 부피를 관통할 수 없다. 채프먼과 바텔스(Bartels) (1940)^[1]는 그림과 같이 행성 쌍극자의 주간 쪽에 무한 전도성을 가진 판을 배치하는 것을 가정하여 이 개념을 설명했다. 주간 쪽의 자기력선은 구부러진다. 저위도에서는 자기력선이 안쪽으로 밀려 들어가고, 고위도에서는 자기력선이 뒤로 밀려나 극지방을 덮는다. 행성의 자기장(자기권)이 지배하는 영역과 행성 간 매질의 플라스마 사이의 경계는 자기권계면이다. 평평하고 무한히 전도성 있는 판에 해당하는 구성은 행성-태양선 상의 자기권계면까지 행성 쌍극자에서 두 배의 거리에 이미지 쌍극자(그림의 왼쪽에 있는 녹색 화살표)를 배치하여 얻어진다. 태양풍이 지속적으로 바깥쪽으로 흐르기 때문에 행성의 위, 아래, 측면의 자기권계면은 지자기 꼬리로 쓸려 들어간다. 행성의 자기력선이 안쪽으로 밀려 들어가는 것과 극지방을 넘어 뒤로 밀려나는 것을 분리하는 영역(그림에서 분홍색)은 약한 자기장 또는 주간 쪽 첨두부 영역이다. 태양풍 입자는 첨두부 영역을 통해 행성의 자기권으로 들어갈 수 있다. 태양 플레어뿐만 아니라 항상 태양풍이 존재하기 때문에 자기권계면은 자기장을 가진 모든 행성 근처 공간의 영구적인 특징이다.

행성의 자기장의 자기력선은 정지해 있지 않다. 이들은 자기 재결합이라는 과정에서 행성 간 자기장의 자기력선과 지속적으로 결합하거나 병합된다. 결합된 자기력선은 극지방을 넘어 행성 자기 꼬리로 쓸려 들어간다. 꼬리에서 행성 자기장의 자기력선이 다시 결합되어 행성의 야간 쪽으로 이동하기 시작한다. 이 과정의 물리학은 던기(Dungey) (1961)에 의해 처음 설명되었다.^[6] 따라서 이 과정은 현재 Dungey 주기라고 한다.

자기권계면이 진공 상태의 자기장과 약한 자기장이 내장된 플라스마 사이의 경계라고 가정하면, 자기권계면은 전자가 자기장 영역으로 1 자이로반경만큼 침투하는 전자 및 이온에 의해 정의될 것이다. 전자와 이온의 자이로 운동이 반대 방향으로 이루어지기 때문에 경계를 따라 전류가 흐른다. 실제 자기권계면은 훨씬 더 복잡하다.^[7]

2. 2. 자기력선 변형

우주 탐사 시대 이전에는 행성 간 공간이 진공 상태로 여겨졌다. 최초의 태양 플레어 관측과 1859년 지자기 폭풍의 발생은 플레어 현상 동안 태양에서 플라스마가 방출된다는 증거였다. 채프먼과 페라로^[2]^[3]^[4]^[5]는 플레어 현상의 일부로 태양에서 플라스마가 폭발적으로 방출되어 행성의 자기장을 교란시킨다고 제안했다. 행성 간 매질에서 플라스마 내 입자의 충돌 빈도는 매우 낮고 전기 전도성은 매우 높아 무한 도체로 간주할 수 있다.

진공 상태의 자기장은 무한 전도성을 가진 물체를 통과할 수 없다. 채프먼과 바텔스(1940)는^[1] 그림과 같이 행성 쌍극자의 낮 쪽에 무한 전도성을 가진 판을 배치하는 것을 가정하여 이 개념을 설명했다. 낮 쪽의 자기력선은 구부러진다. 저위도에서는 자기력선이 안쪽으로 밀려 들어가고, 고위도에서는 자기력선이 뒤로 밀려나 극지방을 덮는다. 행성의 자기장(자기권)이 지배하는 영역과 행성 간 매질의 플라스마 사이의 경계는 자기권계면이다. 평평하고 무한히 전도성 있는 판에 해당하는 구성은 행성-태양선 상의 자기권계면까지 행성 쌍극자에서 두 배의 거리에 이미지 쌍극자(개략도의 왼쪽에 있는 녹색 화살표)를 배치하여 얻어진다. 태양풍이 지속적으로 바깥쪽으로 흐르기 때문에 행성의 위, 아래, 측면의 자기권계면은 지자기 꼬리로 쓸려 들어간다. 행성의 자기력선이 안쪽으로 밀려 들어가는 것과 극지방을 넘어 뒤로 밀려나는 것을 분리하는 영역(개략도에서 분홍색으로 표시됨)은 약한 자기장 또는 낮 쪽 첨두부 영역이다. 태양풍 입자는 첨두부 영역을 통해 행성의 자기권으로 들어갈 수 있다. 태양 플레어뿐만 아니라 항상 태양풍이 존재하기 때문에 자기권계면은 자기장을 가진 모든 행성 근처 공간의 영구적인 특징이다.

행성의 자기장의 자기력선은 정지해 있지 않다. 이들은 자기 재결합이라고 하는 과정에서 행성 간 자기장의 자기력선과 지속적으로 결합하거나 병합된다. 결합된 자기력선은 극지방을 넘어 행성 자기 꼬리로 쓸려 들어간다. 꼬리에서 행성 자기장의 자기력선이 다시 결합되어 행성의 밤 쪽으로 이동하기 시작한다. 이 과정의 물리학은 던기(1961)에 의해 처음 설명되었다.^[6] 따라서 이 과정은 현재 Dungey 주기라고 한다.

자기권계면이 진공 상태의 자기장과 약한 자기장이 내장된 플라스마 사이의 경계라고 가정하면, 자기권계면은 전자가 자기장 영역으로 1 자이로반경만큼 침투하는 전자 및 이온에 의해 정의될 것이다. 전자와 이온의 자이로 운동이 반대 방향으로 이루어지기 때문에 경계를 따라 전류가 흐른다. 실제 자기권계면은 훨씬 더 복잡하다.^[7]

2. 3. 자기 재결합

^[1]

행성의 자기력선은 정지해 있지 않고, 자기 재결합이라는 과정을 통해 행성 간 자기장의 자기력선과 지속적으로 결합하거나 병합된다. 결합된 자기력선은 극지방을 넘어 행성 자기 꼬리로 쓸려 들어간다. 꼬리에서 행성 자기장의 자기력선이 다시 결합되어 행성의 야간 쪽으로 이동하기 시작한다. 이 과정은 Dungey (1961)에 의해 처음 설명되었으며,^[6] 현재는 Dungey 주기라고 불린다.

자기권계면은 진공 상태의 자기장과 약한 자기장이 내장된 플라스마 사이의 경계로, 전자와 이온에 의해 정의된다. 이들은 자기장 영역으로 1 자이로반경만큼 침투한다. 전자와 이온의 자이로 운동은 반대 방향으로 이루어지기 때문에 경계를 따라 전류가 흐른다. 실제 자기권계면은 훨씬 더 복잡하다.^[7]

3. 자기 권계면까지의 거리 계산

대기권에서 압력이 무시될 때, 지구에서 태양 방향 자기권계면까지의 거리를 추정할 수 있다. 자기권계면은 태양풍의 동적 램 압력과 지구 자기장의 자기 압력이 같아지는 지점이다.^[8]

이 거리는 태양 활동에 따라 변동하며, 보통 6~15 R $_{\oplus}$ 정도이다. 실제 태양풍 자료를 바탕으로 자기권계면 위치를 실시간 추정하는 모델도 있다.^[9]^[10] 활 충격파는 자기권계면보다 태양 쪽에 더 가까이 있는데, 태양풍이 자기권계면에 도달하기 전에 속도를 줄이고 방향을 바꾸는 역할을 한다.^[11]

3. 1. 거리 계산식

대기권에서 압력이 무시되는 경우, 지구의 부분(태양의 앞에 위치)에서 자기권계면까지의 거리를 추정할 수 있다. 자기권계면을 결정하는 조건은 태양풍에서 동적인 램 압력이 지구 자기장에서 자석 압력과 같다는 것이다.^[8]

:ρ와 v는 태양풍의 밀도와 속도이다.

:B (r)는 SI 단위 (T에 있는 B, H/m)에 있는 행성의 펼쳐져 있는 자기장의 세기이다.

쌍극자 자기장의 힘이 1/r^3의 거리로 변화하기 때문에 자기장 세기는 다음과 같이 쓸 수 있다.

:r를 위한 이 방정식을 유도하여 거리를 계산할 수 있다.

지구에서 태양 방향 자기권계면까지의 거리는 태양 활동에 따라 시간에 따라 변동하며, 일반적인 거리는 6~15 지구 반경 범위이다. 태양풍에 의해 뱃머리 충격파가 형성되어 앞으로 진행될 때, 자기권계면 일부와 자기장은 상호작용한다.^[9]^[10] 활 충격파는 자기권계면의 상류에 위치한다. 이것은 자기권계면에 도달하기 전에 태양풍 흐름을 감속시키고 방향을 바꾸는 역할을 한다.^[11]

3. 2. 거리 변동

지구에서 자기권계면까지의 거리는 태양 활동에 따라 변동하며, 일반적인 거리는 6~15 지구반경 범위이다.^[8] 태양풍에 의해 뱃머리 충격파가 형성되어 앞으로 진행될 때, 자기권계면 일부와 자기장은 상호작용한다. 자기권 내 입자들의 압력을 무시한다면, 태양을 향하는 자기권 부분까지의 거리를 추정하는 것이 가능하다. 이 위치를 결정하는 조건은 태양풍의 동적 램 압력이 지구의 자기장으로부터의 자기 압력과 같다는 것이다.

실제 태양풍 데이터를 사용하는 경험적 모델^[9]^[10]은 자기권계면의 위치를 실시간으로 추정할 수 있다. 활 충격파는 자기권계면의 상류에 위치하며, 자기권계면에 도달하기 전에 태양풍 흐름을 감속시키고 방향을 바꾸는 역할을 한다.^[11]

4. 태양계 행성의 자기권계면

태양계 자기권계면 개요^[12]
행성	번호	자기 모멘트 ^[13]	자기권계면 거리 ^[14]	관측된 자기권 크기^[15]	자기권 변동^[16]
-- 수성	1	0.0004	1.5	1.4	0
-- 금성	2	0	0	0	0
-- 지구	3	1	10	10	2
-- 화성	4	0	0	0	0
-- 목성	5	20000	42	75	25
-- 토성	6	600	19	19	3
-- 천왕성	7	50	25	18	0
-- 해왕성	8	25	24	24.5	1.5

금성과 화성은 행성 자기장이 없으며 자기권계면도 없다. 태양풍은 행성의 대기^[17]와 상호 작용하여 행성 뒤에 공간이 생성된다. 지구의 달과 자기장이나 대기가 없는 다른 천체의 경우, 천체의 표면이 태양풍과 상호 작용하여 천체 뒤에 공간이 생성된다.

5. 자기권계면 연구와 대한민국의 우주 개발

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참조

_[1] 서적 Geomagnetism, Vol. II Oxford Univ. Press 1940
_[2] 논문 A new theory of magnetic storms 1931
_[3] 논문 A new theory of magnetic storms 1931
_[4] 논문 A new theory of magnetic storms, II. The main phase 1933
_[5] 논문 The theory of the first phase of the geomagnetic storm 1940
_[6] 논문 Interplanetary Magnetic Field and the Auroral Zones http://prl.aps.org/ 2011-07-12
_[7] 서적 Physics of the Magnetopause Am. Geophys. Union 1992
_[8] 문서
_[9] 논문 Magnetopause shape as a bivariate function of interplanetary magnetic field Bz and solar wind Dynamic pressure
_[10] 논문 A new functional form to study the solar wind control of the magnetopause size and shape
_[11] 서적 Planetary sciences Cambridge University Press
_[12] 서적 'Planetary Magnetospheres,' in The Encyclopedia of the Solar System https://archive.org/[...] Academic Press 2006
_[13] 문서
_[14] 문서
_[15] 문서
_[16] 문서
_[17] 서적 Venus and Mars: Atmospheres, Ionospheres and Solar Wind Interactions, Geophysical Monograph Series, Volume 66 Am. Geophys. Union 1992

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