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코로나 질량 방출

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목차

1. 개요

코로나 질량 방출(CME)은 태양 대기에서 다량의 물질이 태양풍과 행성간 공간으로 방출되는 현상이다. 방출된 물질은 플라스마 형태로, 자기장 구조를 동반하며, 평균 질량은 1.6×1012 kg에 달한다. CME는 태양 플레어보다 지구 자기장에 더 큰 영향을 미칠 수 있으며, 지자기 폭풍, 오로라, 전리층 교란, 방사선 영향 등을 유발한다. CME는 태양 주기와 관련되어 발생 빈도가 변동하며, 1971년 최초로 광학 관측이 이루어졌다. 2019년 연구에서는 향후 10년 안에 캐링턴급 폭풍이 지구에 발생할 확률을 추정하기도 했다. 다른 별에서도 CME가 관측된 사례가 있다.

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코로나 질량 방출
개요
코로나 질량 방출의 예
코로나 질량 방출의 예
유형태양 활동
관련 현상태양 플레어
자기 재결합
특징
속도20 ~ 3200 km/s
일반적인 속도489 km/s
질량10^12 ~ 10^16 kg
에너지10^23 ~ 10^26 J
발생 빈도태양 활동 극대기에는 하루에 평균 2 ~ 3회
지구 도달 시간1 ~ 5일
영향
지구 자기장지자기 폭풍 유발
인공 위성오작동 및 수명 단축 가능성 증가
전력망대규모 정전 유발 가능성
무선 통신교란
우주 비행사방사선 피폭 위험 증가
추가 정보
발견1971년, 리처드 투티

2. 물리적 특징

코로나 질량 방출(CME)은 태양 대기에서 태양풍과 행성간 공간으로 많은 양의 물질을 방출하는 현상이다. 방출되는 물질은 주로 전자와 양성자로 구성된 플라스마 상태이다.

1970년대 스카이랩 계획에 탑재된 코로나그래프를 통해 처음 발견되었다. 초기에는 태양 플레어에 의한 폭풍으로 여겨졌으나, 이후 연구를 통해 대규모 질량이 태양에서 방출되는 현상임이 밝혀졌다.

태양 플레어와 함께 방출되는 경우가 많지만, 먼저 발생하거나 독립적으로 발생하는 경우도 있다. 최근 요코 위성의 X선 관측 결과, 약한 X선 데이터에서도 플레어와 유사한 거대한 X선 아케이드 구조가 발견되어, 두 현상 사이에 연관성이 있을 것으로 추정된다.

두 현상은 공통적으로 태양 자기장의 영향, 즉 돌발적인 자기 유체 에너지 방출 현상에 기인한다. 태양 자기 에너지가 전자기 방사 에너지로 변환되면 태양 플레어, 역학적 운동 에너지로 변환되면 코로나 질량 방출이 된다고 볼 수 있다.

행성 간 공간에서 코로나 질량 방출은 규모와 에너지가 매우 크며, 고온의 플라스마와 상대론적인 고에너지 물질의 집합체이다. 방출된 플라스마는 통상적인 태양풍보다 빠르게 퍼져나가며, CME에 의해 압축된 공간에서 발생하는 충격면의 속도는 초속 700km에서 800km에 달하기도 한다.

방출 각도는 50도 정도로 시간 변화가 크지 않으며, 태양으로부터 멀어질수록 CME의 크기는 자기상사적으로 커진다. 전체 운동 에너지는 1029에서 1032 에르그 정도로, 태양 플레어의 에너지와 맞먹는다.

CME는 바깥쪽 루프 또는 쉘 구조, 안쪽 홍염, 중간 공동으로 이루어진 3부 구조를 띈다.

CME는 행성 간 공간에서 태양풍과 상호 작용하여 속도가 변하며, 지구 근처에서는 초속 300km에서 800km 정도로 가감속된다. 태양풍과의 상호 작용으로 충격파를 형성한 CME는 ICME(Interplanetary CME, 행성 간 코로나 질량 방출)라고도 불린다.

ICME의 나선형 자기 로프가 자기권에 충돌하면 지자기 변동이 발생하기 때문에, 태양 플레어보다 지구 자기장에 미치는 영향이 더 크다는 주장도 있다.[12]

2. 1. 질량

코로나 질량 방출로 방출되는 물질은 전자와 양성자로 구성된 플라스마이며, 평균 방출 질량은 1600000000000kg이다. 그러나 코로나그래프 측정은 2차원 데이터만 제공하므로, 실제 질량은 이보다 더 클 수 있다. 방출되는 질량은 1012 kg (10억 톤, 지구 무게의 약 6조 분의 1)에 달한다.

2. 2. 자기장

코로나 질량 방출(CME)로 방출된 물질은 자기장 안에 포함된 전자와 양성자로 구성된 플라스마이다. 이 자기장은 일반적으로 나선 자기장, 즉 변화하는 피치 각을 가진 나선 자기장의 형태를 띤다. 겹쳐진 자기장에 의해 평형을 유지되는, 코로나의 강하게 꼬이거나 전단된 대규모 자기장 구조에서 분출된다.[2]

방출된 플라스마는 통상적인 태양풍의 속도(초속 400km)보다 빠르게 퍼져나가며, CME에 의해 압축된 공간에서 발생하는 충격면(일반적으로 CME의 전면)의 속도는 초속 700km에서 800km에 달하는 경우도 있다.[7]

특히 홍염 근방의 자기 구조가 나선형을 이루고 있기 때문에, 행성 간 공간 교란(interplanetary disturbance)을 일으키고, 이것이 지구 자기권에 충돌하면 큰 지자기 변동이 유발된다. 나선형의 자속관이 분출되는 모습을 볼 수 있으며, 행성 간 공간에 전파됨으로써 자기 로프 등을 형성한다.[9]

플라스마 중의 헬륨 비율은 통상적인 태양풍보다 높다. 또한 플라스마의 자기장은 포스 프리 상태(로렌츠 힘이 0인 상태)이며, 나선형의 루프 구조를 이루고 있다.[11]

3. 발생 원인

광구에서 솟아오르는 자기장의 단순화된 모델


코로나 질량 방출(CME)은 태양 표면인 광구에서 자기장이 상승하여 하부 태양 대기로 확장될 때, 쌍극자 구성으로 분포되어 농축된 자기 선속의 국소 영역, 즉 활동 영역을 형성하면서 시작된다. 시간이 지남에 따라 농축된 자기 선속은 태양 표면에 걸쳐 소멸되고 흩어져서, 과거 활동 영역의 잔해와 합쳐져 조용한 태양의 일부가 된다. 분출 전 CME 구조는 이러한 영역의 성장 및 쇠퇴의 다양한 단계에서 존재할 수 있지만, 항상 극성 반전선(PIL)을 넘어 존재한다. 극성 반전선(PIL)은 자기장의 수직 성분 부호가 반전되는 경계를 의미한다. PIL은 활동 영역 내부, 주변, 사이에 존재하거나 활동 영역 잔해 사이에 조용한 태양에서 형성될 수 있다. 더 복잡한 자기 선속 구성도 분출 전 구조를 가질 수 있다.[1][2]

일부 분출 전 구조는 전단이 축적됨에 따라 S자 또는 역 S자 모양을 띤다. 이는 활동 영역 코로나 루프와 순방향 S자형 시그모이드가 남반구에서 더 흔하고 역 S자형 시그모이드가 북반구에서 더 흔한 필라멘트에서 관찰되었다.[3][4]

일부 분출 전 구조는 주변 코로나 플라즈마보다 훨씬 더 차가운 물질로 구성된 홍염을 포함하는 것으로 관찰되었다. 홍염은 분출 전 구조의 일부를 구성할 수 있는 홍염 공동 또는 필라멘트 채널이라고 하는 자기장 구조에 포함되어 있다.

코로나 질량 방출에 관한 해결되지 않은 문제는, 천문학상 태양이 자기 폭풍으로 이어지는 코로나 질량 방출의 강한 남향 자기장을 어떻게 생성하는가이다.

코로나 질량 방출(CME)은 1970년대 스카이랩에 탑재된 코로나그래프에 의해 처음 발견되었지만, 당시에는 태양 플레어에 따른 폭풍이 아닌가 생각되어 코로나 과도 현상이라고 불렸다. 그러나 상세한 연구를 통해 단순한 폭풍이 아닌 대규모 질량이 태양에서 방출된다는 것이 밝혀져 현재와 같이 코로나 질량 방출이라고 불리게 되었다.

태양 플레어와 함께 방출되는 경우가 많지만, 태양 플레어보다 먼저 일어나거나 독립적으로 발생하는 경우도 약 절반이다. 이 때문에 두 현상 사이에 인과 관계가 없는 것처럼 생각될 수 있다. 그러나 태양 관측 위성 요코의 X선 관측에 의한 최근 연구에서는 강도가 약한 X선 데이터를 정밀하게 분석하면, 통상적인 플레어와 매우 유사한 거대한 X선 아케이드 구조가 관찰되어, 플레어와 어떤 관계가 있을 것으로 추측된다.

즉, 돌발적인 자기 에너지 방출(≒플레어)에 의해 거대한 X선 아케이드도 생기기 때문에, 대부분의 CME에서는 거대한 X선 아케이드 현상과 함께 발생하므로 플레어와 인과 관계가 있다고 할 수 있다.

두 현상은 공통 원인인 '태양 자기장의 영향(돌발적 자기 유체 에너지 방출 현상)'에 기인한다. 태양의 자기 에너지가 방출되어 전자기 방사 에너지로 변환되는 것이 태양 플레어, 역학적인 운동 에너지로 변환되는 것이 코로나 질량 방출이라고 할 수 있다.

관측에 따르면, 행성 간 공간에서의 규모는 매우 크고, 에너지적으로도 높으며, 고온의 플라즈마 및 상대론적인 고에너지 물질의 집합체이다.

방출된 플라즈마는 통상적인 태양풍의 속도(- 400km/sec)보다 빠르게 퍼져나가며, CME에 의해 압축된 공간에서 발생하는 충격면(일반적으로 CME의 전면)의 속도는 700km/sec - 800km/sec에 달하는 경우도 있다.

방출되는 질량은 1012 kg(지구 무게의 약 6조 분의 1에 해당)에 달하며, 속도는 초속 30킬로미터에서 3000킬로미터, 태양에서 CME가 방출되는 각도는 50도 정도로 시간 변화가 크지 않으며, 이 때문에 태양으로부터 거리가 멀어지면 CME의 크기는 자기상사적으로 커진다. 또한, 전체 운동 에너지는 1029에서 1032 에르그 정도이며, 이는 태양 플레어의 에너지와 동등한 수준이다.

CME는 3부 구조(three-part structure)를 이루고 있으며, 외측이 루프 또는 쉘 구조, 내측이 홍염, 그 중간이 공동이라는 계층 구조를 이루고 있다. 특히 홍염 근방의 자기 구조가 나선형을 이루고 있기 때문에, 행성 간 공간 교란(interplanetary disturbance)을 일으키고, 이것이 지구 자기권에 충돌하면, 큰 지자기 변동이 유발된다. 위 영상으로부터 나선형의 자속관이 분출되는 모습을 볼 수 있으며, 행성 간 공간에 전파됨으로써, 자기 로프 등을 형성하는 것이다.

CME는 행성 간 공간에서 태양풍과 상호 작용을 하기 때문에, 초속도는 30에서 3000킬로미터로 다양하지만, 지구 근방에서는 초속 300에서 800킬로미터 정도로 가감속된다. 이 때문에, 이 태양풍과의 상호 작용에 의해 충격파를 형성한 CME는 ICME(Interplanetary CME, 행성 간 코로나 질량 방출)라고도 불린다. 전방의 충격파와 ICME 본체의 플라즈마의 중간 영역에서는 고온 고밀도의 상태가 되어 있으며, 플라즈마 중의 헬륨 비율은 통상적인 태양풍보다 높게 되어 있다. 또한 플라즈마의 자기장은 포스 프리 상태(로렌츠 힘이 0인 상태)가 되어 있으며, 나선형의 루프 구조를 이루고 있다.

특히 태양 플레어보다 지구 자기장에 미치는 영향이 크다고 여겨지며, 지자기 변동의 원인인 남향 자기장은 위에 언급한 바와 같이 ICME(CME의 종착)의 나선형 자기 로프(헬리컬하게 꼬인 자속관)가 자기권에 충돌함으로써 유발되기 때문에, 직접적인 피해는 태양 플레어에 비해 이쪽이 더 크다는 주장이 고슬링(J. T. Gosling)에 의해 제기되고 있다(플레어 신화 비판).

3. 1. 자기 에너지

코로나 질량 방출(CME)은 국소 자기장과 관련된 과정이 다른 과정보다 우세한 하부 코로나에서 분출된다. 결과적으로 코로나 자기장은 CME의 형성과 분출에 중요한 역할을 한다. 분출 전 구조는 태양 다이너모에 의해 태양 내부에서 처음 생성된 자기장에서 시작된다. 이 자기장은 태양 표면인 광구로 상승하여 고도로 집중된 자기 선속의 국소 영역을 형성하고 활동 영역을 형성하는 하부 태양 대기로 확장될 수 있다. 광구에서 활동 영역 자기 선속은 종종 쌍극자 구성으로 분포되는데, 즉 자기장이 아치형으로 교차하는 두 개의 인접한 반대 자기 극성을 가진 영역이다.[1][2]

분출 전 CME 구조가 발달하기 위해서는 많은 양의 에너지가 저장되어 쉽게 방출될 수 있어야 한다. 하부 코로나에서 자기장 과정이 우세하기 때문에 대부분의 에너지는 자기 에너지로 저장되어야 한다. 분출 전 구조에서 자유롭게 방출될 수 있는 자기 에너지는 해당 구조의 ''자기 자유 에너지'' 또는 ''비전위 에너지''라고 하며, 기본 광구 자기 선속 분포가 이론적으로 가질 수 있는 가장 낮은 에너지 자기 구성, 즉 전위장 상태와 비교하여 구조의 자기 구성에 의해 저장된 과도한 자기 에너지이다. 떠오르는 자기 선속과 구조의 발단점을 지속적으로 이동시키는 광구의 움직임은 코로나 자기장에 비틀림 또는 전단으로 자기 자유 에너지가 축적되도록 할 수 있다.[7]

전류와 자기 자유 에너지를 운반할 수 있는 비틀리고 전단된 자기 선속 튜브인 자기 선속 로프는 분출 후 CME 구조의 필수적인 부분이다. 그러나 선속 로프가 항상 분출 전 구조에 존재하는지, 아니면 강하게 전단된 코어 필드에서 분출 동안 생성되는지는 논쟁의 대상이다.[7][5]

3. 2. 자기 선속 로프

CME는 하부 코로나에서 국소 자기장과 관련된 과정이 다른 과정보다 우세할 때 분출된다. 코로나 자기장은 CME의 형성과 분출에 중요한 역할을 한다. 분출 전 구조는 태양 다이너모에 의해 태양 내부에서 처음 생성된 자기장에서 시작된다. 이 자기장은 태양 표면인 광구로 상승하여 고도로 집중된 자기 선속의 국소 영역을 형성하고 활동 영역을 형성하는 하부 태양 대기로 확장될 수 있다. 광구에서 활동 영역 자기 선속은 종종 쌍극자 구성으로 분포되는데, 이는 자기장이 아치형으로 교차하는 두 개의 인접한 반대 자기 극성을 가진 영역이다. 시간이 지남에 따라 집중된 자기 선속은 태양 표면에 걸쳐 소멸되고 분산되어 과거 활동 영역의 잔해와 합쳐져 조용한 태양의 일부가 된다. 분출 전 CME 구조는 이러한 영역의 성장 및 쇠퇴의 다양한 단계에서 존재할 수 있지만, 항상 극성 반전선(PIL), 즉 자기장의 수직 성분의 부호가 반전되는 경계를 넘어 존재한다. PIL은 활동 영역 내, 주변, 사이에 존재하거나 활동 영역 잔해 사이에 조용한 태양에서 형성될 수 있다. 사중극 필드와 같이 더 복잡한 자기 선속 구성도 분출 전 구조를 가질 수 있다.[1][2]

분출 전 CME 구조가 발달하기 위해서는 많은 양의 에너지가 저장되어 쉽게 방출될 수 있어야 한다. 하부 코로나에서 자기장 과정이 우세하기 때문에 대부분의 에너지는 자기 에너지로 저장되어야 한다. 분출 전 구조에서 자유롭게 방출될 수 있는 자기 에너지는 해당 구조의 ''자기 자유 에너지'' 또는 ''비전위 에너지''라고 하며, 기본 광구 자기 선속 분포가 이론적으로 가질 수 있는 가장 낮은 에너지 자기 구성, 즉 전위장 상태와 비교하여 구조의 자기 구성에 의해 저장된 과도한 자기 에너지이다. 떠오르는 자기 선속과 구조의 발단점을 지속적으로 이동시키는 광구의 움직임은 코로나 자기장에 비틀림 또는 전단으로 자기 자유 에너지가 축적되도록 할 수 있다.[7] 일부 분출 전 구조는 전단이 축적됨에 따라 ''S''자 또는 역 ''S''자 모양을 띤다. 이는 활동 영역 코로나 루프와 순방향 ''S''자형 시그모이드가 남반구에서 더 흔하고 역 ''S''자형 시그모이드가 북반구에서 더 흔한 필라멘트에서 관찰되었다.[3][4]

전류와 자기 자유 에너지를 운반할 수 있는 비틀리고 전단된 자기 선속 튜브인 자기 선속 로프는 분출 후 CME 구조의 필수적인 부분이다. 그러나 선속 로프가 항상 분출 전 구조에 존재하는지 또는 강하게 전단된 코어 필드에서 분출 동안 생성되는지는 논쟁의 대상이다.[7][5]

4. 진화 과정

코로나 질량 방출(CME)의 초기 진화는 코로나에서 분출 전 구조로부터 시작되어 가속되는 과정을 포함하지만, 관측 증거 부족으로 인해 자세한 과정은 알려져 있지 않다.[5]

CME는 하부 코로나에서 국소 자기장과 관련된 과정이 다른 과정보다 우세할 때 분출된다. 코로나 자기장은 CME의 형성과 분출에 중요한 역할을 하며, 분출 전 구조는 태양 다이너모에 의해 태양 내부에서 생성된 자기장에서 시작된다. 이 자기장은 광구로 상승하여 집중된 자기 선속의 국소 영역을 형성하고, 활동 영역을 형성하는 하부 태양 대기로 확장될 수 있다.[1]

CME는 행성 간 공간에서 태양풍과 상호 작용하며 초속 30km/s에서 3000km/s로 속도가 다양하지만, 지구 근방에서는 300km/s에서 800km/s 정도로 가감속된다. 태양풍과의 상호 작용으로 충격파를 형성한 CME를 ICME(Interplanetary CME, 행성 간 코로나 질량 방출)라고 부르며, 전방 충격파와 ICME 본체 플라스마 사이 영역은 고온, 고밀도 상태이고 헬륨 비율이 높다. 플라스마의 자기장은 로렌츠 힘이 0인 포스 프리 상태이며, 나선형 루프 구조를 이룬다.[9]

관측에 따르면 ICME는 규모가 매우 크고 에너지도 높으며, 고온 플라스마 및 상대론적 고에너지 물질의 집합체이다. 방출된 플라스마는 통상적인 태양풍보다 빠르게 퍼져나가며, CME에 의해 압축된 공간에서 발생하는 충격면(CME 전면)의 속도는 700-800km/s에 달하기도 한다.

방출 질량은 1000000000000kg (지구 무게의 약 6조 분의 1)이며, 방출 각도는 50도 정도로 시간 변화가 크지 않아 태양으로부터 멀어질수록 자기상사적으로 커진다. 운동 에너지는 에서 정도이며, 태양 플레어의 에너지와 동등한 수준이다.

발사되는 태양 필라멘트의 비디오


CME는 3부 구조(바깥쪽 루프/쉘 구조, 안쪽 홍염, 중간 공동)를 이루며, 특히 홍염 근방의 자기 구조가 나선형이라 행성 간 공간 교란을 일으키고 지구 자기권에 충돌하면 큰 지자기 변동을 유발한다. 위 영상은 나선형 자속관이 분출되어 행성 간 공간에 전파되면서 자기 로프 등을 형성하는 모습을 보여준다.

4. 1. 초기 단계

코로나 질량 방출(CME)은 1970년대 스카이랩 계획에 탑재된 코로나그래프를 통해 처음 발견되었다. 당시에는 태양 플레어에 의한 폭풍으로 여겨져 '코로나 과도 현상'으로 불렸으나, 이후 연구를 통해 대규모 질량이 태양에서 방출되는 현상임이 밝혀져 현재의 명칭으로 불리게 되었다.

CME는 태양 플레어와 함께 발생하는 경우가 많지만, 태양 플레어보다 먼저 발생하거나 독립적으로 발생하기도 한다. 최근 요코 위성의 X선 관측에 따르면, 약한 X선 데이터 분석 결과 일반적인 플레어와 유사한 거대한 X선 아케이드 구조가 관찰되어 플레어와 관련이 있을 것으로 추정된다.

결론적으로, CME와 태양 플레어는 공통적으로 '태양 자기장의 영향(돌발적 자기 유체 에너지 방출 현상)'에 의해 발생한다. 태양의 자기 에너지가 방출될 때 전자기 방사 에너지로 변환되면 태양 플레어, 운동 에너지로 변환되면 CME가 된다고 볼 수 있다.

4. 1. 1. 시작 메커니즘

CME는 국소 자기장과 관련된 과정이 다른 과정보다 우세한 하부 코로나에서 분출된다. 결과적으로 코로나 자기장은 CME의 형성과 분출에 중요한 역할을 한다. 분출 전 구조는 태양 다이너모에 의해 태양 내부에서 처음 생성된 자기장에서 시작된다. 이러한 자기장은 태양 표면인 광구로 상승하여 고도로 집중된 자기 선속의 국소 영역을 형성하고 활동 영역을 형성하는 하부 태양 대기로 확장될 수 있다. 광구에서 활동 영역 자기 선속은 종종 쌍극자 구성으로 분포되는데, 이는 자기장이 아치형으로 교차하는 두 개의 인접한 반대 자기 극성을 가진 영역이다.[1][2]

분출 전 CME 구조가 발달하기 위해서는 많은 양의 에너지가 저장되어 쉽게 방출될 수 있어야 한다. 하부 코로나에서 자기장 과정이 우세하기 때문에 대부분의 에너지는 자기 에너지로 저장되어야 한다. 분출 전 구조에서 자유롭게 방출될 수 있는 자기 에너지는 해당 구조의 ''자기 자유 에너지'' 또는 ''비전위 에너지''라고 하며, 기본 광구 자기 선속 분포가 이론적으로 가질 수 있는 가장 낮은 에너지 자기 구성, 즉 전위장 상태와 비교하여 구조의 자기 구성에 의해 저장된 과도한 자기 에너지이다. 떠오르는 자기 선속과 구조의 발단점을 지속적으로 이동시키는 광구의 움직임은 코로나 자기장에 비틀림 또는 전단으로 자기 자유 에너지가 축적되도록 할 수 있다.[7]

전류와 자기 자유 에너지를 운반할 수 있는 비틀리고 전단된 자기 선속 튜브인 자기 선속 로프는 분출 후 CME 구조의 필수적인 부분이다. 그러나 선속 로프가 항상 분출 전 구조에 존재하는지 또는 강하게 전단된 코어 필드에서 분출 동안 생성되는지는 진행 중인 논쟁의 대상이다.[7][5]

CME의 시작은 분출을 유발하기 위해 에너지를 방출할 수 있는 평형 상태의 사전 분출 구조가 비평형 또는 준안정 상태로 들어갈 때 발생한다. CME 시작과 관련된 구체적인 과정에 대해서는 논쟁이 있으며, 이러한 현상을 설명하기 위해 물리적 추측에 기반한 다양한 모델이 제안되었다. 게다가, 서로 다른 CME는 서로 다른 과정에 의해 시작될 수 있다.[5][13]

시작 전에 자기 플럭스 로프가 존재하는지 여부는 알려져 있지 않다. 이 경우 이상적인 또는 비이상적인 자기유체역학(MHD) 과정이 이 플럭스 로프의 방출을 유발하거나, 비이상적인 과정에 의해 분출 중에 플럭스 로프가 생성된다.[6][9] 이상적인 MHD 하에서, 시작은 기존 플럭스 로프를 따라 이상적인 불안정성 또는 파국적인 평형 손실을 포함할 수 있다.[7]

  • '''킨크 불안정성'''은 자기 플럭스 로프가 임계점에 이를 때 발생하며, 이 지점에서 플럭스 로프는 더 이상 꼬임에 불안정해진다.
  • '''토러스 불안정성'''은 플럭스 로프 위에 있는 아케이드의 자기장 세기가 높이에 따라 빠르게 감소할 때 발생한다. 이러한 감소가 충분히 빠르면, 플럭스 로프는 추가 팽창에 불안정해진다.[8]
  • '''파국 모델'''은 파국적인 평형 손실을 포함한다.


비이상적인 MHD 하에서, 시작 메커니즘은 저항성 불안정성 또는 자기 재결합을 포함할 수 있다.

  • '''테더 절단''' 또는 '''플럭스 소멸'''은 아케이드의 반대쪽에 있는 거의 역평행한 자기력선이 전류 시트를 형성하고 서로 재결합할 때 강하게 전단된 아케이드에서 발생한다. 이것은 나선형 플럭스 로프를 형성하거나 이미 존재하는 플럭스 로프가 성장하고 축이 상승하게 할 수 있다.
  • '''자기 브레이크아웃 모델'''은 중앙 플럭스 시스템 위에 널 포인트를 가진 초기 사중극 자기 토폴로지로 구성된다. 전단 운동으로 인해 이 중앙 플럭스 시스템이 상승함에 따라, 널 포인트가 전류 시트를 형성하고 코어 플럭스 시스템이 겹치는 자기장과 재결합한다.[9]

4. 1. 2. 가속

초기 방출 이후, 코로나 질량 방출(CME)은 하부 코로나를 통과하며 다양한 힘의 영향을 받는다. 늘어나는 스트래핑 자기장으로 인해 작용하는 하향 자기장 인장력과, 덜하지만 태양의 중력은 코어 CME 구조의 이동에 반대한다.[9][7]

대부분의 CME 현상에서 가속도는 코어 아래에서 광구에 연결된 스트래핑 자기장의 연결을 끊는 자기 재결합과, 이 재결합으로부터의 유출이 코어를 위로 밀어 올림으로써 제공된다. 초기 상승이 발생할 때, 상승하는 코어 아래 스트래핑 자기장의 반대쪽은 서로 거의 반평행으로 정렬되고, PIL 위에 전류 시트를 형성하기 위해 함께 모인다. 빠른 자기 재결합은 미세한 불안정성에 의해 전류 시트를 따라 자극될 수 있으며, 이로 인해 저장된 자기 에너지가 운동 에너지, 열 에너지 및 비열 에너지로 빠르게 방출된다. 자기장의 재구성은 스트래핑 자기장의 광구로의 연결을 끊어 하향 자기장 인장력을 감소시키는 동시에, 상향 재결합 유출은 CME 구조를 위로 밀어 올린다. 정(플러스) 피드백 루프가 발생하여 코어가 위로 밀려 올라가고 스트래핑 자기장의 측면이 더욱 가까워져 추가적인 자기 재결합과 상승을 생성한다. 상향 재결합 유출이 코어를 가속시키는 동안, 때때로 동시 하향 유출은 CME와 관련된 다른 현상의 원인이 되기도 한다.[9][7]

중요한 자기 재결합이 발생하지 않는 경우, 이상 MHD 불안정성 또는 태양풍으로부터의 끌림 힘이 이론적으로 CME를 가속할 수 있다. 그러나 충분한 가속도가 제공되지 않으면, CME 구조는 '실패' 또는 '제한된 폭발'이라고 불리는 현상으로 다시 하강할 수 있다.[9][7]

4. 2. 코로나에서의 특징

CME(코로나 질량 방출)는 하부 코로나에서 국소 자기장과 관련된 과정이 다른 과정보다 우세할 때 분출된다. 코로나 자기장은 CME의 형성과 분출에 중요한 역할을 한다. 분출 전 구조는 태양 다이너모에 의해 태양 내부에서 처음 생성된 자기장에서 시작된다. 이 자기장은 태양 표면인 광구로 상승하여 고도로 집중된 자기 선속의 국소 영역을 형성하고 활동 영역을 형성하는 하부 태양 대기로 확장될 수 있다.[1]

광구에서 활동 영역 자기 선속은 종종 쌍극자 구성으로 분포하는데, 이는 자기장이 아치형으로 교차하는 두 개의 인접한 반대 자기 극성을 가진 영역이다. 시간이 지남에 따라 집중된 자기 선속은 태양 표면에 걸쳐 소멸되고 분산되어 과거 활동 영역의 잔해와 합쳐져 조용한 태양의 일부가 된다. 분출 전 CME 구조는 이러한 영역의 성장 및 쇠퇴의 다양한 단계에서 존재할 수 있지만, 항상 극성 반전선(PIL), 즉 자기장의 수직 성분의 부호가 반전되는 경계를 넘어 존재한다. PIL은 활동 영역 내, 주변, 사이에 존재하거나 활동 영역 잔해 사이에 조용한 태양에서 형성될 수 있다. 사중극 필드와 같이 더 복잡한 자기 선속 구성도 분출 전 구조를 가질 수 있다.[2]

분출 전 CME 구조가 발달하기 위해서는 많은 양의 에너지가 저장되어 쉽게 방출될 수 있어야 한다. 하부 코로나에서 자기장 과정이 우세하기 때문에 대부분의 에너지는 자기 에너지로 저장되어야 한다. 분출 전 구조에서 자유롭게 방출될 수 있는 자기 에너지는 해당 구조의 ''자기 자유 에너지'' 또는 ''비전위 에너지''라고 하며, 기본 광구 자기 선속 분포가 이론적으로 가질 수 있는 가장 낮은 에너지 자기 구성, 즉 전위장 상태와 비교하여 구조의 자기 구성에 의해 저장된 과도한 자기 에너지이다. 떠오르는 자기 선속과 구조의 발단점을 지속적으로 이동시키는 광구의 움직임은 코로나 자기장에 비틀림 또는 전단으로 자기 자유 에너지가 축적되도록 할 수 있다.[7] 일부 분출 전 구조는 전단이 축적됨에 따라 ''S''자 또는 역 ''S''자 모양을 띤다. 이는 활동 영역 코로나 루프와 순방향 ''S''자형 시그모이드가 남반구에서 더 흔하고 역 ''S''자형 시그모이드가 북반구에서 더 흔한 필라멘트에서 관찰되었다.[3][4]

전류와 자기 자유 에너지를 운반할 수 있는 비틀리고 전단된 자기 선속 튜브인 자기 선속 로프는 분출 후 CME 구조의 필수적인 부분이다. 그러나 선속 로프가 항상 분출 전 구조에 존재하는지, 아니면 강하게 전단된 코어 필드에서 분출 동안 생성되는지는 논쟁의 대상이다.[7][5]

일부 분출 전 구조는 주변 코로나 플라즈마보다 훨씬 더 차가운 물질로 구성된 홍염을 포함하는 것으로 관찰되었다. 홍염은 분출 전 구조의 일부를 구성할 수 있는 홍염 공동 또는 필라멘트 채널이라고 하는 자기장 구조에 포함되어 있다.

CME는 1970년대 스카이랩에 탑재된 코로나그래프에 의해 처음 발견되었는데, 당시에는 태양 플레어에 따른 폭풍이 아닌가 생각되어 코로나 과도 현상(coronal transient)이라고 불렸다. 그러나 상세한 연구를 통해 단순한 폭풍이 아닌 대규모 질량이 태양에서 방출된다는 것이 밝혀져 현재와 같이 코로나 질량 방출이라고 불리게 되었다.

CME는 3부 구조(three-part structure)를 이루고 있으며, 바깥쪽이 루프 또는 쉘 구조, 안쪽이 홍염, 그 중간이 공동이라는 계층 구조를 이루고 있다. 특히 홍염 근방의 자기 구조가 나선형을 이루고 있기 때문에, 행성 간 공간 교란(interplanetary disturbance)을 일으키고, 이것이 지구 자기권에 충돌하면 큰 지자기 변동이 유발된다.

4. 2. 1. 분출 홍염

코로나 질량 방출(CME) 발생 전 구조에 내장된 홍염은 분출 홍염으로서 CME와 함께 분출될 수 있다. 분출 홍염은 모든 CME의 최소 70%와 관련이 있으며,[12] 종종 CME 플럭스 로프의 기저부에 내장되어 있다. 백색광 코로나그래프에서 관찰할 때, 분출 홍염 물질이 존재한다면 밀도가 높은 물질의 관찰된 밝은 코어에 해당한다.[13]

4. 2. 2. 태양 플레어

코로나 질량 방출(CME)의 초기 단계는 낮은 코로나에서 관찰되는 홍염 분출이나 태양 플레어와 같은 다른 태양 현상과 관련이 있는 경우가 많다. 관측되는 특징이 없는 CME는 '스텔스 CME'라고 불리기도 한다.[10][11]

일부 CME 발생 전 구조에 포함된 홍염은 CME와 함께 분출될 수 있다. 이러한 분출 홍염은 전체 CME의 최소 70%에서 나타나며,[12] 주로 CME 플럭스 로프의 아래쪽에 위치한다. 백색광 코로나그래프로 관측했을 때, 분출하는 홍염 물질이 있다면 밀도가 높은 물질이 밝게 보이는 코어 부분에 해당한다.[13]

상승하는 CME 코어 구조의 전류판에서 자기 재결합이 일어나면, 아래쪽 루프와 충돌하는 하향 재결합 유출이 발생하여 뾰족한 모양의 2-리본 태양 플레어를 형성할 수 있다.

CME 분출은 극자외선 영상 망원경(EIT)에서 'EIT 파동'으로, 채층에서 관찰할 때는 '모튼 파동'으로 알려진 EUV 파동을 일으키기도 한다. 이는 CME 발생 지점에서 방출되는 빠른 모드의 자기유체역학(MHD) 파동 전면이다.[5][7]

태양 플레어와 함께 발생하는 경우가 많지만, 태양 플레어보다 먼저 나타나거나 독립적으로 발생하는 경우도 절반 정도 된다. 따라서 두 현상 사이에 인과관계가 없을 수도 있다고 생각할 수 있다. 그러나 태양 관측 위성 요코의 X선 관측을 통한 최근 연구에 따르면, 약한 강도의 X선 데이터를 정밀하게 분석했을 때 일반적인 플레어와 매우 유사한 거대한 X선 아케이드 구조가 관찰되어 플레어와 모종의 관계가 있을 것으로 추정된다.

즉, 돌발적인 자기 에너지 방출(플레어와 유사)에 의해 거대한 X선 아케이드가 생성되기 때문에, 대부분의 CME는 거대한 X선 아케이드 현상과 함께 발생하며, 따라서 플레어와 인과관계가 있다고 볼 수 있다.

결국 두 현상은 '태양 자기장의 영향(돌발적인 자기 유체 에너지 방출 현상)'이라는 공통 원인에서 비롯된다. 태양의 자기 에너지가 방출되어 전자기 복사 에너지로 변환되는 것이 태양 플레어이고, 역학적 운동 에너지로 변환되는 것이 코로나 질량 방출이라고 할 수 있다.

특히 지구 자기장에 미치는 영향은 태양 플레어보다 CME가 더 크다고 여겨진다. 지자기 요란의 원인인 남향 자기장은 앞서 언급한 ICME(CME의 최종 단계)의 나선형 자기 로프(나선형으로 꼬인 자속관)가 자기권에 충돌하면서 발생하기 때문에, 직접적인 피해는 태양 플레어보다 CME가 더 크다는 주장이 고슬링(J. T. Gosling)에 의해 제기되었다(플레어 신화 비판).

4. 2. 3. EUV 파동 및 코로나 딤밍

CME(코로나 질량 방출) 분출은 극자외선 영상 망원경 이후 'EIT 파동'으로, 또는 채층에서 관찰될 때 '모튼 파동'으로 알려진 EUV 파동을 생성할 수 있는데, 이는 CME 지점에서 방출되는 고속 모드 MHD 파동 전면이다.[5][7]

코로나 딤밍은 낮은 코로나에서 극자외선 및 연X선 방출이 국소적으로 감소하는 현상이다. CME와 관련하여, 코로나 딤밍은 관련 CME의 팽창 동안 질량 유출로 인해 발생한 플라즈마 밀도 감소로 인해 주로 발생하는 것으로 생각된다. 이는 종종 반대 자기 극성을 가진 영역 내의 쌍 또는 코어 딤밍, 또는 더 광범위한 영역에서 발생하는 이차 딤밍으로 발생한다. 코어 딤밍은 분출하는 플럭스 로프의 발점 위치로 해석되고, 이차 딤밍은 전체 CME 구조의 팽창의 결과로 해석되며 일반적으로 더 확산되고 얕다.[14] 코로나 딤밍은 1974년에 처음 보고되었으며,[15] 그 모습이 코로나 구멍과 유사하여 때때로 '과도 코로나 구멍'이라고 불렸다.[16]

4. 3. 전파

코로나 질량 방출(CME)은 태양 대기에서 태양풍과 행성간 공간으로 많은 양의 물질을 방출하는 현상이다. 방출되는 물질은 자기장 안에 포함된 전자와 양성자로 구성된 플라스마 상태이다. 이 자기장은 일반적으로 나선 자기장, 즉 변화하는 피치 각을 가진 나선 자기장의 형태를 띤다.

평균 방출 질량은 1600000000000kg이다. 그러나 코로나그래프 측정은 2차원 데이터만 제공하기 때문에 CME에 대한 추정 질량 값은 하한값일 뿐이다.[17] CME는 코로나의 강하게 꼬이거나 전단된 대규모 자기장 구조에서 분출된다.

CME 관측은 일반적으로 CME 플라스마 내의 자유 전자에서 태양광의 톰슨 산란을 측정하는 백색광 코로나그래프를 통해 이루어진다.[18] 관측된 CME는 밝은 핵, 어두운 주변 공동, 밝은 선두 가장자리 중 일부 또는 전부를 가질 수 있다. 밝은 핵은 일반적으로 CME에 내장된 흑점으로 해석되며, 선두 가장자리는 CME 자속 로프 앞의 압축된 플라스마 영역으로 해석된다. 그러나 일부 CME는 더 복잡한 기하학적 구조를 보인다.[13]

방출되는 질량은 1012 kg (10억 톤, 지구 무게의 약 6조 분의 1)에 달하며, 태양에서 방출되는 각도는 50도 정도로 시간 변화가 크지 않아 태양으로부터 멀어질수록 자기상사적으로 커진다. 전체 운동 에너지는 1029에서 1032 에르그 정도이며, 이는 태양 플레어의 에너지와 동등한 수준이다.

CME는 3부 구조(three-part structure)를 이루고 있으며, 외측이 루프 또는 쉘 구조, 내측이 홍염, 그 중간이 공동이라는 계층 구조를 이루고 있다. 홍염 근방의 자기 구조가 나선형을 이루고 있기 때문에 행성 간 공간 교란(interplanetary disturbance)을 일으키고, 이것이 지구 자기권에 충돌하면 큰 지자기 변동이 유발된다.

4. 3. 1. 속도

백색광 코로나그래프 관측에서 코로나 질량 방출(CME)은 시야 평면에서 20km/s에서 3200km/s 범위의 속도에 도달하는 것으로 측정되었으며 평균 속도는 489km/s이다.[19] CME 속도 관측 결과 CME는 태양풍 속도에 도달할 때까지 가속하거나 감속하는 경향이 있는 것으로 나타났다.

방출된 플라즈마는 통상적인 태양풍의 속도(400km/s)보다 빠르게 퍼져나가며, CME에 의해 압축된 공간에서 발생하는 충격면(일반적으로 CME의 전면)의 속도는 700km/s에서 800km/s에 달하는 경우도 있다.

CME는 행성 간 공간에서 태양풍과 상호 작용을 하기 때문에, 초속도는 30km/s에서 3000km/s로 다양하지만, 지구 근방에서는 300km/s에서 800km/s 정도로 가감속된다.

4. 3. 2. 행성간 CME (ICME)

코로나 질량 방출(CME)은 태양으로부터 약 50solar radius 이상 떨어진 행성간 공간에서 관측될 때 ''행성간 CME''(ICME)라고 불린다.[5]

행성 간 공간에서 ICME는 규모가 매우 크고, 에너지적으로도 높으며, 고온의 플라스마 및 상대론적인 고에너지 물질의 집합체이다.

ICME는 행성 간 공간에서 태양풍과 상호 작용을 하기 때문에, 초속 30에서 3000킬로미터로 다양하지만, 지구 근방에서는 초속 300에서 800킬로미터 정도로 가감속된다. 태양풍과의 상호 작용으로 충격파를 형성한 CME를 ICME라고 부르기도 한다. 전방의 충격파와 ICME 본체 플라스마 사이 영역은 고온, 고밀도 상태이며, 플라스마 내 헬륨 비율은 통상적인 태양풍보다 높다. 또한 플라스마의 자기장은 로렌츠 힘이 0인 포스 프리 상태이며, 나선형 루프 구조를 이룬다.

특히 ICME는 태양 플레어보다 지구 자기장에 미치는 영향이 크다고 여겨진다. 지자기 변동의 원인인 남향 자기장은 ICME의 나선형 자기 로프(헬리컬하게 꼬인 자속관)가 자기권에 충돌하며 유발되기 때문에, 직접적인 피해는 태양 플레어보다 ICME가 더 크다는 주장이 고슬링(J. T. Gosling)에 의해 제기되고 있다.

5. 헬리오스피어 내의 상호 작용

코로나 질량 방출(CME)은 헬리오스피어를 통과하면서 주변의 태양풍, 행성간 자기장, 다른 CME 및 천체와 상호 작용한다. CME는 행성 간 공간에서 태양풍과 상호 작용을 하기 때문에, 초속 30에서 3000킬로미터로 다양하지만, 지구 근방에서는 초속 300에서 800킬로미터 정도로 가감속된다. 이러한 상호작용의 결과로 충격파를 형성한 CME를 ICME(Interplanetary CME, 행성 간 코로나 질량 방출)라고 부른다.

ICME 전방의 충격파와 ICME 본체 플라스마 사이 영역은 고온, 고밀도 상태이며, 플라스마 내 헬륨 비율은 통상적인 태양풍보다 높다. 또한 플라스마의 자기장은 포스 프리 상태(로렌츠 힘이 0인 상태)이며, 나선형 루프 구조를 이룬다.

특히 ICME는 태양 플레어보다 지구 자기장에 더 큰 영향을 미치는 것으로 알려져 있다. 지자기 변동을 일으키는 남향 자기장은 ICME의 나선형 자기 로프(꼬인 자속관)가 자기권에 충돌하면서 발생한다. 따라서 직접적인 피해는 태양 플레어보다 ICME가 더 크다는 주장이 고슬링(J. T. Gosling)에 의해 제기되었다.

5. 1. 태양풍과의 상호 작용

CME(코로나 질량 방출)는 헬리오스피어를 통과하면서 주변의 태양풍, 행성간 자기장, 다른 CME 및 천체와 상호 작용한다.

CME는 태양풍과 운동 평형을 이루기 위해 작용하는 공기 역학적 항력(공기 저항)을 경험한다. 결과적으로 태양풍보다 빠른 CME는 속도가 느려지고, 태양풍보다 느린 CME는 속도가 태양풍과 일치할 때까지 빨라진다.[20]

CME가 헬리오스피어를 통과하면서 어떻게 진화하는지는 잘 알려져 있지 않다. 일부 CME에는 정확하지만 다른 CME에는 그렇지 않은 진화 모델이 제안되었다. 공기 역학적 항력 및 스노우플로우 모델은 ICME 진화가 태양풍과의 상호 작용에 의해 제어된다고 가정한다. 공기 역학적 항력만으로는 일부 ICME의 진화를 설명할 수 있지만, 모든 ICME를 설명할 수 있는 것은 아니다.[5]

CME가 금성을 지나 지구를 통과하는 것을 따라가면서 태양이 어떻게 지구의 바람과 바다를 움직이는지 탐구


CME는 일반적으로 태양을 떠난 후 1~5일 후에 지구에 도달한다. 가장 강력한 감속 또는 가속은 태양 가까이에서 발생하지만, 화성에서의 측정[21]과 ''율리시스'' 우주선[22]에 의해 관찰된 것처럼 지구 궤도(1 AU)를 넘어서도 계속될 수 있다. 약 500km/s보다 빠른 ICME는 결국 충격파를 발생시킨다.[23] 이는 태양풍과 함께 움직이는 관성 좌표계에서 ICME의 속도가 국부적인 빠른 자기음파 속도보다 빠를 때 발생한다. 이러한 충격파는 코로나그래프[24]에 의해 코로나에서 직접 관찰되었으며, 제2형 전파 폭발과 관련이 있다. 이들은 때때로 (태양 반지름)만큼 낮게 형성되는 것으로 생각된다. 또한 태양 고에너지 입자의 가속과 밀접하게 관련되어 있다.[25]

ICME가 행성간 매질을 통과하면서 다른 ICME와 충돌할 수 있으며, 이를 'CME-CME 상호 작용' 또는 'CME 카니발리즘'이라고 한다.[9]

이러한 CME-CME 상호 작용 동안 첫 번째 CME는 두 번째 CME를 위한 길을 열 수 있으며,[26][27][28] 두 개의 CME가 충돌하면[29][30] 지구에 더 심각한 영향을 미칠 수 있다. 역사 기록에 따르면 가장 극심한 우주 기상 현상에는 여러 개의 연속적인 CME가 관련되어 있었다. 예를 들어, 1859년의 유명한 캐링턴 사건은 여러 번의 분출을 일으켰고, 4일 동안 저위도에서 오로라가 관찰되었다.[31] 마찬가지로, 1770년 9월 태양 폭풍은 거의 9일 동안 지속되었으며, 반복적인 저위도 오로라를 유발했다.[32] 태양과 지구 사이의 두 개의 중간 정도의 CME 사이의 상호 작용은 지구에 극심한 조건을 만들 수 있다. 최근 연구에 따르면 CME의 자기 구조, 특히 손지기성/회전성이 지구의 자기장과 상호 작용하는 방식에 큰 영향을 미칠 수 있다. 이 상호 작용은 자기 재결합을 통해 행성간 자기장과 특히 남쪽 자기장 성분의 자기 플럭스의 보존 또는 손실을 초래할 수 있다.[33]

CME는 행성 간 공간에서 태양풍과 상호 작용을 하기 때문에, 초속도는 30에서 3000킬로미터로 다양하지만, 지구 근방에서는 초속 300에서 800킬로미터 정도로 가감속된다. 이 때문에, 이 태양풍과의 상호 작용에 의해 충격파를 형성한 CME는 ICME(Interplanetary CME, 행성 간 코로나 질량 방출)라고도 불린다.

5. 2. CME-CME 상호 작용

ICME(행성간 코로나 질량 방출)가 행성간 매질을 통과하면서 다른 ICME와 충돌할 수 있으며, 이를 ''CME-CME 상호 작용'' 또는 ''CME 카니발리즘''이라고 한다.[9]

이러한 CME-CME 상호 작용 동안 첫 번째 CME는 두 번째 CME를 위한 길을 열 수 있으며,[26][27][28] 두 개의 CME가 충돌하면[29][30] 지구에 더 심각한 영향을 미칠 수 있다. 역사 기록에 따르면 가장 극심한 우주 기상 현상에는 여러 개의 연속적인 CME가 관련되어 있었다. 예를 들어, 1859년의 유명한 캐링턴 사건은 여러 번의 분출을 일으켰고, 4일 동안 저위도에서 오로라가 관찰되었다.[31] 마찬가지로, 1770년 9월 태양 폭풍은 거의 9일 동안 지속되었으며, 반복적인 저위도 오로라를 유발했다.[32] 태양과 지구 사이의 두 개의 중간 정도의 CME 사이의 상호 작용은 지구에 극심한 조건을 만들 수 있다. 최근 연구에 따르면 CME의 자기 구조, 특히 손지기성(회전성)이 지구의 자기장과 상호 작용하는 방식에 큰 영향을 미칠 수 있다. 이 상호 작용은 자기 재결합을 통해 행성간 자기장과 특히 남쪽 자기장 성분의 자기 플럭스의 보존 또는 손실을 초래할 수 있다.[33]

6. 형태

코로나 질량 방출(CME)은 태양풍에서 '''자기 구름'''으로 나타난다. 자기 구름은 자기장의 세기가 강해지고, 자기장 벡터가 부드럽게 회전하며, 낮은 양성자 온도를 보이는 영역이다.[34] 1982년 Burlaga 등은 Helios-1이 SMM에 의해 관측된 지 이틀 후에 자기 구름을 관측하여 CME와 자기 구름 사이의 연관성을 밝혀냈다.[35] 그러나 지구 근처에서는 보통 단일 우주선으로 관측하기 때문에, 많은 CME가 자기 구름과 연관되어 보이지 않는다. ACE와 같은 위성이 관측하는 빠른 CME의 전형적인 구조는 빠른 모드 충격파에 이어 밀도가 높고 뜨거운 플라즈마 외피(충격파의 하류 영역)와 자기 구름이 뒤따르는 형태이다.

자기 구름의 다른 특징으로는 양방향 초열 전자, 철, 헬륨, 탄소, 산소 중 특이한 전하 상태 또는 풍부함 등이 있다.

L1 지점에 있는 위성을 자기 구름이 통과하는 전형적인 시간은 1일이며, 이는 450km/s의 전형적인 속도와 20 nT의 자기장 세기를 가지는 0.15 AU의 반경에 해당한다.[36]

CME는 3부 구조(three-part structure)를 이루고 있는데, 바깥쪽이 루프 또는 쉘 구조, 안쪽이 홍염, 그 중간이 공동이라는 계층 구조를 이루고 있다. 특히 홍염 근방의 자기 구조가 나선형을 이루고 있기 때문에, 행성 간 공간 교란(interplanetary disturbance)을 일으키고, 이것이 지구 자기권에 충돌하면 큰 지자기 변동이 유발된다.

7. 태양 주기와의 관계

태양 주기에 따라 코로나 질량 방출(CME) 빈도가 달라지는데, 태양 극소기에는 하루에 약 0.2회, 태양 극대기에는 하루에 3.5회 발생한다.[37] 하지만 CME 최대 발생률은 흑점 수가 최대에 도달한 후 6~12개월 뒤에 나타나는 경우가 많다.[7]

8. 지구에 미치는 영향

코로나 질량 방출(CME)은 지구에 다양한 영향을 미친다. CME는 태양 플레어와 함께 발생하기도 하지만, 독립적으로 발생하기도 한다. 태양 플레어는 태양의 자기 에너지가 전자기 방사 에너지로 변환되는 현상이고, CME는 역학적인 운동 에너지로 변환되는 현상이다.

CME는 행성 간 공간에서 매우 큰 규모로 발생하며, 고온의 플라스마와 고에너지 물질로 구성된다. 방출된 플라스마는 태양풍보다 빠르게 퍼져나가며, 이로 인해 충격파가 발생하기도 한다. CME는 바깥쪽은 루프 또는 쉘 구조, 안쪽은 홍염, 그 중간은 공동으로 이루어진 3부 구조를 갖는다. 특히 홍염 근처의 자기 구조는 나선형을 이루고 있어, 지구 자기권에 충돌하면 큰 지자기 변동을 일으킬 수 있다.

CME는 태양풍과의 상호 작용으로 인해 속도가 변하며, 지구 근처에서는 초속 300~800km 정도가 된다. 이러한 상호 작용으로 충격파를 형성한 CME는 ICME(행성 간 코로나 질량 방출)라고 불리기도 한다. ICME는 고온, 고밀도 상태이며, 헬륨 비율이 높고, 나선형 루프 구조를 가진다.

고슬링은 태양 플레어보다 CME가 지구 자기장에 더 큰 영향을 미친다고 주장한다. ICME의 나선형 자기 로프가 자기권에 충돌하면서 지자기 변동을 일으키기 때문이다.

8. 1. 지자기 폭풍 및 오로라

CME의 아주 작은 일부분만이 지구를 향하고 도달한다. CME가 지구에 도달하면 충격파가 발생하여 지구의 자기권을 교란하는 지자기 폭풍이 발생하여 낮 측에서 자기권을 압축하고 밤 측의 자기 꼬리를 확장시킬 수 있다. 자기권이 밤 측에서 자기 재결합하면 테라와트 수준의 전력이 지구의 천체 대기로 다시 향하게 된다. 이로 인해 1989년 3월 지자기 폭풍과 같은 사건이 발생할 수 있다.

CME는 태양 플레어와 함께 라디오 전송을 방해하고 인공위성과 전력선 시설에 손상을 입혀 잠재적으로 대규모의 장기간 정전을 초래할 수 있다.[38][39]

CME에 의해 구동되는 상부 코로나의 충격파는 또한 태양 고에너지 입자를 지구 방향으로 가속시켜 점진적인 태양 입자 사건을 유발할 수 있다. 이러한 고에너지 입자와 지구 간의 상호 작용은 특히 고위도 극지방에서 전리층 내의 자유 전자의 수를 증가시켜 라디오파 흡수를 증가시키고, 특히 전리층의 D 영역 내에서 극지 덮개 흡수 사건을 유발한다.[40]

CME가 지구의 자기권과 상호 작용하면 외부 방사선대에 극적인 변화가 일어나 상대론적 입자 플럭스가 수십 배 증가하거나 감소한다.[41] 방사선대 입자 플럭스의 변화는 다양한 플라스마파와의 상호 작용으로 인한 상대론적 전자의 가속, 산란 및 반경 확산으로 인해 발생한다.[42]

ISS에서 촬영한 2010년 5월 29일 지자기 폭풍 동안의 남극광. 이 폭풍은 폭풍 5일 전인 2010년 5월 24일에 태양에서 폭발한 CME에 의해 발생했을 가능성이 가장 높다.


이 비디오는 두 개의 모델 실행을 보여준다. 하나는 2006년의 보통 정도의 CME를 살펴본다. 두 번째 실행은 1859년의 캐링턴급 CME와 같은 대규모 CME의 결과를 조사한다.

8. 2. 전리층 교란 및 방사선 영향

CME의 극히 일부만이 지구를 향해 도달한다. CME가 지구에 도달하면 충격파가 발생하여 지구의 자기권을 교란하는 지자기 폭풍이 발생한다. 이로 인해 낮 측에서는 자기권이 압축되고 밤 측에서는 자기 꼬리가 확장될 수 있다. 자기권이 밤 측에서 자기 재결합하면 테라와트 수준의 전력이 지구의 천체 대기로 다시 향하게 된다. 이로 인해 1989년 3월 지자기 폭풍과 같은 사건이 발생할 수 있다.

CME는 태양 플레어와 함께 라디오 전송을 방해하고 인공위성과 전력선 시설에 손상을 입혀 잠재적으로 대규모의 장기간 정전을 초래할 수 있다.[38][39]

CME에 의해 구동되는 상부 코로나의 충격파는 또한 태양 고에너지 입자를 지구 방향으로 가속시켜 점진적인 태양 입자 사건을 유발할 수 있다. 이러한 고에너지 입자와 지구 간의 상호 작용은 특히 고위도 극지방에서 전리층 내의 자유 전자의 수를 증가시켜 라디오파 흡수를 증가시키고, 특히 전리층의 D 영역 내에서 극지 덮개 흡수 사건을 유발한다.[40]

CME가 지구의 자기권과 상호 작용하면 외부 방사선대에 극적인 변화가 일어나 상대론적 입자 플럭스가 수십 배 증가하거나 감소한다.[41] 방사선대 입자 플럭스의 변화는 다양한 플라스마파와의 상호 작용으로 인한 상대론적 전자의 가속, 산란 및 반경 확산으로 인해 발생한다.[42]

8. 3. 헤일로 CME

'''헤일로 코로나 질량 방출'''(Halo CME)은 백색광 코로나그래프 관측에서 코로나그래프의 가리는 원반을 완전히 둘러싸는 팽창하는 고리 형태로 나타나는 CME이다. 헤일로 CME는 관측 코로나그래프를 향하거나 관측 코로나그래프로부터 멀어지는 방향으로 향하는 CME로 해석된다. 팽창하는 고리가 가리는 원반을 완전히 둘러싸지 않고 원반 주위의 각 너비가 120도보다 큰 경우, 해당 CME는 '''부분 헤일로 코로나 질량 방출'''이라고 불린다. 부분 및 전체 헤일로 CME는 전체 CME의 약 10%를 차지하며, 전체 CME의 약 4%가 전체 헤일로 CME인 것으로 밝혀졌다.[43] 정면, 즉 지구로 직접 향하는 헤일로 CME는 종종 지구에 영향을 미치는 CME와 관련이 있지만, 모든 정면 헤일로 CME가 지구에 영향을 미치는 것은 아니다.[44]

9. 미래 위험

2019년, 연구자들은 바일 분포를 이용한 대체 방법을 사용하여 향후 10년 안에 캐링턴급 폭풍이 지구에 발생할 확률을 0.46%에서 1.88% 사이로 추정했다.[45]

10. 역사

태양 관측 기술이 발전하면서 코로나 질량 방출(CME)에 대한 이해도 깊어졌다. 초기에는 오로라나 지자기 섭동 같은 간접적인 현상으로만 CME의 존재를 추측했다.[5] 1859년 캐링턴 사건으로 알려진 대규모 지자기 섭동은 CME와 관련된 것으로 추정된다.[39]

1971년 궤도 태양 관측소 7(OSO-7)의 코로나그래프를 통해 CME가 처음으로 직접 관측되었다.[46] 이후 ''윈드''(1994년), STEREO(2006년) 같은 우주선 발사로 CME 관측 기술은 더욱 발전했다.

CME는 지구에 다양한 영향을 미칠 수 있다. 1989년 3월에는 CME 때문에 캐나다 퀘벡 지역에 대규모 정전이 발생했다.[50][51] 2012년에는 지구를 비껴갔지만 강력한 태양 슈퍼폭풍이 발생해 캐링턴급 사건과 비견되기도 했다.[50][51] 2014년에는 여러 우주 탐사선이 CME를 관측해, 그 영향 범위를 확인할 수 있었다.[52][53]

10. 1. 초기 관측

CME는 오로라를 통해 수천 년 동안 간접적으로 관찰되어 왔다. CME 발견 이전에 이루어진 다른 간접적인 관측으로는 지자기 섭동 측정, 태양 전파 폭발의 전파헬리오그래프 측정, 행성간 충격의 현장 측정 등이 있었다.[5]

CME로 추정되는 가장 큰 규모의 지자기 섭동은 1859년 9월 1일에 최초로 관측된 태양 플레어와 일치했다. 1859년의 이 태양 폭풍은 캐링턴 사건으로 불린다. 플레어와 관련된 흑점은 육안으로 보였으며, 플레어는 영국의 천문학자 R. C. 캐링턴과 R. 호지슨에 의해 독립적으로 관측되었다. 플레어가 발생한 시점과 거의 동시에 큐 가든스에 있는 자력계는 ''자기 크로셰''로 알려진 현상을 기록했는데, 이는 연 X선을 이온화하여 지구의 전리층에 섭동을 일으켜 지상 자력계에서 감지된 자기장이다. 이는 1895년 X선의 발견과 1902년 전리층의 인식이 이루어지기 전이라 당시에는 쉽게 이해할 수 없었다.

플레어 발생 약 18시간 후, 여러 자력계에서 지자기 폭풍의 일부로 추가적인 지자기 섭동이 기록되었다. 이 폭풍은 새로 만들어진 미국의 전신 네트워크의 일부를 마비시키고 화재를 일으키고 일부 전신 기사에게 충격을 주었다.[39]

코로나 질량 방출(CME)은 원래 1970년대에 스카이랩에 탑재된 코로나그래프에 의해 처음 발견되었지만, 당시에는 태양 플레어에 따른 폭풍이 아닌가 생각되어 코로나 과도 현상(coronal transient)이라고 불렸다. 그러나 보다 상세한 연구가 진행되면서 단순한 폭풍이 아닌 실제로 대규모 질량이 태양에서 방출되고 있다는 것이 해명되어 현재처럼 코로나 질량 방출이라고 불리게 되었다.

10. 2. 광학 관측

코로나 질량 방출(CME)의 첫 광학 관측은 1971년 12월 14일 궤도 태양 관측소 7(OSO-7)의 코로나그래프를 사용하여 이루어졌다.[46] 이 발견은 1973년 미 해군 연구소(Naval Research Laboratory)의 R. Tousey에 의해 처음 기술되었다.[46]

당시 이미지는 7 비트로 디지털화된 256 × 256 픽셀 해상도였으며, 2차 전자 전도(SEC) 비디콘 튜브에서 수집되었다. 간단한 런 길이 인코딩 방식으로 압축된 이미지는 200 bit/s의 속도로 지상으로 전송되었다. 압축되지 않은 전체 이미지를 전송하는 데는 44분이 걸렸다. 원격 측정 데이터는 이미지를 폴라로이드 인쇄물로 만드는 지상 지원 장비(GSE)로 전송되었다.

해군 연구소의 전자 기술자인 데이비드 로버츠는 SEC-비디콘 카메라 테스트를 담당했다. 그는 이미지에서 정상보다 훨씬 밝은 영역을 발견하고 처음에는 카메라 문제로 생각했다. 그러나 다음 이미지에서 밝은 영역이 태양에서 멀어지는 것을 보고, 그의 상사인 귄터 브뤼크너 박사[47]와 태양 물리학 부서장인 Tousey 박사에게 보고했다.

이전에는 '코로나 과도 현상'이나 일식 동안 육안으로 관찰된 현상으로 알려졌던 것들이, 이제는 본질적으로 같은 현상, 즉 코로나 질량 방출(CME)로 이해되고 있다.

10. 3. 관측 장비

미국 항공우주국(NASA)은 1994년 11월 1일에 태양풍 감시 위성인 ''윈드''를 발사했다. 이 위성은 국제 태양 지구 물리학(ISTP) 프로그램의 일환으로 L1 라그랑주 점을 공전하며, 열에서 MeV 이상의 에너지까지의 태양풍 입자, DC에서 13 MHz 라디오파까지의 전자기 방사선, 그리고 감마선을 측정하는 8개의 기기를 탑재하고 있다.

2006년 10월 25일, NASA는 STEREO라는 두 개의 거의 동일한 우주선을 발사했다. 이 우주선들은 궤도상에서 넓게 분리된 지점에서 코로나 질량 방출(CME) 및 기타 태양 활동에 대한 최초의 입체 시각 이미지를 생성할 수 있다. 이 우주선들은 지구와 비슷한 거리에서 태양을 공전하며, 하나는 지구보다 약간 앞서고 다른 하나는 뒤따른다. 4년 후에는 궤도에서 거의 정반대 방향에 위치하게 된다.[1]

코로나 질량 방출(CME)은 1970년대에 스카이랩에 탑재된 코로나그래프에 의해 처음 발견되었다.[3]

10. 4. 주요 CME 사례


  • 1989년 3월 9일 발생한 CME는 3월 13일 지구에 도달하여 캐나다 퀘벡 지역에 정전을 일으키고 단파 라디오 통신에 장애를 유발했다.[50][51]

  • 2012년 7월 23일에는 태양 슈퍼폭풍으로 분류될 수 있는 강력한 CME가 발생했으나, 다행히 지구를 비껴갔다. 이 사건은 1859년에 발생한 캐링턴급 사건과 유사한 수준으로 평가된다.[50][51]

  • 2014년 10월 14일, 태양에서 방출된 ICME는 여러 우주 관측 장비에 의해 포착되었다. ESA의 PROBA2, ESA와 NASA의 태양 및 헬리오스페릭 관측소, NASA의 태양 역학 관측소가 태양에서의 방출을 관측했고, STEREO-A는 거리에서 직접적인 영향을 측정했다. ESA의 ''비너스 익스프레스''도 관련 데이터를 수집했다. 이 CME는 10월 17일 화성에 도달하여 ''마스 익스프레스'', MAVEN, ''마스 오디세이'', 화성 과학 실험실 등에 의해 관측되었다. 10월 22일에는 떨어진 혜성 67P/추류모프-게라시멘코에 도달하여 ''로제타''에 의해 관측되었고, 11월 12일에는 거리의 토성에서 ''카시니''에 의해 관측되었다. ''뉴 호라이즌스''는 명왕성 근처()에서 CME 발생 3개월 후 관련 데이터를 감지했으며, ''보이저 2호''는 17개월 후 CME 통과로 해석될 수 있는 데이터를 확보했다. ''큐리오시티'' 로버의 RAD, ''마스 오디세이'', ''로제타'', ''카시니''는 CME의 보호 거품이 지나가면서 은하 우주선의 급격한 감소(Forbush decrease)를 관측했다.[52][53]

11. 다른 별에서의 CME

2016년 현재까지 관측된 다른 별에서의 코로나 질량 방출(CME)은 모두 적색 왜성에서 발견되었다.[54] 이는 주로 분광법, 그 중에서도 발머 계열선 연구를 통해 감지되었다. 관측자를 향해 방출된 물질은 도플러 효과로 인해 선 프로파일의 파란색 부분에서 비대칭성을 유발한다.[55] 이러한 증가는 별의 원반(disk)에서 발생할 때는 흡수(물질이 주변보다 차가움)로, 원반 외부에 있을 때는 방출로 관찰될 수 있다. 관측된 CME의 예상 속도는 대략 84km/s에서 5800km/s 사이이다.[56][57] 자외선 또는 X선 관측 자료에서 짧은 파장의 별 CME 후보는 거의 없다.[58][59][60][61] 태양의 활동과 비교했을 때, 다른 별의 CME 활동은 훨씬 덜 흔해 보인다.[55][62] 별 CME 감지 수가 적은 것은 모델에 비해 실제 CME 비율이 낮거나(예: 알벤 정리에 따른 자기적 억제), 투영 효과, 또는 별 CME의 알려지지 않은 플라스마 매개변수로 인한 발머 신호 과대 평가로 인해 발생할 수 있다.[63]

참조

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