태양풍
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1. 개요
태양풍은 태양에서 지속적으로 방출되는 고온의 플라스마 입자 흐름을 의미한다. 1916년 크리스티안 비르켈란에 의해 예측되었으며, 1950년대 유진 파커에 의해 이론이 정립되었다. 태양풍은 지구 자기권의 모양을 결정하고, 전리 복사 및 전파 간섭에 영향을 미치며, 코로나 질량 방출(CME)과 같은 현상을 유발한다. 태양풍은 고속 및 저속의 두 가지 유형이 있으며, 속도, 밀도, 자기장 변화에 따라 우주 기상 현상을 일으킨다. 태양풍은 태양계의 행성 대기 및 표면에 영향을 미치며, 자기 스위치백, 알벤면, 태양권계면과 같은 특징을 갖는다.
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| 태양풍 | |
|---|---|
| 태양풍 정보 | |
 | |
| 개요 | |
| 정의 | 태양으로부터 방출되는 플라스마의 흐름 |
| 구성 입자 | 양성자 전자 알파 입자 |
| 속도 | |
| 일반적인 속도 | 250 ~ 750 km/s |
| 평균 속도 | 400 km/s |
| 최대 속도 | 750 km/s |
| 에너지 | |
| 에너지 범위 | 0.5 ~ 10 keV |
| 자기장 | |
| 태양 자기장 | 태양풍은 태양의 자기장을 우주 공간으로 확장한다. |
| 영향 | |
| 지구 자기장 | 지구 자기장과 상호작용하여 극광을 생성한다. |
| 태양계 | 태양계 전체에 영향을 미친다. |
| 혜성 | 혜성의 꼬리를 형성한다. |
| 항성풍 | 다른 별에서도 비슷한 현상이 관측된다. |
| 태양풍의 연구 | |
| 관측 | 다양한 우주 탐사선을 통해 관측된다. |
| 탐사선 | 보이저 1호 보이저 2호 율리시스 탐사선 아카츠키 탐사선 |
| 기타 정보 | |
| 관련 현상 | 코로나 질량 방출 태양 플레어 |
2. 역사
태양풍 연구의 역사는 19세기 말 태양 플레어 관측과 지자기 폭풍 사이의 연관성을 처음으로 제기한 리처드 C. 캐링턴의 연구에서 시작된다.[5] 이후 20세기 초, 노르웨이의 크리스티안 비르켈란과 영국의 프레데릭 린데만 등은 태양에서 전자와 이온으로 이루어진 입자가 방출될 가능성을 예측했다.[8][9][10]
1930년대에는 태양 코로나가 수백만 도에 달하는 고온이라는 사실이 밝혀졌고, 1950년대 시드니 채프먼은 이 고온의 코로나가 지구 궤도를 넘어 우주 공간으로 팽창할 것이라고 계산했다. 같은 시기 루트비히 비어만은 혜성의 꼬리가 항상 태양 반대 방향을 향하는 현상을 통해 태양에서 지속적인 입자 흐름이 방출된다는 가설을 세웠다.[11]
1958년, 미국의 천체물리학자 유진 파커는 이러한 관측과 이론들을 종합하여 태양 코로나가 초음속으로 팽창하며 우주 공간으로 퍼져나가는 현상을 '태양풍'이라고 명명하고, 그 이론적 모델을 천체물리학 저널에 발표했다.[15][13][14] 파커의 이론은 처음에는 학계의 반대에 부딪혔으나[16], 1959년 소비에트 연방의 루나 1호가 인류 최초로 태양풍을 직접 관측하고[18][19][20], 1962년 미국의 마리너 2호가 이를 재확인하면서[21] 그 존재가 입증되었다.
이후 율리시스, SOHO, STEREO, 보이저, 파커 태양 탐사선 등 다양한 우주 탐사선들이 발사되어 태양풍의 속도, 밀도, 온도, 자기장 구조 및 가속 메커니즘 등에 대한 심층적인 연구가 이루어지고 있다.[23][24][27][29]
2. 1. 지구에서의 관측
태양에서 지구로 입자의 흐름이 존재한다는 생각은 1859년 영국의 천문학자 리처드 C. 캐링턴에 의해 처음 제기되었다. 캐링턴과 리처드 호지슨은 각각 독립적으로 태양 플레어 현상을 최초로 관측했다.[5] 다음 날 강력한 지자기 폭풍이 발생하자, 캐링턴은 두 현상 사이에 연관성이 있을 수 있다고 생각했다. 이 지자기 폭풍은 현재 코로나 질량 방출이 지구 근처 우주 공간에 도달하여 지구 자기권과 상호작용하면서 발생한 것으로 이해된다. 이후 아일랜드의 학자 조지 피츠제럴드는 태양에서 물질이 주기적으로 방출되어 며칠 후 지구에 도달한다고 제안했다.[6]1910년, 영국의 천체물리학자 아서 에딩턴은 모어하우스 혜성에 관한 논문에서 태양풍의 존재를 암시했지만, 명칭을 사용하지는 않았다.[7] 에딩턴은 처음에는 방출된 물질이 전자라고 생각했으나, 나중에는 이온일 것으로 추측했다.[7]
방출된 물질이 이온과 전자 모두로 구성되어 있다는 생각은 노르웨이의 과학자 크리스티안 비르켈란이 처음 제안했다.[8] 그는 지자기 관측을 통해 오로라 활동이 거의 끊이지 않는다는 것을 발견하고, 이것이 태양에서 방출되는 "전기 입자의 광선"에 지구가 계속 노출되기 때문이라고 결론지었다.[6] 1916년, 비르켈란은 "물리학의 관점에서, 태양광은 음전하 혹은 양전하 어느 한 쪽으로 완전히 치우친 것이 아니라, 양 쪽을 모두 가지고 있는 것으로 보인다"라고 언급하며, 태양풍이 음전하를 띤 전자와 양전하를 띤 이온으로 구성되어 있을 것이라고 예측했다.[9][87] 3년 뒤인 1919년, 영국의 물리학자 프레데릭 린데만 역시 태양으로부터 양성자와 전자를 포함한 양극성 입자가 오고 있음을 시사했다.[10][88]
1930년대에 과학자들은 태양 코로나의 온도가 섭씨 백만 도가 되어야 한다고 결론지었고, 이후 분광학 연구를 통해 이를 확인했다. 1950년대 중반, 영국의 수학자 시드니 채프먼은 그러한 온도에서 기체의 특성을 계산했고, 코로나가 그렇게 뛰어난 열 전도체이기 때문에 지구 궤도 너머 우주 멀리까지 확장되어야 한다고 결정했다. 역시 1950년대에 독일 천문학자 루트비히 비어만은 혜성의 꼬리가 혜성의 이동 방향에 관계없이 항상 태양 반대 방향으로 향한다는 사실에 관심을 갖게 되었다. 비어만은 이러한 현상이 태양이 혜성의 꼬리를 밀어내는 꾸준한 입자의 흐름을 방출하기 때문이라고 가정했다.[11]
미국의 천체물리학자 유진 파커는 채프먼의 모델에서 태양으로부터 흐르는 열과 비어만의 가설에서 태양으로부터 멀어지는 혜성의 꼬리가 동일한 현상의 결과여야 한다는 것을 깨달았다. 그는 이 현상을 "태양풍"(solar windeng)[13][14]이라고 명명했다. 1957년, 파커는 태양 코로나가 태양 중력에 의해 강하게 끌어당겨지지만, 열 전도율이 매우 높아 태양에서 멀리 떨어진 곳에서도 매우 뜨겁다는 것을 보여주었다. 태양 중력은 태양에서 멀어질수록 약해지므로, 외곽 코로나 대기는 초음속으로 성간 공간으로 탈출할 수 있다. 파커는 또한 태양 중력의 약화된 영향이 유체역학적 흐름에 드 라발 노즐과 같은 효과를 미쳐 음속에서 초음속 흐름으로의 전이를 유발한다는 것을 최초로 알아차린 사람이었다.[15] 파커의 태양풍 가설에는 강력한 반대가 있었다. 그가 1958년 ''천체물리학 저널''에 제출한 논문[15]은 두 명의 심사자에게 거부된 후 편집자 수브라마니안 찬드라세카르에 의해 채택되었다.[16][17]
태양풍의 존재는 1959년 1월, 소비에트 연방의 인공위성 루나 1호에 의해 역사상 처음으로 직접 관측되고 측정되었다. 이후 1962년 미국의 금성 탐사선 마리너 2호도 태양풍을 직접 관측했다.[74]
하지만 파커의 이론만으로는 고속 태양풍이 어떻게 가속되는지를 완전히 설명하지 못했다. 1990년대 후반, 소호 태양 관측 위성(SOHO)의 "자외선 코로나그래프 및 분광계"(UVCS)는 태양 극지방에서 방출되는 고속 태양풍의 가속 영역을 관측했고, 이 태양풍이 단순한 열역학적 팽창만으로는 설명할 수 없을 정도로 빠르게 가속된다는 사실을 발견했다. 파커 모델은 태양풍이 광구로부터 태양 반경의 약 4배 거리에서 초음속 흐름으로 변한다고 예측했지만, 실제로는 그보다 훨씬 낮은 고도(아마도 태양 반경 정도)에서 초음속으로 전환되는 것으로 보이며, 이는 태양풍을 가속시키는 추가적인 메커니즘이 존재할 가능성을 시사한다.
2. 2. 우주 탐사선을 통한 관측
1959년 1월, 소비에트 연방의 루나 1호 우주선이 역사상 처음으로 태양풍을 직접 관측하고 반구형 이온 트랩을 이용하여 그 세기를 측정하였다.[18][19][20] 이 발견은 이후 루나 2호, 루나 3호, 그리고 더 먼 거리에서 측정된 베네라 1호의 데이터를 통해 검증되었다. 3년 뒤인 1962년, 미국의 마리너 2호 우주선이 금성으로 향하는 동안 태양풍을 지속적으로 관측하여 그 존재를 명확히 확인했다.[21][74]태양풍에 대한 최초의 수치 시뮬레이션은 1971년 Pneuman과 Kopp에 의해 수행되었으며, 이는 닫힌 자기력선과 열린 자기력선을 포함한 태양 코로나에서의 태양풍 모델링이었다.[22]
1990년에는 율리시스 탐사선이 발사되어, 이전의 모든 관측이 이루어졌던 황도면 근처가 아닌, 태양의 고위도 지역에서 태양풍을 연구하는 중요한 임무를 수행했다.[23]
1990년대 후반, 소호 태양 관측 위성(SOHO)에 탑재된 자외선 코로나 분광기(UVCS)는 태양 극지방에서 방출되는 고속 태양풍의 가속 영역을 상세히 관측했다. 이 관측을 통해 태양풍이 단순한 열역학적 팽창만으로는 설명할 수 없을 만큼 훨씬 빠르게 가속된다는 사실이 밝혀졌다. 파커의 모델은 태양풍이 광구로부터 약 4 태양반경(약 3000000km) 고도에서 초음속 흐름으로 변한다고 예측했지만, 실제로는 훨씬 낮은 고도, 아마도 광구 위 약 1 태양반경(약 700000km)에서 이러한 전이가 일어나는 것으로 관측되었다. 이는 태양풍을 가속시키는 추가적인 메커니즘이 존재함을 시사한다.[24][25]
1999년 5월 10일부터 12일까지 NASA의 고급 조성 탐사선(ACE)과 WIND 우주선은 태양풍 밀도가 98%나 감소하는 이례적인 현상을 관측했다. 이로 인해 에너지가 높은 전자들이 "스트라일(strahl)"이라 불리는 좁은 빔 형태로 지구로 흘러들어와, 북극 상공에 오로라가 나타나는 매우 특이한 "극지방 강우" 현상을 일으켰다. 또한 이 기간 동안 지구의 자기권은 평소 크기의 5~6배까지 팽창했다.[26]
2006년 발사된 STEREO 임무는 두 개의 우주선을 이용하여 입체시 방식으로 코로나 질량 방출(CME)과 태양 코로나를 관측했다. 각 STEREO 우주선에 탑재된 태양권 영상 장치는 자유 전자에 의한 태양광의 톰슨 산란을 통해 태양풍 자체를 촬영할 수 있었으며, 이를 통해 황도면 근처의 태양풍이 대규모 난류 흐름의 특성을 보인다는 것을 확인했다.
2010년 12월 13일, 보이저 1호는 지구로부터 약 174억 킬로미터 떨어진 지점에서 태양풍의 바깥쪽으로 향하는 속도가 0이 되었음을 확인했다. 이는 보이저 1호가 태양권의 가장자리, 즉 태양풍의 영향이 미치는 경계 영역에 도달했음을 시사하는 중요한 관측 결과이다.[27][28]
2018년, NASA는 유진 파커의 이름을 딴 파커 태양 탐사선을 발사했다. 이 탐사선은 태양 코로나의 구조와 역학을 연구하고, 입자들이 가열되어 태양풍으로 가속되는 메커니즘을 이해하는 것을 목표로 한다. 7년간의 임무 동안 파커 태양 탐사선은 태양을 24번 공전하며, 각 공전 시 근일점에서 코로나 속으로 더 깊이 들어가 최종적으로는 태양 표면으로부터 약 0.04 천문단위(AU) 거리까지 접근할 예정이다. 이는 살아있는 사람의 이름을 딴 최초의 NASA 우주선이며, 당시 91세였던 파커 박사가 발사를 직접 지켜보았다.[29]
3. 가속 메커니즘
초기 태양풍 모델은 주로 열에너지를 이용해 물질을 가속하는 방식에 의존했다. 하지만 1960년대에 이르러 열에너지에 의한 가속만으로는 태양풍의 빠른 속도를 설명하기 어렵다는 점이 분명해졌다. 따라서 태양 대기의 자기장과 관련된, 아직 밝혀지지 않은 추가적인 가속 메커니즘이 필요한 것으로 여겨진다.[30]
코로나는 100만 켈빈(K) 이상으로 가열된 플라스마 상태의 태양 외곽 대기층이다. 코로나 내부 입자들은 열 충돌로 인해 맥스웰-볼츠만 분포에 따라 다양한 속도를 가진다. 이 입자들의 평균 속도는 약 145 km/s로, 태양의 탈출 속도인 약 618 km/s보다 훨씬 느리다. 하지만 일부 입자들은 충분한 에너지를 얻어 약 400 km/s의 종단 속도에 도달하며 태양풍의 일부가 될 수 있다. 같은 온도에서 질량이 훨씬 가벼운 전자는 더 쉽게 탈출 속도에 도달하며, 이때 형성된 전기장은 이온을 태양으로부터 더 멀리 밀어내 가속시키는 역할을 한다.[31]
4. 특성 및 구조
태양의 상층 대기인 코로나는 1,000,000,000 이상의 초고온 상태이다. 이 온도에서는 기체가 전자와 이온으로 분리된 플라스마 상태가 되며, 태양의 중력만으로는 이들을 붙잡아 둘 수 없어 우주 공간으로 지속적으로 방출된다. 이렇게 방출되는 전하를 띤 입자들의 흐름을 태양풍이라고 부른다.[73][77]
태양풍의 구성 성분은 태양 코로나와 거의 동일하며, 주로 이온화된 수소(양성자)와 헬륨으로 이루어진 플라스마 상태이다. 더 자세히는 약 95%의 이온화 수소, 4%의 이온화 헬륨, 그리고 0.5% 미만의 미량 이온들로 구성된다.[81] 2004년 지구로 귀환한 제네시스 탐사선이 태양풍 표본을 채취했으나, 지구 대기 재진입 과정에서 낙하산 고장으로 불시착하여 표본이 오염되었을 가능성이 제기되어 정확한 구성 분석에는 어려움이 있다.
지구 근처에서 태양풍의 속도는 평균적으로 약 450 km/s이며, 200 km/s에서 889 km/s까지 넓은 범위의 편차를 보인다. 온도는 보통 100,000,000에서 1,000,000,000 사이에 분포한다. 태양은 태양풍을 통해 매초 약 10억 킬로그램(1 테라그램)의 물질을 우주 공간으로 방출하는데, 이는 태양 내부의 핵융합 반응으로 에너지로 변환되는 질량(초당 약 4.5 테라그램)의 약 5분의 1에 해당한다. 과거 젊은 태양 시절에는 태양풍의 양이 현재보다 약 1,000배 더 많았을 것으로 추정되며, 이는 금성과 같은 행성의 초기 대기 형성에 큰 영향을 미쳤을 것으로 생각된다.
태양풍은 플라스마 상태이므로 일반적인 기체와는 다른 자기유체역학적 특성을 보인다. 태양풍은 전기 전도성을 띠며, 태양의 자기력선을 행성간 공간으로 끌고 나온다. 태양의 자전과 태양풍의 방출이 결합하여, 행성간 자기장은 나선형으로 휘어진 파커 나선(Parker spiral) 구조를 형성한다. 이 자기장의 방향은 태양의 북반구와 남반구, 그리고 약 11년 주기의 태양 주기에 따라 달라진다. 태양의 북반구와 남반구는 서로 반대 방향의 자기장을 가지며, 이 두 영역은 태양권 전류편(heliospheric current sheet)이라는 경계면으로 나뉜다. 태양풍 플라스마의 존재는 행성간 매질 내에서 전류를 형성하여 지구 궤도에서의 자기장 세기를 진공 상태일 때 예상되는 값(약 10-11 테슬라)보다 약 100배 강한 10-9 테슬라 정도로 증폭시킨다.
태양풍의 존재는 1958년 유진 뉴먼 파커에 의해 이론적으로 예측되었고,[78][79] solar wind|솔라 윈드eng라는 이름도 그가 제안했다.[80] 태양풍의 직접적인 관측은 1962년 발사된 NASA의 금성 탐사선 마리너 2호에 의해 처음 이루어졌다.[74]
태양풍은 태양계 전체에 걸쳐 다양한 영향을 미친다. 지구에서는 지자기를 교란시켜 지자기 폭풍을 일으키고, 극지방 대기와 상호작용하여 오로라를 발생시킨다. 또한, 태양풍은 태양계 외부에서 들어오는 고에너지 입자인 은하 우주선을 막아주는 방패 역할을 하기도 한다. 태양 활동이 활발하여 태양풍이 강해지면 은하 우주선의 유입량이 줄어들고, 반대로 태양 활동이 약해지면 은하 우주선의 유입량이 늘어난다.[73] 혜성의 꼬리가 항상 태양 반대 방향으로 길게 늘어지는 이유 중 하나도 혜성 핵에서 증발한 물질이 태양풍에 의해 밀려나기 때문이다. 달과 같이 대기와 자기장이 없는 천체 표면에는 수십억 년 동안 태양풍 입자들이 직접 쌓여왔으며, 특히 미래의 핵융합 연료로 주목받는 헬륨-3이 달 표면에 풍부하게 존재한다는 사실이 확인되어 달 자원 개발의 중요한 목표 중 하나가 되고 있다.[81]
4. 1. 고속 및 저속 태양풍
태양풍은 속도, 온도, 밀도 등 여러 특성에서 차이를 보이는 고속 태양풍(fast solar wind)과 저속 태양풍(slow solar wind)으로 크게 나눌 수 있다.[36] 지구 근처에서 관측했을 때, 저속 태양풍은 300–500 km/s의 속도와 약 10만 K의 온도를 가지며, 그 구성은 코로나와 매우 유사하다. 반면에 고속 태양풍은 일반적으로 약 750 km/s의 속도와 약 80만 K의 온도를 가지며, 태양의 광구 구성과 거의 일치한다.[36] 또한 저속 태양풍은 고속 태양풍보다 밀도가 약 두 배 높고 변동성도 더 크다.[37][38]| 특징 | 저속 태양풍 | 고속 태양풍 |
|---|---|---|
| 300–500 km/s[36] (지구 근처) 200–600 km/s (황도면)[34] | 약 750 km/s[36] (지구 근처) 600–800 km/s (황도면 바깥)[34] | |
| 약 10만 K[36] | 약 80만 K[36] | |
| 고속 태양풍의 약 2배[37][38] | 상대적으로 낮음 | |
| 높음[37][38] | 낮음 (일정)[34] | |
| 코로나와 유사[36] | 광구와 유사[36] | |
| 스트리머 벨트 (추정)[39][40][41] 황도면 근처[34] | 코로나 홀[42] 황도면 바깥[34] | |
| 태양 활동 최소기: 위도 30–35° 태양 활동 최대기: 극지방까지 확장[1] | 주로 태양의 자기 극 주변[43] |
저속 태양풍은 주로 황도면, 즉 태양권 전류편 근처에서 관측되며 속도는 200-600 km/s 범위에서 매일 심하게 변동한다.[34] 이 태양풍은 태양의 적도대 주변에 위치한 "스트리머 벨트"에서 기원하는 것으로 보인다. 이 영역은 코로나 스트리머가 태양권으로 열린 자기력선이 닫힌 자기 고리 위로 드리워지면서 생성된다. 그러나 저속 태양풍 생성에 관여하는 정확한 코로나 구조와 물질 방출 메커니즘은 아직 명확히 밝혀지지 않았다.[39][40][41] 1996년부터 2001년까지의 태양 관측 결과에 따르면, 저속 태양풍 방출은 태양 활동 최소기(태양 활동이 가장 낮은 시기)에는 위도 30~35°까지 발생했으며, 태양 주기가 최대에 가까워짐에 따라 극지방으로 확장되었다. 태양 활동 최대기에는 극지방에서도 저속 태양풍이 방출되었다.[1]
반면, 고속 태양풍은 주로 황도면 바깥에서 관측되며, 600-800 km/s의 속도로 일정하고 빠르게 흐른다.[34] 이 태양풍은 코로나 홀에서 발생하는 것으로 알려져 있다.[42] 코로나 홀은 태양의 자기장에서 열린 자기력선이 깔때기 모양으로 분포하는 영역으로,[43] 특히 태양의 자기 극 주변에서 두드러지게 나타난다. 고속 태양풍의 플라스마 원천은 태양 대기의 대류 세포에 의해 생성된 작은 자기장이다. 이 자기장은 플라스마를 가두고 광구 위 20000km 상공에 위치한 코로나 깔때기의 좁은 목 부분으로 수송한다. 이후 자기력선이 재결합할 때 플라스마가 깔때기를 통해 방출되어 고속 태양풍을 형성한다.[44]
최근(2023년 3월) 태양의 극자외선 관측 결과는 태양풍의 발생 메커니즘에 대한 새로운 단서를 제공했다. 소규모 자기 재연결이 나노플레어(Nanoflare) 무리 형태로 나타나는, 즉각적인 제트 활동(jetlets)이 뜨거운 플라스마와 알벤파(Alfvén wave)의 단명한 흐름을 태양 코로나 기저부에서 생성하며, 이것이 태양풍의 원동력이 될 수 있음을 시사한다. 이러한 활동은 태양풍 내부에서 관측되는 자기장 방향의 급격한 변화 현상인 자기 스위치백(magnetic switchback)과도 관련이 있을 수 있다.[34][35]
4. 2. 속도 및 밀도
지구 궤도 근처(1 천문단위(AU))에서 플라스마는 250~750 km/s의 속도로 흐르며, 밀도는 입방 센티미터당 3~10개의 입자, 온도는 10,000,000~1,000,000,000 범위이다.[45] 지구 근처에서 관측되는 태양풍의 평균 속도는 약 450 km/s이다. 태양은 매 초 약 10억 킬로그램(1 테라그램)의 물질을 태양풍을 통해 방출한다.평균적으로 플라스마 밀도는 태양으로부터의 거리 제곱에 반비례하여 감소하며,[46] 속도는 태양으로부터 멀어지면서 점차 일정해지는 경향을 보여 1 AU 근처에서 평탄해진다.[46]
보이저 1호와 보이저 2호는 80~120 AU 거리에서 0.001~0.005 입자/cm³ 사이의 플라스마 밀도를 보고했으며,[47] 태양권계면(heliopause)을 넘어 120 AU 이상 거리에서는 밀도가 0.05~0.2 입자/cm³으로 급격히 증가한다.[47]
4. 3. 압력
1 천문단위(AU) 거리에서 태양풍이 가하는 압력은 일반적으로 1~6 nPa (1~6 × 10-9 N/m2) 정도이지만,[48] 이 범위를 벗어나는 경우도 흔하게 발생한다. 태양풍의 압력은 태양권 대부분의 영역에서 자기압보다 더 우세하다.태양풍의 동압(Dynamic pressure)은 속도와 밀도에 따라 결정되며, 공식은 다음과 같다.
:
여기서 각 기호는 다음을 의미한다.[49]
4. 4. 코로나 질량 방출 (CME)
코로나 질량 방출(Coronal Mass Ejection, CME)은 태양에서 발생하는 크고 빠른 플라스마 폭발 현상으로, 태양의 자기장 에너지가 방출되면서 발생한다. CME는 때때로 "태양 폭풍" 또는 "우주 폭풍"으로 불리기도 하며, 태양 플레어와 연관되어 나타나는 경우도 있지만 항상 그런 것은 아니다.
CME가 태양권으로 퍼져나가면 행성간 코로나 질량 방출(Interplanetary CME, ICME)이라고 부른다. ICME는 태양권의 얇은 플라스마 속에서 충격파를 일으키고, 전자기파를 발생시키며 양성자나 전자와 같은 입자들을 가속시킨다. 이렇게 가속된 입자들은 ICME가 도달하기 전에 먼저 전리 방사선의 형태로 나타나기도 한다.[50]
ICME가 지구의 자기권에 도달하면 지구 자기장을 일시적으로 교란시켜 지자기 폭풍을 일으킨다. 이때 나침반 바늘의 방향이 바뀌거나 지표면에 강한 전류가 유도되기도 한다. 또한, ICME는 지구 자기권의 밤 방향으로 길게 늘어선 부분인 자기꼬리에서 자기 재결합 현상을 유발할 수 있다. 이 과정에서 고에너지 입자들이 지구 대기로 쏟아져 내리면서 오로라를 만들어낸다.
CME는 복잡한 내부 구조를 가진다. 일반적으로 뜨겁고 압축된 고도의 난류 플라스마 영역인 '시스'(sheath)가 먼저 도착하고, 그 뒤를 이어 상대적으로 차갑고 강한 자기장을 가진 플라스마 덩어리인 '자기 구름'(magnetic cloud) 또는 '방출물'(ejecta)이 따라온다.[51] 이 시스와 방출물은 지구 자기권과 우주 기상, 예를 들어 밴 앨런 방사선대의 변화 등에 각기 다른 방식으로 영향을 미친다.[52]
CME 외에도 우주 기상에 영향을 미치는 요인은 더 있다. 태양의 각기 다른 지역에서 방출되는 태양풍은 속도와 밀도가 조금씩 다른데, 빠르게 움직이는 태양풍이 느리게 움직이는 태양풍을 따라잡으면서 '공동 회전 상호 작용 영역'(corotating interaction region, CIR)이라는 난류 영역을 형성한다. 이 영역 역시 파동과 가속 입자를 만들어 지구 자기권에 영향을 주지만, 그 영향은 보통 CME보다 약한 편이다.
4. 5. 자기 스위치백
자기 스위치백(Magnetic switchback)은 태양풍의 자기장이 갑자기 역전되는 현상을 말한다.[53] 이는 태양풍 내에서 자기장이 스스로 뒤로 휘어지게 만드는 이동하는 교란 현상으로 설명되기도 한다. 이 현상은 태양의 극점을 통과한 최초의 우주선인 NASA-ESA의 ''율리시스'' 임무 수행 중 처음 관측되었다.[54][55] 이후 파커 태양 탐사선이 2018년에 스위치백 현상을 상세히 관측했다.[54]
2023년 3월 태양의 극자외선 관측 결과에 따르면, 태양 코로나 기저부에서 발생하는 소규모 자기 재연결 현상이 나노플레어(Nanoflare) 무리 형태의 제트 활동(jetlets)으로 나타나며, 이는 뜨거운 플라스마와 알벤파(Alfvén wave)의 짧은 흐름을 만들어낸다. 이러한 제트 활동이 태양풍의 주요 원동력 중 하나일 수 있으며, 자기 스위치백 현상과도 관련이 있을 가능성이 제기되었다.[34][35]
5. 태양계에 미치는 영향
태양풍은 태양 코로나에서 방출되는 플라스마 입자의 흐름으로,[73][77] 태양계 전체에 걸쳐 다양한 영향을 미친다. 태양풍은 태양 자체의 자전 속도에도 영향을 미쳐, 태양의 수명 동안 표면층의 회전 속도를 상당히 감소시켰다.[56]
태양풍은 혜성의 꼬리 형성에 중요한 역할을 한다. 혜성 표면에서 증발한 물질이 태양풍에 의해 밀려나면서 항상 태양 반대 방향으로 긴 꼬리가 만들어진다.[57] 또한, 태양풍은 태양계 외부에서 들어오는 고에너지 입자인 은하 우주선을 막아주는 방패 역할을 하기도 한다. 태양 활동이 활발해 태양풍이 강해지면 지구에 도달하는 은하 우주선의 양이 줄어들고, 반대로 태양 활동이 잠잠해지면 그 양이 늘어난다.[73] 이는 보이저 탐사선이 태양계를 벗어나면서 점차 강한 은하 우주선을 관측함으로써 확인되었다. 지구에서 관측되는 전파 신호가 변동하는 성간섬광 현상에도 태양풍이 영향을 미친다.[58]
때때로 태양에서는 코로나질량방출(CME)이라는 거대한 플라스마 구름이 방출되는데, 이것이 행성 간 공간으로 퍼져나가는 것을 행성간 코로나질량방출(ICME)이라고 한다. ICME는 종종 "태양폭풍" 또는 "우주폭풍"으로 불리며, 행성 간 공간에 충격파를 형성하고 양성자나 전자와 같은 입자들을 가속시킨다. 이러한 ICME나 태양풍의 속도, 밀도, 방향 및 포함된 자기장의 변화는 지구 주변의 우주 기상에 큰 영향을 미치며, 때로는 전리복사 수준이나 전파 간섭을 평소보다 수백 배에서 수천 배까지 증가시킬 수 있다.
5. 1. 자기권
태양풍이 잘 발달된 자기장을 가진 행성(예: 지구, 목성, 토성)과 만나는 지점에서, 플라스마 입자들은 로렌츠 힘에 의해 방향이 바뀐다. 지구자기권으로 알려진 이 영역은 태양풍 입자가 대기나 표면에 직접 충돌하는 것을 막고 행성 주위를 돌도록 유도한다. 지구자기권은 태양을 향한 쪽은 대략 반구 모양을 하고 있으며, 태양 반대쪽으로는 마치 혜성의 꼬리처럼 길게 늘어진 형태를 띤다. 이 영역의 경계를 자기권계면이라고 부르는데, 일부 태양풍 입자는 자기력선의 부분적인 자기 재결합을 통해 이 경계를 넘어 지구자기권 내부로 침투할 수 있다.[31]
태양풍은 지구 자기권의 전반적인 형태를 결정짓는 주요 요인이다. 태양풍의 속도, 밀도, 방향 및 포함된 행성간 자기장(IMF)의 변동은 지구 주변의 국지적인 우주 환경, 즉 우주 기상에 큰 영향을 미친다. 예를 들어, 이온화 방사선 수준이나 전파 간섭 정도는 태양풍의 상태에 따라 평소보다 수백 배에서 수천 배까지 변할 수 있다. 또한, 자기권계면과 그 앞쪽에 형성되는 활 모양의 충격파의 형태와 위치는 지구 반지름의 몇 배에 달하는 거리만큼 변하기도 하며, 이로 인해 정지궤도에 있는 인공위성들이 직접적인 태양풍에 노출될 위험도 있다.
유럽우주국(ESA)의 클러스터(Cluster) II 임무를 통한 연구는 기존의 생각보다 태양풍 입자가 지구자기권으로 더 쉽게 침투할 수 있다는 가능성을 제시했다. 과학자들은 태양풍 내에서 예상치 못했던 특정 종류의 파동을 직접 관측했는데, 이 파동들이 자기권계면에서 켈빈-헬름홀츠 불안정성을 유발하여 태양풍 입자가 자기권 안으로 들어올 수 있는 경로를 만드는 것으로 보인다. 이는 지구자기권이 완벽한 방어막이라기보다는 일종의 필터처럼 작동할 수 있음을 시사한다. 이러한 발견은 4개의 동일한 클러스터 위성이 지구 자기권과 행성간 공간을 오가며 얻은 3차원 데이터를 통해 가능했다. 이 연구는 켈빈-헬름홀츠 파동이 특정 행성간 자기장(IMF) 조건 하에서, 심지어 이전에는 파동 생성이 어려울 것으로 여겨졌던 고위도 지역에서도 발생하며, 태양풍 입자가 지구 자기권으로 유입되는 비교적 일반적이고 지속적인 경로일 수 있음을 보여준다.[59]
고속 및 저속 태양풍 흐름 외에도, 코로나질량방출(CME)이 행성간 공간으로 퍼져나가는 행성간 코로나질량방출(ICME) 현상은 지구 자기권에 큰 영향을 미친다. ICME는 때때로 "태양 폭풍" 또는 "우주 폭풍"으로 불리며, 태양 표면의 태양 플레어와 연관되어 발생하기도 한다. ICME가 지구 자기권에 충돌하면, 순간적으로 지구 자기장을 교란시켜 지자기폭풍을 일으킨다. 이때 나침반 바늘이 흔들리거나 지표면에 유도 전류가 흐르기도 한다. 또한 ICME는 지구 반대편의 길게 늘어진 자기권 꼬리 부분에서 자기 재결합을 유발할 수 있는데, 이 과정에서 고에너지의 양성자와 전자가 지구 대기 상층부로 쏟아져 내려와 극지방에서 아름다운 오로라를 만들어낸다.
5. 2. 대기
태양풍은 다른 유입되는 우주선과 상호작용하여 행성 대기에 영향을 미친다. 특히, 자기권이 약하거나 존재하지 않는 행성은 태양풍에 의한 대기 삭마의 영향을 받는다.금성은 지구와 가장 가깝고 가장 유사한 행성이지만, 지구보다 100배 더 밀도가 높은 대기를 가지고 있으며 자기장은 거의 없다. 우주 탐사선은 금성에서 지구 궤도까지 뻗어나가는 혜성과 같은 꼬리를 발견했는데, 이는 태양풍과의 상호작용 결과로 여겨진다.[60] 또한, 과거에는 태양풍이 현재보다 훨씬 강했을 것으로 추정되는데, 이는 당시 금성 대기에 큰 영향을 미쳤을 가능성이 있다.
화성은 수성보다 크고 태양으로부터 네 배 더 멀리 떨어져 있지만, 태양풍이 원래 대기의 최대 3분의 1을 벗겨낸 것으로 생각된다.[61] 이로 인해 현재 화성의 대기 밀도는 지구의 1/100 수준에 불과하다. 이러한 대기 삭마의 메커니즘은 화성 대기의 일부가 자기장 거품에 갇힌 뒤, 태양풍에 의해 뜯겨 나가는 것으로 여겨진다.[61] 2015년 NASA의 MAVEN 임무는 태양풍이 화성을 지나면서 운반하는 자기장이 화성 주변에 전기장을 생성하는 방식으로 대기 삭마율을 측정했다. 이 전기장은 이온(전하를 띤 기체 원자)을 화성의 상층 대기에서 가속시켜 우주 공간으로 방출한다.[62] MAVEN 임무는 이 과정을 통해 화성 대기가 매초 약 100g씩 손실되고 있음을 측정했다.[63]
반면, 지구는 강력한 지구 자기장 덕분에 태양풍으로부터 상당 부분 보호받고 있으며, 지구 자기권은 대부분의 대전 입자를 막아낸다. 그러나 일부 대전 입자는 밴앨런 방사선대에 갇히거나, 자기력선을 따라 지구의 상층 대기와 전리층의 오로라 발생 지역으로 이동한다. 지구에서 태양풍을 관측할 수 있는 대표적인 현상은 오로라와 지자기 폭풍이다. 밝은 오로라는 전리층을 강하게 가열하여 플라스마가 자기권으로 팽창하게 하고, 이는 플라스마 지구권의 크기를 증가시키며 대기 물질을 태양풍으로 방출시키는 결과를 낳을 수 있다. 지자기 폭풍은 자기권 내부에 포함된 플라스마의 압력이 충분히 커져 지구 자기장을 팽창시키고 왜곡시킬 때 발생한다.
5. 3. 달과 행성 표면
수성은 태양에 가장 가까운 행성으로, 태양풍의 영향을 직접적으로 받는다. 수성의 대기는 매우 희박하고 일시적이어서 표면은 강한 방사선에 노출되어 있다.수성은 고유한 자기장을 가지고 있어, 일반적인 상황에서는 태양풍이 자기권 안으로 침투하는 것을 막아준다. 이 경우 태양풍 입자는 주로 자기권의 특정 영역(커스프)을 통해서만 표면에 도달할 수 있다. 그러나 코로나 질량 방출과 같은 강력한 태양 활동이 발생하면, 자기권계면이 행성 표면까지 밀려날 수 있다. 이런 상황에서는 태양풍이 수성 표면과 직접적으로 상호작용하게 된다.
지구의 달은 대기나 고유 자기장이 없기 때문에, 표면이 태양풍에 그대로 노출된다. 아폴로 계획 임무 당시에는 태양풍 입자를 채집하기 위해 알루미늄으로 만든 수집 장치(SWC 실험)를 달 표면에 설치하기도 했다.
지구로 가져온 달 토양을 분석한 결과, 달 표면의 레골리스에는 태양풍에 의해 운반되어 쌓인 원자핵들이 풍부하게 포함되어 있다는 사실이 확인되었다. 이러한 원소들은 미래의 달 탐사에서 유용한 자원으로 활용될 가능성이 있다.[64] 특히 핵융합 연료로 주목받는 헬륨-3이 달 표면에 풍부하게 존재한다는 점이 밝혀지면서, 이를 확보하는 것이 달 개발의 중요한 목표 중 하나로 여겨지고 있다.
6. 한계
태양풍의 영향력이 미치는 범위에는 안쪽과 바깥쪽 경계가 존재한다. 안쪽 경계는 태양의 코로나가 끝나고 본격적인 태양풍이 시작되는 지점으로, 알벤면이라 불린다. 바깥쪽 경계는 태양풍이 성간매질과 만나 더 이상 뻗어나가지 못하는 지점으로, 태양권의 가장자리인 헬리오포즈에 해당한다. 이 두 경계는 태양풍이 미치는 공간적 범위를 정의하는 중요한 기준이 된다.
6. 1. 알벤면
알벤면(Alfvén surface)은 코로나와 태양풍을 구분하는 경계면으로, 코로나 플라즈마의 알벤 속도와 대규모 태양풍 속도가 같아지는 지점으로 정의된다.[65][66]
연구자들은 태양의 알벤 임계면(Alfvén critical surface)이 정확히 어디에 있는지 확신하지 못했으며, 코로나의 원격 이미지를 기반으로 태양 표면으로부터 10~20 태양 반지름 사이 어딘가에 위치할 것으로 추정했다. 2021년 4월 28일, NASA의 파커 태양 탐사선은 태양의 8번째 근접 비행 중 18.8 태양 반지름 지점에서 특정 자기 및 입자 조건을 관측하여 알벤면을 통과했음을 확인했다.[67]
6. 2. 외부 한계
태양풍은 성간매질(은하에 희박하게 퍼져있는 수소 및 헬륨 가스) 속에서 일종의 "거품"과 같은 태양권을 형성한다.[73] 태양풍의 힘이 더 이상 성간매질을 밀어낼 수 없는 지점을 헬리오포즈(Heliopause)라고 부르며, 이는 종종 태양계의 가장 바깥쪽 경계로 여겨진다.[68]
태양권계면까지의 정확한 거리는 알려져 있지 않다. 이는 태양풍의 속도와 성간매질의 국지적인 밀도에 따라 크게 변동하는 것으로 생각되지만, 일반적으로 명왕성 궤도보다 훨씬 더 먼 거리에 위치하는 것으로 추정된다.[68] 과학자들은 2008년 10월에 발사된 성간 경계 탐사선(IBEX) 임무를 통해 얻은 데이터를 활용하여 태양권계면에 대한 이해를 높이고자 한다.
태양권계면은 카이퍼대나 태양의 중력적 영향이 다른 별들의 중력적 영향과 균형을 이루는 지점과 더불어 태양계의 범위를 정의하는 하나의 기준으로 간주된다.[68] 태양의 중력 영향이 미치는 최대 범위는 약 50000 AU에서 2 광년 사이로 추정되는 반면, 태양권(헬리오스피어)의 외부 경계인 태양권계면은 보이저 1호 우주선에 의해 약 120 AU 거리에서 감지되었다.[69]
보이저 2호 우주선은 2007년 8월 30일부터 12월 10일 사이에 종단 충격파를 다섯 번 이상 통과했다.[70] 보이저 2호는 보이저 1호가 종단 충격파를 만났던 13.5 Tm 거리보다 태양에 더 가까운 지점에서 충격파를 통과했다.[71][72] 이 우주선은 종단 충격파를 지나 헬리오시스를 통과하여 성간매질을 향해 계속 나아가고 있다.
태양풍은 태양계 외부에서 오는 은하 우주선의 유입을 막는 역할을 하기도 한다. 태양 활동이 활발한 극대기에는 태양풍이 강해져 은하 우주선량이 최소가 되고, 태양 활동이 약한 극소기에는 은하 우주선량이 최대가 된다. 이는 태양풍이 지구를 포함한 태양계 내부를 은하 우주선으로부터 어느 정도 보호하고 있음을 시사한다.[73] 보이저 탐사선들은 태양계를 벗어나면서 점차 강해지는 은하 우주선을 관측하고 있다.
7. 주요 태양풍 사건과 한국에 미친 영향
- 1859년 - 역사상 기록된 최대 규모의 태양풍(태양폭풍)이 발생하였다. 미국 국립 과학 아카데미는 같은 규모의 태양풍이 다시 발생할 경우 약 2조달러의 경제적 손실이 발생할 것이라고 추산하고 있다.[82]
- 1989년 3월 - 캐나다 퀘벡주에서 약 600만 가구가 정전 등의 피해를 입었고, 복구에 수개월이 걸렸다. 태양풍으로 인한 지자기의 교란으로 송전선에 예상치 못한 유도전류가 흘러 시스템이 다운된 것이다.[83](1989년 3월 지자기 폭풍)
- 2020년 2월 - 스페이스X가 발사를 진행하고 있던 스타링크 위성 중 최대 40기가 위성궤도에서 이탈하는 사고가 발생했다. 태양풍에 의한 지자기 교란이 영향을 준 것으로 보인다.[84]
- 2024년 5월 - 태양플레어로 인해 미국의 전력 시스템과 GPS 등에서 이상이 보고되었다.[85] 데린저 현상이 관측되었다.[86]
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