행성간 자기장
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1. 개요
행성간 자기장(IMF)은 태양 코로나에서 태양풍 플라즈마에 의해 끌려 나와 형성되는 자기장이다. 태양풍은 코로나에서 가속되면서 로렌츠 힘 상호 작용을 통해 자기장에서 에너지를 추출하여 IMF를 형성하며, 이로 인해 IMF는 태양에서 최대 160 AU 떨어진 곳에서 초음속이 될 수 있다. 태양계 대부분에서 IMF는 아르키메데스 나선 패턴으로 끌려가며, 지구 근처에서는 태양-지구선과 약 45°의 각도를 이룬다. IMF는 "우주 날씨"에 따라 변동하며, 1997년부터 ACE 위성, 2016년부터 DSCOVR 위성을 통해 실시간으로 모니터링되고 있다.
코로나와 태양풍 플라즈마는 전기 전도성이 매우 높아, 자기력선과 플라즈마 흐름이 사실상 함께 "고정"[3][4]되어, 관심 있는 시간 척도에서는 자기장이 플라즈마를 통해 확산하기 어렵다. 태양계(헬리오스피어) 대부분에서 바람의 역학적 압력이 자기 압력보다 우세하므로, 자기장은 바깥쪽 운동과 태양 자전의 조합에 의해 아르키메데스 나선 패턴(파커 나선[6])으로 끌려간다. 지구 근처에서 행성간 자기장(IMF)은 보통 지구-태양선과 약 45° 각도를 이루지만, 이 각도는 태양풍 속도에 따라 달라진다. 광구 발점의 속도가 감소하면 IMF의 반경 방향 각도는 헬리오 위도에 따라 감소한다.
2. 코로나와 태양풍 플라스마
광구 발점의 극성에 따라 헬리오스피어 자기장은 안쪽 또는 바깥쪽으로 나선형을 이룬다. 자기장은 헬리오스피어 북쪽과 남쪽 부분에서 같은 나선형 모양을 따르지만, 반대 방향의 자기장을 갖는다. 이 두 자기 영역은 전류판 (굽은 평면에 국한된 전류)에 의해 분리된다. 이 헬리오스피어 전류판은 꼬인 발레리나 치마와 비슷한 모양을 가지며, 태양 자기장이 약 11년마다 반전되면서 태양 주기를 통해 모양이 바뀐다.
2. 1. 코로나에서의 자기장
태양 코로나와 태양풍 플라즈마는 전기 전도성이 매우 높아, 자기력선과 플라즈마 흐름이 사실상 함께 "고정"[3][4]되어 자기장이 플라즈마를 통해 확산할 수 없다. 태양 코로나에서 자기 압력은 플라즈마 압력을 훨씬 초과하므로 플라즈마는 주로 자기장에 의해 구조화되고 제한된다. 그러나 코로나를 통해 고도가 증가함에 따라 태양풍은 로렌츠 힘 상호 작용을 통해 자기장에서 에너지를 추출하면서 가속되어, 흐름 운동량이 구속 자기 장력을 초과하게 되고, 코로나 자기장은 태양풍에 의해 끌려나와 행성간 자기장(IMF)을 형성한다.[5]
2. 2. 태양풍 가속과 행성간 자기장 형성
코로나와 태양풍 플라즈마는 전기 전도성이 매우 높아, 자기력선과 플라즈마 흐름이 사실상 함께 "고정"[3][4]되어 자기장이 관심 있는 시간 척도로 플라즈마를 통해 확산할 수 없다. 태양 코로나에서 자기 압력은 플라즈마 압력을 훨씬 초과하므로 플라즈마는 주로 자기장에 의해 구조화되고 제한된다. 그러나 코로나를 통해 고도가 증가함에 따라 태양풍은 로렌츠 힘 상호 작용을 통해 자기장에서 에너지를 추출하면서 가속되어, 흐름 운동량이 구속 자기 장력을 초과하게 되고, 코로나 자기장은 태양풍에 의해 끌려 나와 행성간 자기장(IMF)을 형성한다. 이러한 가속으로 인해 행성간 자기장은 태양으로부터 최대 160 AU 떨어진 곳에서 국소적으로 초음속이 되는 경우가 많다.[5]
태양계(또는 헬리오스피어)의 대부분에서 바람의 역학적 압력이 자기 압력보다 우세하므로, 자기장은 바깥쪽 운동과 태양 자전의 조합에 의해 아르키메데스 나선 패턴(파커 나선[6])으로 끌려간다. 지구 근처 공간에서 행성간 자기장은 일반적으로 지구-태양선과 약 45°의 각도를 이루지만, 이 각도는 태양풍 속도에 따라 달라진다. 광구 발점의 속도가 감소함에 따라 행성간 자기장의 반경 방향에 대한 각도는 헬리오 위도에 따라 감소한다.
광구 발점의 극성에 따라 헬리오스피어 자기장은 안쪽 또는 바깥쪽으로 나선형을 이룬다. 자기장은 헬리오스피어의 북쪽과 남쪽 부분에서 동일한 나선형 모양을 따르지만, 반대 방향의 자기장을 갖는다. 이 두 자기 영역은 전류판 (굽은 평면에 국한된 전류)에 의해 분리된다. 이 헬리오스피어 전류판은 꼬인 발레리나 치마와 유사한 모양을 가지며, 태양의 자기장이 약 11년마다 반전되면서 태양 주기를 통해 모양이 바뀐다.
2. 3. 초음속 태양풍
코로나와 태양풍 플라즈마는 전기 전도성이 매우 높아, 자기력선과 플라즈마 흐름이 사실상 함께 "고정"[3][4]되어, 자기장이 플라즈마를 통해 확산될 수 없다. 태양 코로나에서 자기 압력은 플라즈마 압력을 훨씬 초과하므로 플라즈마는 주로 자기장에 의해 구조화되고 제한된다. 그러나 코로나를 통해 고도가 증가함에 따라 태양풍은 로렌츠 힘 상호 작용을 통해 자기장에서 에너지를 추출하면서 가속되어, 흐름 운동량이 구속 자기 장력을 초과하게 되고, 코로나 자기장은 태양풍에 의해 끌려 나와 행성간 자기장(IMF)을 형성한다. 이러한 가속으로 인해 행성간 자기장(IMF)은 태양으로부터 최대 160 AU 떨어진 곳에서 국소적으로 초음속이 되는 경우가 많다.[5]
3. 지구 궤도에서의 자기장
행성간 매질의 플라스마는 지구 궤도에서 태양 자기장의 강도가 원래 예상했던 것보다 100배 이상 강한 이유이기도 하다. 우주가 진공이라면, 태양 표면에서 약 100uT인 태양의 자기 쌍극자장은 거리의 역 세제곱에 따라 약 0.01nT로 감소할 것이다. 그러나 위성 관측에 따르면 약 100배 더 강한 약 1nT이다.[7] 자기유체역학(MHD) 이론은 자기장 내에서 전도성 유체(예: 행성간 매질)의 움직임이 전기 전류를 유도하고, 이는 다시 자기장을 생성한다고 예측한다. 이 측면에서 MHD 다이나모와 같은 역할을 한다.
지구 궤도에서의 행성간 자기장은 "우주 날씨"라고 알려진 태양풍의 파동 및 기타 교란에 따라 달라지며, 1997년부터 첨단 조성 탐사선(ACE) 위성과 심우주 기후 관측소(DSCOVR) 위성에 의해 모니터링되고 있다.[8]
3. 1. 자기장의 강도와 변동
행성간 매질의 플라스마는 지구 궤도에서 태양 자기장의 강도가 원래 예상했던 것보다 100배 이상 강한 이유이기도 하다. 우주가 진공이라면, 태양 표면에서 약 0.001조인 태양의 자기 쌍극자장은 거리의 역 세제곱에 따라 약 1e-10조로 감소할 것이다. 그러나 위성 관측에 따르면 약 100배 더 강한 약 1e-8조이다. 자기유체역학(MHD) 이론은 자기장 내에서 전도성 유체(예: 행성간 매질)의 움직임이 전기 전류를 유도하고, 이는 다시 자기장을 생성한다고 예측한다. 이 측면에서 MHD 다이나모와 같은 역할을 한다.
지구 궤도에서의 행성간 자기장은 "우주 날씨"라고 알려진 태양풍의 파동 및 기타 교란에 따라 달라진다. 자기장은 벡터로, 방사형 및 방위각 방향의 성분과 황도면에 수직인 성분을 갖는다. 지구 근처의 자기장 강도는 1nT에서 37nT 사이에서 변동하며, 평균 약 6nT이다.[7] 1997년부터 태양 자기장은 태양-지구 라그랑주 점 L1의 헤일로 궤도에 위치한 첨단 조성 탐사선(ACE) 위성에 의해 실시간으로 모니터링되어 왔으며, 2016년 7월부터는 태양-지구 L1에 위치한 심우주 기후 관측소(DSCOVR) 위성에 의해 모니터링되고 있다(ACE는 백업 측정 장치로 계속 사용).[8]
3. 2. 자기장의 구조
행성간 매질의 플라스마는 지구 궤도에서 태양 자기장의 강도가 원래 예상했던 것보다 100배 이상 강한 이유이기도 하다. 우주가 진공이라면, 태양 표면에서 약 100uT인 태양의 자기 쌍극자장은 거리의 역 세제곱에 따라 약 0.01nT로 감소할 것이다. 그러나 위성 관측에 따르면 약 100배 더 강한 약 1nT이다.[7] 자기유체역학(MHD) 이론은 자기장 내에서 전도성 유체(예: 행성간 매질)의 움직임이 전기 전류를 유도하고, 이는 다시 자기장을 생성한다고 예측한다. 이 측면에서 MHD 다이나모와 같은 역할을 한다.
지구 궤도에서의 행성간 자기장은 "우주 날씨"라고 알려진 태양풍의 파동 및 기타 교란에 따라 달라진다. 자기장은 벡터로, 방사형 및 방위각 방향의 성분과 황도면에 수직인 성분을 갖는다. 지구 근처의 자기장 강도는 1nT~37nT 사이에서 변동하며, 평균 약 6nT이다.[7] 1997년부터 태양 자기장은 태양-지구 라그랑주 점 L1의 헤일로 궤도에 위치한 첨단 조성 탐사선(ACE) 위성에 의해 실시간으로 모니터링되어 왔으며, 2016년 7월부터는 태양-지구 L1에 위치한 심우주 기후 관측소(DSCOVR) 위성에 의해 모니터링되고 있다(ACE는 백업 측정 장치로 계속 사용).[8]
3. 3. 자기장 관측
행성간 매질의 플라스마는 지구 궤도에서 태양 자기장의 강도가 원래 예상했던 것보다 100배 이상 강한 이유이기도 하다. 우주가 진공이라면, 태양 표면에서 약 0.001조인 태양의 자기 쌍극자장은 거리의 역 세제곱에 따라 약 1e-10조로 감소할 것이다. 그러나 위성 관측에 따르면 약 100배 더 강한 약 1e-8조이다. 자기유체역학(MHD) 이론은 자기장 내에서 전도성 유체(예: 행성간 매질)의 움직임이 전기 전류를 유도하고, 이는 다시 자기장을 생성한다고 예측한다. 이 측면에서 MHD 다이나모와 같은 역할을 한다.
지구 궤도에서의 행성간 자기장은 "우주 날씨"라고 알려진 태양풍의 파동 및 기타 교란에 따라 달라진다. 자기장은 벡터로, 방사형 및 방위각 방향의 성분과 황도면에 수직인 성분을 갖는다. 지구 근처의 자기장 강도는 1nT~37nT 사이에서 변동하며, 평균 약 6nT이다.[7] 1997년부터 태양 자기장은 태양-지구 라그랑주 점 L1의 헤일로 궤도에 위치한 첨단 조성 탐사선(ACE) 위성에 의해 실시간으로 모니터링되어 왔으며, 2016년 7월부터는 태양-지구 L1에 위치한 심우주 기후 관측소(DSCOVR) 위성에 의해 모니터링되고 있다(ACE는 백업 측정 장치로 계속 사용).[8]
4. 자기장의 나선형 구조
코로나와 태양풍 플라즈마는 전기 전도성이 매우 높아, 자기력선과 플라즈마 흐름이 사실상 함께 "고정"[3][4]되어 자기장이 관심 있는 시간 척도로 플라즈마를 통해 확산할 수 없다. 태양 코로나에서 자기 압력은 플라즈마 압력을 훨씬 초과하므로 플라즈마는 주로 자기장에 의해 구조화되고 제한된다. 그러나 코로나를 통해 고도가 증가함에 따라 태양풍은 로렌츠 힘 상호 작용을 통해 자기장에서 에너지를 추출하면서 가속되어, 흐름 운동량이 구속 자기 장력을 초과하게 되고, 코로나 자기장은 태양풍에 의해 끌려 나와 행성간 자기장(IMF)을 형성한다. 이러한 가속으로 인해 IMF는 태양으로부터 최대 160 AU 떨어진 곳에서 국소적으로 초음속이 되는 경우가 많다.[5]
지구 근처 공간에서 IMF는 일반적으로 지구-태양선과 약 45°의 각도를 이루지만, 이 각도는 태양풍 속도에 따라 달라진다. 광구 발점의 속도가 감소함에 따라 IMF의 반경 방향에 대한 각도는 헬리오 위도에 따라 감소한다.
4. 1. 헬리오스피어 전류판
코로나와 태양풍 플라즈마는 전기 전도성이 매우 높아, 자기력선과 플라즈마 흐름이 사실상 함께 "고정"[3][4]되어 자기장이 관심 있는 시간 척도로 플라즈마를 통해 확산할 수 없다. 태양계(또는 헬리오스피어) 대부분에서 바람의 역학적 압력이 자기 압력보다 우세하므로, 자기장은 바깥쪽 운동과 태양 자전의 조합에 의해 아르키메데스 나선 패턴(파커 나선[6])으로 끌려간다.광구 발점의 극성에 따라 헬리오스피어 자기장은 안쪽 또는 바깥쪽으로 나선형을 이룬다. 자기장은 헬리오스피어의 북쪽과 남쪽 부분에서 동일한 나선형 모양을 따르지만, 반대 방향의 자기장을 갖는다. 이 두 자기 영역은 전류판 (굽은 평면에 국한된 전류)에 의해 분리된다. 이 헬리오스피어 전류판은 꼬인 발레리나 치마와 유사한 모양을 가지며, 태양의 자기장이 약 11년마다 반전되면서 태양 주기를 통해 모양이 바뀐다.
5. 자기유체역학(MHD)적 설명
행성간 매질의 플라스마는 지구 궤도에서 태양 자기장의 강도가 원래 예상했던 것보다 100배 이상 강한 이유이기도 하다. 우주가 진공이라면, 태양 표면에서 약 10-4 테슬라인 태양의 자기 쌍극자장은 거리의 역 세제곱에 따라 약 10-11 테슬라로 감소할 것이다. 그러나 위성 관측에 따르면 약 100배 더 강한 약 10-9 테슬라이다. 자기유체역학(MHD) 이론은 자기장 내에서 전도성 유체(예: 행성간 매질)의 움직임이 전기 전류를 유도하고, 이는 다시 자기장을 생성한다고 예측한다. 이 측면에서 MHD 다이나모와 같은 역할을 한다.
지구 궤도에서의 행성간 자기장은 "우주 날씨"라고 알려진 태양풍의 파동 및 기타 교란에 따라 달라진다. 자기장은 벡터로, 방사형 및 방위각 방향의 성분과 황도면에 수직인 성분을 갖는다. 지구 근처의 자기장 강도는 1nT에서 37nT 사이에서 변동하며, 평균 약 6nT이다.[7] 1997년부터 태양 자기장은 태양-지구 라그랑주 점 L1의 헤일로 궤도에 위치한 첨단 조성 탐사선(ACE) 위성에 의해 실시간으로 모니터링되어 왔으며, 2016년 7월부터는 태양-지구 L1에 위치한 심우주 기후 관측소(DSCOVR) 위성에 의해 모니터링되고 있다(ACE는 백업 측정 장치로 계속 사용).[8]
참조
[1]
이미지
helio.gif (350×273)
http://wso.stanford.[...]
[2]
논문
The Heliospheric Magnetic Field
2013-11-28
[3]
백과사전
Alfvén's Theorem and the Frozen Flux Approximation
Springer Netherlands
2007
[4]
서적
Introduction to Plasma Physics
http://dx.doi.org/10[...]
Cambridge University Press
2017-02-20
[5]
서적
The Solar Wind
http://dx.doi.org/10[...]
Cambridge University Press
2024-10-25
[6]
논문
Dynamics of the Interplanetary Gas and Magnetic Fields
http://cdsads.u-stra[...]
1958
[7]
웹사이트
interplanetary magnetic field (IMF)
http://pluto.space.s[...]
2020-02-11
[8]
웹사이트
The Interplanetary Magnetic Field (IMF)
https://www.spacewea[...]
2020-02-11
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