태양풍

Solar wind
이 기사는 태양으로부터 오는 항성풍에 관한 것이다.기타 용도는 태양풍(동음이의)을 참조한다.
율리시스의 태양풍속 관측은 태양최소기간의 태양위도의 함수이다.느린 바람( (400km/s)은 적도 지역에 국한되며,[1] 극지방에서는 빠른 바람(750750km/s)이 나타난다.빨간색/파란색은 태양권 자기장의 바깥쪽/안쪽 극성을 나타냅니다.
태양의 구조를 나타낸 그림

태양풍은 코로나라고 불리는 태양의 상층 대기에서 방출되는 하전 입자의 흐름이다.이 플라즈마는 대부분 0.5~10keV의 운동 에너지를 가진 전자, 양성자, 알파 입자로 구성되어 있다.태양풍 플라즈마의 구성은 또한 태양 플라즈마에서 발견되는 물질의 혼합을 포함한다: 극미량의 중이온과 C, N, O, Ne, Mg, Si, S, Fe와 같은 원자핵.또한 P, Ti, Cr, Fe와 Fe, Ni, Ni와 [2]Ni와 같은 다른 핵과 동위원소의 흔적은 더 드물다.태양풍 플라즈마와 겹치는 것은 행성간 자기장이다.[3]태양풍은 시간에 따라 그리고 태양 위도와 경도에 따라 밀도, 온도, 속도가 달라집니다.이것의 입자들은 코로나 자기장의 결과로 발생하는 높은 에너지 때문에 태양의 중력을 벗어날 수 있다.태양풍으로부터 코로나를 분리하는 경계를 알펜 표면이라고 합니다.

태양으로부터 몇 개의 태양 반지름 이상의 거리에서, 태양풍은 250-750 km/s의 속도에 도달하고 초음속이며,[4] 이는 빠른 자기 음파의 속도보다 더 빨리 움직인다는 것을 의미한다.종말 충격으로 태양풍의 흐름은 더 이상 초음속이 아니다.다른 관련 현상으로는 오로라, 태양으로부터 항상 떨어져 있는 혜성의 플라즈마 꼬리, 그리고 자기장선의 방향을 바꿀 수 있는 지자기 폭풍 등이 있다.

역사

지구로부터의 관측

태양에서 지구로 바깥쪽으로 흐르는 입자의 존재는 영국 천문학자 리처드 C에 의해 처음 제안되었다. 캐링턴.1859년, 캐링턴과 리처드 호지슨은 독립적으로 후에 태양 플레어라고 불리는 것을 처음으로 관찰했다.이것은 태양 원반의 갑작스런 국소적인 밝기 증가이며, 현재는[5] 종종 태양 대기에서 물질과 자속이 일시적으로 방출되는 것과 함께 일어나는 것으로 알려져 있으며, 이는 코로나 질량 방출로 알려져 있습니다.다음 날 강력한 지자기 폭풍이 관측되었고, Carrington은 연관성이 있을 것이라고 의심했다; 지자기 폭풍은 이제 지구 근방 공간에 코로나 질량 방출이 도착하고 지구 자기권과의 상호작용에 기인한다.아일랜드 학자인 조지 피츠제럴드는 나중에 물질이 태양으로부터 정기적으로 가속되어 며칠 [6]후에 지구에 도달하고 있다고 제안했다.

자기권이 태양풍에 미치는 영향에 대한 실험실 시뮬레이션. 이 오로라 같은 버켈랜드 전류는 테렐라, 즉 진공실에 자화된 양극 지구 안에서 생성되었습니다.

1910년, 영국의 천체물리학자인 아서 에딩턴은 근본적으로 모어하우스 [7]혜성에 대한 기사의 각주를 통해 태양풍의 존재를 이름 없이 제안했다.에딩턴의 제안은 결코 완전히 받아들여지지 않았다. 비록 에딩턴이 전년도 왕립 연구소에서 비슷한 제안을 했지만, 그는 모어하우스 혜성에 대한 그의 연구에서 그것들이 [7]이온이라고 가정했다.

방출된 물질이 이온과 전자 둘 다로 이루어져 있다는 생각은 노르웨이 과학자 크리스티안 버켈란드에 [8]의해 처음 제안되었다.그의 지자기 조사는 오로라의 활동이 거의 중단되지 않았다는 것을 보여주었다.이러한 디스플레이와 다른 지자기 활동들이 태양에서 온 입자들에 의해 생산되고 있었기 때문에, 그는 지구가 "태양이 방출하는 전기 소립자의 선"[6]에 의해 지속적으로 폭격을 받고 있다고 결론지었다.1916년 그는 "물리적 관점에서 태양 광선은 음도 양도 아닌 음도 양도일 가능성이 가장 높다"고 제안했다. 즉, 태양풍은 음 전자와 [9]양이온으로 구성되어 있다.3년 후인 1919년, 영국의 물리학자 프레데릭 린데만은 태양이 양자와 [10]전자 양쪽 극성의 입자를 방출할 것을 제안했다.

1930년대 무렵, 과학자들은 태양 코로나가 우주로 뻗어나가는 방식 때문에 태양 코로나의 온도가 섭씨 100만 도임에 틀림없다고 결론지었다.나중에 스펙트럼 분석 작업을 통해 이 놀라운 온도가 사실임을 확인했습니다.1950년대 중반, 영국의 수학자 시드니 채프먼은 그러한 온도에서 기체의 특성을 계산했고 코로나가 매우 뛰어난 열 전도체이기 때문에 지구 궤도를 벗어나 우주로 뻗어나가야 한다고 결론지었다.또한 1950년대에 독일 천문학자 루드비히 비어만은 혜성이 이동하는 방향과 상관없이 혜성의 꼬리가 항상 태양으로부터 떨어진 곳을 가리킨다는 사실에 관심을 갖게 되었다.비어만은 태양이 혜성의 꼬리를 [11]밀어내는 입자들의 지속적인 흐름을 방출하기 때문에 이러한 현상이 일어난다고 가정했다.독일 천문학자 파울 아네르트는 (윌프리드 슈뢰더에 의해)[12] 휘플-페드케 혜성의 관측을 바탕으로 태양풍을 혜성의 꼬리 방향과 연관시킨 최초의 인물로 인정받고 있다.

미국의 천체물리학자인 유진 파커는 채프먼의 모형에서는 태양으로부터 열이 흐르고 비어먼의 가설에서는 태양으로부터 날아가는 혜성의 꼬리가 그가 "태양풍"[13][14]이라고 부르는 현상의 결과라는 것을 깨달았다.1957년, 파커는 태양의 코로나가 태양 중력에 의해 강하게 끌어당겨지지만, 그것은 매우 좋은 열 전도체여서 태양으로부터 먼 거리에서도 여전히 매우 뜨겁다는 것을 보여주었다.태양과의 거리가 멀어질수록 태양 중력이 약해지면서 외부 코로나 대기는 초음속으로 성간 우주로 빠져나갈 수 있다.파커는 또한 태양의 중력의 약화된 영향이 드 라발 노즐과 같은 유체역학적 흐름에 영향을 미쳐 아음속 흐름에서 초음속 [15]흐름으로의 전환을 유발한다는 것을 최초로 알아차린 사람이기도 했다.태양풍에 대한 파커의 가설에 대한 강한 반대가 있었다; 1958년[15] 그가 천체물리학 저널에 제출한 논문은 편집자 Subrahmanyan [16]Chandrasekar에 의해 받아들여지기 전에 두 평론가들에 의해 거절당했다.

우주에서의 관측

1959년 1월, 소련의 우주선 Luna 1호가 처음으로 태양풍을 직접 관측했고 반구형 이온 트랩을 사용하여 태양풍의 [17][18][19]강도를 측정했다.콘스탄틴 그링가우즈[ru]가 발견한 이 발견은 루나 2, 루나 3 그리고 더 먼 베네라 1의 측정치에 의해 입증되었다.3년 후, 유사한 측정이 미국의 지구물리학자인 Marcia Neugebauer와 Mariner 2 우주선을 [20]이용한 협력자들에 의해 수행되었다.

폐장과 개방장선을 포함한 태양 코로나 내 태양풍의 첫 수치 시뮬레이션은 1971년 Pneuman과 Kopp에 의해 수행되었다.정상 상태의 자기유체역학 방정식은 초기 쌍극자 [21]구성부터 반복적으로 풀렸다.

1990년, 율리시스 탐사선은 높은 태양 위도에서 오는 태양풍을 연구하기 위해 발사되었다.이전의 모든 관측은 태양계의 황도면 [22]또는 그 근처에서 이루어졌다.

1990년대 후반, SOHO 우주선에 탑재된 UVCS 기구는 태양 극지방에서 나오는 빠른 태양풍의 가속 영역을 관찰했고 바람은 열역학 팽창만으로 설명될 수 있는 것보다 훨씬 더 빠르게 가속된다는 것을 발견했다.파커의 모델은 바람이 광구로부터 약 4개의 태양 반지름 (약 3백만 킬로미터)의 고도에서 초음속 흐름으로 전환될 것이라고 예측했습니다; 그러나 그 전환 (또는 "음속점")은 아마도 광구로부터 단지 한 개의 태양 반지름 (약 700,000 킬로미터)만 더 높이에 있는 것으로 보이며, 몇몇이 그것을 추가한다는 것을 암시합니다.이온 메커니즘은 태양으로부터 태양풍을 가속시킨다.빠른 바람의 가속은 여전히 이해되지 않고 파커의 이론으로 충분히 설명될 수 없다.하지만, 이 가속도에 대한 중력과 전자기적 설명은 1970년 노벨 물리학상 수상자인 Hannes Alfvén의 [23][24]이전 논문에서 자세히 설명되어 있습니다.

STEREO 임무는 2006년에 두 개의 널리 분리된 영상 시스템에서 입체경 검사를 사용하여 코로나 질량 방출과 태양 코로나를 연구하기 위해 시작되었습니다.각 STEREO 우주선은 두 개의 태양권 이미지, 즉 자유 전자로부터 햇빛을 산란시키는 톰슨을 통해 태양풍 자체를 촬영할 수 있는 매우 민감한 광시야 카메라를 탑재했습니다.STEREO의 동영상은 황도 부근의 태양풍을 대규모 난류라고 밝혔다.

보이저 1호의 태양풍 입자 검출 속도가 극적으로 감소했음을 보여주는 그림

보이저 1호 탐사선은 2012년 태양풍 "거품"의 끝에 도달했고, 그 때 태양풍 탐지가 급격히 떨어졌다.비슷한 관찰이 6년 후에 보이저 2호에 의해 이루어졌다.

2018년, 나사는 입자를 가열하고 태양풍으로 가속시키는 메커니즘을 이해하기 위해 태양 코로나의 구조와 역학을 연구하는 임무로 미국의 천체물리학자인 유진 파커를 기려 명명된 파커 솔라 프로브를 발사했다.7년간의 임무 동안, 탐사선은 태양의 24개 궤도를 돌며, 각 궤도의 근일점과 함께 코로나로 더 들어가 궁극적으로 태양 표면의 0.04 천문 단위 이내를 통과할 것이다.이것은 살아있는 사람의 이름을 딴 최초의 NASA 우주선이며, 91세의 파커는 [25]발사를 관찰하기 위해 가까이 있었다.

액셀러레이션

태양풍의 초기 모델들은 물질을 가속시키기 위해 주로 열 에너지에 의존했지만, 1960년대에 이르러서는 열가속도만으로는 태양풍의 빠른 속도를 설명할 수 없다는 것이 분명해졌다.알려지지 않은 가속 메커니즘이 추가로 필요하며 태양 [citation needed]대기의 자기장과 관련이 있을 수 있다.

태양의 코로나 또는 확장된 외부층은 메가켈빈 이상으로 가열되는 플라즈마 영역입니다.열충돌의 결과로 내측 코로나 내의 입자는 맥스웰 분포에 의해 기술된 속도 범위와 분포를 가진다.이들 입자의 평균 속도는 약 145km/s로, 태양 탈출 속도인 618km/s보다 훨씬 낮다.그러나 일부 입자는 태양풍을 공급할 수 있는 400km/s의 최종 속도에 도달하기에 충분한 에너지를 얻는다.같은 온도에서, 훨씬 더 작은 질량 때문에, 전자는 탈출 속도에 도달하고 [26]태양으로부터 이온을 더욱 가속시키는 전장을 형성합니다.

태양풍에 의해 태양으로부터 운반되는 입자의 수는 초당 [27]약 1.3×10개입니다36.따라서 매년 총 질량 손실은 약 (2-3)×10−14 태양 질량,[28] 즉 초당 약 130만-190만 톤이다.이것은 1억 5천만 [29]년마다 지구와 같은 질량을 잃는 것과 같다.그러나 태양의 생성 이후 태양풍을 [6]통해 초기 질량의 0.01%만이 손실되었다.다른 별들은 훨씬 더 강한 항성풍을 가지고 있어 질량 손실률이 상당히 높습니다.

속성 및 구조

이것은 L.L. 오리온 별에서 오는 태양풍이 활 모양의 충격을 발생시키는 것을 보여주는 것으로 생각된다(밝은 호).

빠르고 느린 태양풍

태양풍은 느린 태양풍과 빠른 태양풍이라고 불리는 두 가지 기본적인 상태로 존재하는 것으로 관측되지만, 그들의 차이는 속도를 훨씬 넘어 확장된다.지구 근방에서 느린 태양풍은 300–500km/s의 속도, 100MK의 온도, 코로나에 가까운 성분으로 관측된다.반면 빠른 태양풍은 초속 750km, 온도 800MK로 태양 [30]광구 구성과 거의 일치한다.느린 태양풍은 빠른 [27][31]태양풍보다 밀도가 두 배 더 높고 성격적으로 더 가변적이다.

느린 태양풍은 "스트리머 벨트"로 알려진 태양의 적도대 주변 지역에서 발생한 것으로 보이며, 여기서 코로나 스트리머는 닫힌 자기 루프를 덮는 태양권으로 열린 자속에 의해 생성된다.느린 태양풍 형성과 관련된 정확한 관상 구조와 물질이 방출되는 방법은 아직 [32][33][34]논의 중이다.1996년과 2001년 사이의 태양 관측 결과, 느린 태양풍의 방출은 태양 최소 기간(태양 활동이 가장 적은 기간) 동안 위도 30-35°에서 발생했으며, 태양 주기가 최대에 가까워짐에 따라 극지방으로 확대되었다.태양 극대기에는 극지방도 느린 태양풍을 [1]내뿜고 있었다.

빠른 태양풍은 태양 자기장의 [36]열린 장선의 깔때기 같은 영역인 코로나 [35]구멍에서 유래한다.이러한 개방된 선은 특히 태양의 자극 주변에 널리 퍼져 있습니다.플라즈마 소스는 태양 대기의 대류 전지에 의해 생성된 작은 자기장이다.이 장들은 플라즈마를 제한하고 광구로부터 불과 20,000 킬로미터 위에 위치한 관상 깔때기의 좁은 목으로 운반한다.플라즈마는 이 자기장 선이 다시 [37]연결되면 깔때기로 방출됩니다.

속도와 밀도

1천문단위(AU)의 지구 궤도 근처에서 플라즈마는 250-750km/s(155-404mi/s)의 속도로 흐르며 밀도는 입방센티미터당 3-10개의 입자, 온도는 10도에서4 10도의6 켈빈입니다.[38]

평균적으로 속도는 거의 일정한 반면, 플라즈마 밀도는 태양으로부터 거리의 제곱에 따라 감소한다(그림 4.2 [39]참조).

압력.

1AU에서 바람은 일반적으로 1~6nPa(1~6)×10N−9/[40]m의2 범위에서 압력을 가하지만, 그 범위를 벗어나면 쉽게 변화할 수 있다.

램 압력은 풍속과 밀도의 함수입니다.공식은

여기서p m은 양성자 질량, 압력 P는 nPa(나노파스칼), n은 입자/cm3 밀도, V는 태양풍의 [41]km/s 속도이다.

코로나 질량 방출

주요 기사:코로나 질량 방출
CME는 지구의 태양에서 분출한다.

빠른 태양풍과 느린 태양풍은 모두 코로나 질량 방출, 즉 CME라고 불리는 크고 빠르게 움직이는 플라즈마의 폭발에 의해 방해될 수 있다. CME는 태양의 자기 에너지 방출에 의해 발생한다.CME는 대중 매체에서 종종 "태양 폭풍" 또는 "우주 폭풍"으로 불립니다.그것들은 때때로 태양 플레어와 관련이 있지만 항상은 아니다. 이것은 태양에서 자기 에너지가 방출되는 또 다른 징후이다.CME는 태양권의 얇은 플라즈마에서 충격파를 일으켜 전자파를 발생시키고 입자(대부분 양성자와 전자)를 가속시켜 CME [42]앞에 있는 이온화 방사선의 소나기를 형성합니다.

CME가 지구의 자기권에 충돌할 때, 그것은 일시적으로 지구의 자기장을 변형시켜 나침반 바늘의 방향을 바꾸고 지구 자체에 큰 전기 전류를 유발한다; 이것은 지자기 폭풍이라고 불리며 세계적인 현상이다.CME의 충돌은 지구의 자기장(자기권의 한밤중)에서 자기 재접속을 유도할 수 있습니다; 이것은 양성자와 전자를 지구 대기를 향해 아래로 발사하고 거기서 오로라를 형성합니다.

CME만이 우주 날씨의 원인은 아니다.태양의 다른 부분들은 지역 조건에 따라 약간 다른 바람의 속도와 밀도를 발생시키는 것으로 알려져 있다.이와는 별도로, 이러한 서로 다른 바람의 흐름은 약간 다른 각도의 소용돌이를 형성하며, 빠르게 움직이는 흐름은 더 직접적으로 움직이고 느리게 움직이는 흐름은 더 많은 태양 주위를 감싼다.빠르게 움직이는 스트림은 태양에서 서쪽으로 시작되는 느린 흐름을 추월하는 경향이 있으며, 이는 파동 운동과 가속 입자를 발생시키고 CME와 같은 방식으로, 그러나 보다 완만하게 지구의 자기권에 영향을 미치는 난류 공회전 상호 작용 영역을 형성합니다.

자기 스위치백

Parker Solar Probe는 스위치백을 관찰했습니다.이 스위치백은 자기장이 스스로 구부러지는 원인이 되는 태양풍의 이동 장애입니다.

자기 스위치백은 [43]태양풍의 자기장에서의 갑작스런 반전이다.그것들은 또한 자기장이 스스로 구부러지게 만든 태양풍의 이동 장애로 묘사될 수 있다.그것들은 나사와 ESA의 임무인 율리시스에 의해 처음 관측되었는데, 율리시스는 태양 [44][45]극지를 비행한 최초의 우주선이다.파커 솔라 프로브는 2018년에 첫 [44]스위치백을 관측했다.

태양계 효과

주요 기사 : 우주 날씨
태양권 전류 시트는 태양풍이 플라즈마에 미치는 태양의 회전 자기장의 영향으로 인해 발생합니다.

태양의 일생 동안, 표면층과 탈출하는 태양풍의 상호작용은 표면 회전 [46]속도를 현저히 감소시켰다.바람은 태양의 [47]방사선과 함께 혜성의 꼬리를 만드는 것으로 여겨진다.태양풍은 행성간 [48]섬광이라고 불리는 효과를 통해 지구에서 관측되는 천체의 전파의 변동에 기여한다.

자기권

주요 기사: 자기권
지구 자기권 개략도.태양풍은 왼쪽에서 오른쪽으로 흐릅니다.

태양풍이 잘 발달된 자기장을 가진 행성(지구, 목성 또는 토성)과 교차하는 곳에서 입자는 로렌츠 힘에 의해 휘어집니다.자기권으로 알려진 이 지역은 입자들이 대기나 표면에 충격을 가하기 보다는 행성 주위를 돌아다니게 한다.자기권은 대략 태양과 마주보는 쪽은 반구처럼 생겼고, 반대쪽은 긴 자성을 띠며 끌어당긴다.이 영역의 경계는 자기권계면이라고 불리며, 입자의 일부는 자기장 [26]라인의 부분적인 재연결에 의해 이 영역을 통해 자기권을 통과할 수 있습니다.

자기권의 정오 자오선 단면

태양풍은 지구 자기권의 전체적인 형태에 책임이 있다.속도, 밀도, 방향, 그리고 자기장의 변화는 지구의 지역 우주 환경에 강하게 영향을 미칩니다.예를 들어, 이온화 방사선과 전파 간섭의 수준은 수백에서 수천의 요인에 따라 달라질 수 있으며, 자기권계면 및 그 상류의 활 충격파의 형태와 위치는 지구 반지름 몇 개만큼 변화하여 지구 동기 위성을 직접 태양풍에 노출시킬 수 있다.이러한 현상들은 총칭하여 우주 날씨라고 불린다.

유럽우주국의 클러스터 미션으로부터, 태양풍이 이전에 믿었던 것보다 더 쉽게 자기권에 침투할 수 있다는 새로운 연구가 이루어졌습니다.한 무리의 과학자들이 태양풍에서 예상하지 못했던 특정 파동의 존재를 직접 관찰했다.최근의 연구는 이러한 파동이 들어오는 태양풍의 대전 입자들이 자기권계면을 통과할 수 있게 한다는 것을 보여준다.이는 자기 기포가 연속 장벽이라기보다는 필터로 형성된다는 것을 나타냅니다.이 최근의 발견은 지구 근처 공간을 통해 통제된 구성으로 비행하는 네 개의 동일한 성단 우주선의 독특한 배치를 통해 이루어졌다.그들이 자기권에서 행성간 공간으로 휩쓸고 다시 돌아올 때, 이 함대는 태양과 지구를 연결하는 현상에 대한 탁월한 3차원 통찰력을 제공합니다.

이 연구는 켈빈의 영향을 크게 받은 행성간 자기장(IMF) 형성의 변화를 특징지었다.경계층의 두께 차이 및 기타 수많은 특성으로 인한 헬름홀츠 불안정성(두 유체의 경계면에서 발생).전문가들은 켈빈의 등장은 이번이 처음이라고 보고 있다.자기권계면의 헬름홀츠파는 IMF의 높은 위도 하향 방향으로 표시되었다.이러한 파도는 이전에는 그들의 세대에게 바람직하지 않다고 여겨졌던 태양풍 조건 하에서 예상치 못한 장소에서 목격되고 있다.이러한 발견들은 특정 IMF 상황에서 어떻게 지구의 자기권이 태양 입자에 의해 침투될 수 있는지를 보여준다.이 연구결과는 다른 행성체 주변의 자기권 진행에 대한 연구와도 관련이 있다.이 연구는 켈빈이-헬름홀츠파는 다양한 IMF [49]방향에서 태양풍이 지상 자기권으로 진입하는 데 다소 일반적이고, 어쩌면 일정한 수단이 될 수 있다.

대기

태양풍은 행성 대기와 상호작용하는 다른 들어오는 우주선에 영향을 미친다.게다가 자기권이 약하거나 존재하지 않는 행성은 태양풍에 의해 대기의 박리작용을 받는다.

지구에서 가장 가깝고 비슷한 행성인 금성은 지자기장이 거의 없거나 아예 없는 100배 더 밀도가 높은 대기를 가지고 있다.우주 탐사선이 지구 [50]궤도까지 뻗어나가는 혜성 같은 꼬리를 발견했다.

지구 자체는 대부분의 하전 입자를 편향시키는 자기장에 의해 태양풍으로부터 크게 보호된다; 그러나 하전 입자의 일부는 밴 앨런 방사선 벨트에 갇힌다.태양풍에서 나오는 소량의 입자들이 마치 전자기 에너지 전송로를 따라 오로라 지역의 지구 상층 대기와 전리층으로 이동한다.태양풍이 지구에서 관측 가능한 유일한 시기는 오로라와 지자기 폭풍과 같은 현상을 일으킬 수 있을 정도로 충분히 강할 때뿐이다.밝은 오로라는 전리층을 강하게 가열하여 플라즈마를 자기권으로 확장시켜 플라즈마 지구권의 크기를 증가시키고 대기 물질을 태양풍에 주입한다.지자기폭풍은 자기권 내부에 포함된 플라스마의 압력이 팽창하여 지자기장을 왜곡할 수 있을 정도로 충분히 클 때 발생한다.

화성은 수성보다 크고 태양으로부터 4배 더 멀리 떨어져 있지만, 태양풍이 원래 대기의 3분의 1까지 벗겨내 지구의 1/100 밀도를 남겼다고 생각된다.이 대기 박리 메커니즘은 태양풍에 의해 [51]벗겨지는 자기장의 기포에 걸린 가스라고 알려져 있다.2015년 NASA의 화성 대기 및 휘발성 진화(MAVEN) 임무는 태양풍이 화성을 지나 전계를 발생시키는 화성을 통과할 때 발생하는 자기장에 의한 대기 박리율을 측정했다. 이는 지구의 터빈을 이용해 전기를 생산할 수 있는 것과 유사하다.이 전기장은 화성의 상층 대기에서 이온이라고 불리는 전하를 띤 가스 원자를 가속시켜 [52]우주로 쏘아 올린다.MAVEN 미션에서는 대기 [53]박리 속도를 초당 약 100그램()1/4파운드)으로 측정했다.

달 및 행성 표면

아폴로 SWC 실험
아폴로 달 표면에서의 태양풍 구성 실험

태양에서 가장 가까운 행성인 수성은 태양풍의 가장 강력한 영향을 받고 있으며, 수성의 대기는 흔적적이고 일시적인 것이기 때문에 수성의 표면은 방사능으로 씻겨져 있다.

수은은 고유의 자기장을 가지고 있기 때문에, 정상적인 태양풍 조건에서는, 태양풍은 자기권을 통과할 수 없고 입자는 끝부분에서만 표면에 도달합니다.그러나 코로나 질량 방출 동안, 자기권계면은 행성의 표면으로 압착될 수 있으며, 이러한 조건 하에서 태양풍은 행성 표면과 자유롭게 상호작용할 수 있다.

지구의 달에는 대기권이나 고유 자기장이 없기 때문에 그 표면에는 태양풍이 가득하다.프로젝트 아폴로 미션은 태양풍을 샘플링하기 위해 수동 알루미늄 수집기를 배치했고 연구를 위해 돌아온 달 토양은 달의 레골리스가 태양풍으로부터 퇴적된 원자핵에 풍부하다는 것을 확인했다.이러한 요소들은 미래의 달 [54]식민지를 위한 유용한 자원이 될 수 있다.

한계

알펜 표면

주요 기사:알펜 표면
파커 태양 탐사선이 태양 코로나를 통과하는 NASA의 애니메이션.코로나의 경계인 알벤 표면 안에서는 플라즈마 파동이 태양 표면까지 왔다 갔다 합니다.

알벤 표면은 코로나 플라즈마의 알벤 속도와 대규모 태양풍 속도가 [55][56]동일한 곳으로 정의된 태양풍으로부터 코로나를 분리하는 경계이다.

연구원들은 태양의 알벤 임계 표면이 정확히 어디에 있는지 확신하지 못했다.코로나의 원격 사진을 근거로, 추정치는 코로나를 태양 표면에서 10에서 20 사이의 반지름으로 추정했다.2021년 4월 28일, 태양의 8번째 근접 비행 중, NASA의 Parker Solar Probe는 Alfvén [57]표면을 관통한 것을 나타내는 18.8 태양 반지름에서 특정한 자기와 입자 조건을 만났다.

외부 한계

주요 기사:태양권
보이저 우주선의 결과를 바탕으로 한 태양권 외곽 지역을 형상화한 인포그래픽

태양풍은 성간 매질(은하로 스며드는 희박한 수소와 헬륨 가스)에서 "거품"을 일으킨다.태양풍의 강도가 더 이상 성간 매체를 밀어낼 만큼 크지 않은 지점은 태양권계면으로 알려져 있으며 종종 태양계의 바깥 경계로 여겨진다.태양권계면까지의 거리는 정확히 알려져 있지 않고 아마도 태양풍의 현재 속도와 성간 매체의 국소 밀도에 따라 달라지지만 명왕성의 궤도 밖이다.과학자들은 2008년 10월에 발사된 IBEX 임무를 통해 얻은 데이터로부터 태양권계면에 대한 관점을 얻기를 희망하고 있다.

태양권의 끝은 카이퍼 벨트와 함께 태양계의 범위를 정의하는 방법 중 하나이며, 마지막으로 태양의 중력 영향 중 하나가 다른 [58]별과 일치하는 반지름을 정의하는 방법 중 하나로 알려져 있습니다.이 영향의 최대 범위는 보이저 1호 [59]우주선에 의해 약 120AU가 끝나는 것으로 감지된 태양권계면 가장자리(태양권의 바깥쪽 가장자리)에 비해 50,000AU에서 2광년 사이로 추정된다.

보이저 2호는 2007년 [60]8월 30일과 12월 10일 사이에 5번 이상 충격을 통과했다.보이저 2호는 13.5 Tm 거리보다 태양에 더 가까운 Tm에 대한 충격을 통과했다.[61][62]우주선은 종말 충격을 통해 태양 피복으로 외부로 이동해 성간 매질을 향해 나아갔다.

주목할 만한 사건

  • 1999년 5월 10일부터 5월 12일까지, 나사의 ACE와 WIND 우주선은 태양풍 밀도가 98% 감소하는 것을 관찰했다.이것은 태양으로부터 에너지 전자가 "스트롤"로 알려진 좁은 빔을 통해 지구로 흐르게 했고, 이것은 북극 상공에 가시적인 오로라가 나타나는 매우 특이한 "극성 비" 현상을 야기했다.게다가, 지구의 자기권은 정상 크기의 [63]5~6배까지 증가했다.
  • 2010년 12월 13일, 보이저 1호는 지구에서 108억 마일(174억 킬로미터) 떨어진 곳에서 태양풍의 속도가 0으로 느려졌다는 것을 알아냈다.보이저 프로젝트 과학자 에드워드 스톤은 [64][65]"우리는 지금까지 항상 바깥쪽으로만 움직이던 태양풍이 더 이상 바깥쪽으로 움직이지 않고 혜성 모양의 물체인 태양권의 꼬리를 따라 내려갈 수 있도록 옆으로만 움직이고 있다"고 말했다.

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레퍼런스

  1. ^ a b McComas, D. J.; Elliott, H. A.; Schwadron, N. A.; Gosling, J. T.; Skoug, R. M.; Goldstein, B. E. (May 15, 2003). "The three-dimensional solar wind around solar maximum". Geophysical Research Letters. 30 (10): 1517. Bibcode:2003GeoRL..30.1517M. doi:10.1029/2003GL017136. ISSN 1944-8007.
  2. ^ "Stanford SOLAR Center -- Ask A Solar Physicist FAQs - Answer". solar-center.stanford.edu. Retrieved November 9, 2019.
  3. ^ Owens, Mathew J.; Forsyth, Robert J. (November 28, 2013). "The Heliospheric Magnetic Field". Living Reviews in Solar Physics. 10 (1): 5. arXiv:1002.2934. Bibcode:2013LRSP...10....5O. doi:10.12942/lrsp-2013-5. ISSN 2367-3648. S2CID 122870891.
  4. ^ McGRAW-HILL 과학기술 백과사전, 제8판, (c) 1997, 제16권, 685페이지
  5. ^ Cliver, Edward W.; Dietrich, William F. (January 1, 2013). "The 1859 space weather event revisited: limits of extreme activity". Journal of Space Weather and Space Climate. 3: A31. Bibcode:2013JSWSC...3A..31C. doi:10.1051/swsc/2013053. ISSN 2115-7251.
  6. ^ a b c Meyer-Vernet, Nicole (2007). Basics of the Solar Wind. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-81420-1.
  7. ^ a b Durham, Ian T. (2006). "Rethinking the History of Solar Wind Studies: Eddington's Analysis of Comet Morehouse". Notes and Records of the Royal Society. Vol. 60. pp. 261–270.
  8. ^ Egeland, Alv; Burke, William J. (2005). Kristian Birkeland: The First Space Scientist. Springer, Dordrecht, The Netherlands. p. 80. ISBN 978-1-4020-3294-3.
  9. ^ 비덴스캅셀스카페츠 스크리페터, I Mat - Naturv의 "지구 대기를 투과하는 태양입자선은 네거티브입니까, 아니면 포지티브입니까?"라는 크리스티안 버켈랜드.1916년 크리스티아니아, 클라세 1번지
  10. ^ 철학잡지 제6권 제38권 제228호, 1919년 12월 674호(태양풍에 대하여)
  11. ^ Ludwig Biermann (1951). "Kometenschweife und solare Korpuskularstrahlung". Zeitschrift für Astrophysik. 29: 274. Bibcode:1951ZA.....29..274B.
  12. ^ Schröder, Wilfried (December 1, 2008). "Who first discovered the solar wind?". Acta Geodaetica et Geophysica Hungarica. 43 (4): 471–472. doi:10.1556/AGeod.43.2008.4.8. S2CID 130425794.
  13. ^ Christopher T. Russell. "THE SOLAR WIND AND MAGNETOSPHERIC DYNAMICS". Institute of Geophysics and Planetary Physics University of California, Los Angeles. Archived from the original on August 13, 2018. Retrieved February 7, 2007.
  14. ^ Roach, John (August 27, 2003). "Astrophysicist Recognized for Discovery of Solar Wind". National Geographic Society. Archived from the original on August 30, 2003. Retrieved June 13, 2006.
  15. ^ a b Parker, Eugene N. (November 1958). "Dynamics of the Interplanetary Gas and Magnetic Fields". The Astrophysical Journal. 128: 664–676. Bibcode:1958ApJ...128..664P. doi:10.1086/146579.
  16. ^ Parker, E. N. (1997), "The martial art of scientific publication", EOS Transactions, 78 (37): 391, Bibcode:1997EOSTr..78..391P, doi:10.1029/97EO00251
  17. ^ Harvey, Brian (2007). Russian Planetary Exploration: History, Development, Legacy and Prospects. Springer. p. 26. ISBN 978-0-387-46343-8.
  18. ^ Darling, David J. "Luna". Internet Encyclopedia of Science. Retrieved October 2, 2020.
  19. ^ "Luna 1". NASA NASA Space Science Data Coordinated Archive. Retrieved August 4, 2007.
  20. ^ Neugebauer, M. & Snyder, C. W. (1962). "Solar Plasma Experiment". Science. 138 (3545): 1095–1097. Bibcode:1962Sci...138.1095N. doi:10.1126/science.138.3545.1095-a. PMID 17772963. S2CID 24287222.
  21. ^ G. W. Pneuman & R. A. Kopp (1971). "Gas-magnetic field interactions in the solar corona". Solar Physics. 18 (2): 258. Bibcode:1971SoPh...18..258P. doi:10.1007/BF00145940. S2CID 120816610.
  22. ^ "Solar System Exploration: Missions: By Target: Mars: Present". Solar System Exploration. Archived from the original on September 20, 2008.
  23. ^ "Remarks on the Rotation of a Magnetized Sphere with Application to Solar Radiation" (PDF).
  24. ^ Hannes Alfvén (1942). "Remarks on the Rotation of a Magnetized Sphere with Application to Solar Radiation". Arkiv för Matematik, Astronomi och Fysik. 28A (6): 1–9.
  25. ^ Chang, Kenneth (August 12, 2018). "Parker Solar Probe Launches on NASA Voyage to 'Touch the Sun'". The New York Times. Retrieved August 14, 2018.
  26. ^ a b Encrenaz, Thérèse; Bibring, J.-P.; Blanc, M. (2003). The Solar System. Springer. ISBN 978-3-540-00241-3.
  27. ^ a b Kallenrode, May-Britt (2004). Space Physics: An Introduction to Plasmas and. Springer. ISBN 978-3-540-20617-0.
  28. ^ Carroll, Bradley W.; Ostlie, Dale A. (1995). An Introduction to Modern Astrophysics (revised 2nd ed.). Benjamin Cummings. p. 409. ISBN 978-0-201-54730-6.
  29. ^ Schrijver, Carolus J.; Zwaan, Cornelis (2000). Solar and stellar magnetic activity. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-58286-5.
  30. ^ Geiss, J.; Gloeckler, G.; Steiger, R. Von (1995). "Origin of the solar wind from composition data". Space Science Reviews. 72 (1–2): 49–60. Bibcode:1995SSRv...72...49G. doi:10.1007/BF00768753. ISSN 0038-6308. S2CID 120788623.
  31. ^ Suess, Steve (June 3, 1999). "Overview and Current Knowledge of the Solar Wind and the Corona". The Solar Probe. NASA/Marshall Space Flight Center. Archived from the original on June 10, 2008. Retrieved May 7, 2008.
  32. ^ Harra, Louise; Milligan, Ryan; Fleck, Bernhard (April 2, 2008). "Hinode: source of the slow solar wind and superhot flares". ESA. Retrieved May 7, 2008.
  33. ^ Antiochos, S. K.; Mikić, Z.; Titov, V. S.; Lionello, R.; Linker, J. A. (January 1, 2011). "A Model for the Sources of the Slow Solar Wind". The Astrophysical Journal. 731 (2): 112. arXiv:1102.3704. Bibcode:2011ApJ...731..112A. doi:10.1088/0004-637X/731/2/112. ISSN 0004-637X. S2CID 119241929.
  34. ^ Fisk, L. A. (April 1, 2003). "Acceleration of the solar wind as a result of the reconnection of open magnetic flux with coronal loops" (PDF). Journal of Geophysical Research: Space Physics. 108 (A4): 1157. Bibcode:2003JGRA..108.1157F. doi:10.1029/2002JA009284. hdl:2027.42/87652. ISSN 2156-2202.
  35. ^ 지르커, J. B.(1977), 코로나 홀과 고속 풍류, 지구물리학 리뷰, 15(3), 257–269
  36. ^ Hassler, Donald M.; Dammasch, Ingolf E.; Lemaire, Philippe; Brekke, Pål; Curdt, Werner; Mason, Helen E.; Vial, Jean-Claude; Wilhelm, Klaus (1999). "Solar Wind Outflow and the Chromospheric Magnetic Network". Science. 283 (5403): 810–813. Bibcode:1999Sci...283..810H. doi:10.1126/science.283.5403.810. PMID 9933156.
  37. ^ Marsch, Eckart; Tu, Chuanyi (April 22, 2005). "Solar Wind Origin in Coronal Funnels". Science. ESA. 308 (5721): 519–23. Bibcode:2005Sci...308..519T. doi:10.1126/science.1109447. PMID 15845846. S2CID 24085484. Retrieved May 6, 2008.
  38. ^ NOAA. "REAL TIME SOLAR WIND". Retrieved June 12, 2022.
  39. ^ Borgazzi, A.; Lara, A.; Echer, E.; Alves, M. V. (May 2009). "Dynamics of coronal mass ejections in the interplanetary medium". Astronomy & Astrophysics. 498 (3): 885–889. Bibcode:2009A&A...498..885B. doi:10.1051/0004-6361/200811171. ISSN 0004-6361.
  40. ^ Shue, J. H. (1998). "Magnetopause location under extreme solar wind conditions". Journal of Geophysical Research. 103 (A8): 17, 691–17, 700. Bibcode:1998JGR...10317691S. doi:10.1029/98JA01103.
  41. ^ Dendy, Richard (1995). Plasma Physics: An Introductory Course. Cambridge University Press. p. 234. ISBN 9780521484527.
  42. ^ "Coronal Mass Ejections NOAA / NWS Space Weather Prediction Center". www.swpc.noaa.gov. Retrieved January 19, 2022.
  43. ^ Hatfield, Miles (April 29, 2020). "New Insight Into Parker Solar Probe's Early Observations". NASA.Public Domain 이 문서에는 퍼블릭 도메인에 있는 이 소스로부터의 텍스트가 포함되어 있습니다..
  44. ^ a b Hatfield, Miles (March 8, 2021). "Switchbacks Science: Explaining Parker Solar Probe's Magnetic Puzzle". NASA. Retrieved July 31, 2022.Public Domain 이 문서에는 퍼블릭 도메인에 있는 이 소스로부터의 텍스트가 포함되어 있습니다..
  45. ^ Fisk, L. A.; Kasper, J. C. (May 1, 2020). "Global Circulation of the Open Magnetic Flux of the Sun". The Astrophysical Journal Letters. 894 (1): L4. doi:10.3847/2041-8213/ab8acd.CC BY icon.svg Creative Commons Attribution 3.0에서 사용 가능한 이 소스로부터 자료를 복사했습니다.
  46. ^ Endal, A. S.; Sofia, S. (1981). "Rotation in solar-type stars. I - Evolutionary models for the spin-down of the Sun". Astrophysical Journal, Part 1. 243: 625–640. Bibcode:1981ApJ...243..625E. doi:10.1086/158628.
  47. ^ Robin Kerrod (2000). Asteroids, Comets, and Meteors. Lerner Publications, Co.
  48. ^ Jokipii, J.R. (1973). "Turbulence and Scintillations in the Interplanetary Plasma". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 11 (1): 1–28. Bibcode:1973ARA&A..11....1J. doi:10.1146/annurev.aa.11.090173.000245.
  49. ^ 클러스터를 이용한 NASA 연구, 태양풍에 대한 새로운 통찰력 공개, NASA, 그린벨트, 2012, 페이지 1
  50. ^ Grünwaldt H; et al. (1997). "Venus tail ray observation near Earth". Geophysical Research Letters. 24 (10): 163–1166. Bibcode:1997GeoRL..24.1163G. doi:10.1029/97GL01159.
  51. ^ "Solar wind ripping chunks off Mars -". Archived from the original on March 4, 2016.
  52. ^ NASA (November 5, 2015). "NASA Mission Reveals Speed of Solar Wind Stripping Martian Atmosphere". Mars Atmosphere and Volatile Evolution (MAVEN) mission. Retrieved November 5, 2015.
  53. ^ @MAVEN2Mars (November 5, 2015). "NASA MAVEN mission measures solar wind atmospheric stripping on Mars" (Tweet) – via Twitter.
  54. ^ Starukhina, L. V. (2006). "Polar regions of the moon as a potential repository of solar-wind-implanted gases". Advances in Space Research. 37 (1): 50–58. Bibcode:2006AdSpR..37...50S. doi:10.1016/j.asr.2005.04.033.
  55. ^ Adhikari, L.; Zank, G. P.; Zhao, L.-L. (April 30, 2019). "Does Turbulence Turn off at the Alfvén Critical Surface?". The Astrophysical Journal. 876 (1): 26. doi:10.3847/1538-4357/ab141c.
  56. ^ DeForest, C. E.; Howard, T. A.; McComas, D. J. (May 12, 2014). "Inbound waves in the solar corona: a direct indicator of Alfvén Surface location". The Astrophysical Journal. 787 (2): 124. arXiv:1404.3235. Bibcode:2014ApJ...787..124D. doi:10.1088/0004-637X/787/2/124. S2CID 118371646.
  57. ^ Hatfield, Miles (December 13, 2021). "NASA Enters the Solar Atmosphere for the First Time". NASA.Public Domain 이 문서에는 퍼블릭 도메인에 있는 이 소스로부터의 텍스트가 포함되어 있습니다..
  58. ^ "GMS: Where is the Edge of the Solar System?". svs.gsfc.nasa.gov. September 5, 2017. Retrieved September 22, 2019.
  59. ^ "Voyager - Frequently Asked Questions". voyager.jpl.nasa.gov. Retrieved September 22, 2019.
  60. ^ "NASA - Voyager 2 Proves Solar System Is Squashed". www.nasa.gov.
  61. ^ "Voyager 2 finds solar system's shape is 'dented'". Reuters. December 11, 2016.
  62. ^ Tobin, Kate. "Spacecraft reaches edge of solar system - Nov. 5, 2003". CNN.
  63. ^ "The Day the Solar Wind Disappeared". NASA Science. December 13, 1999. Retrieved October 5, 2010.
  64. ^ Amos, Jonathan (December 13, 2010). "Voyager Near Solar System Edge". BBC News. BBC. Retrieved December 14, 2010.
  65. ^ "NASA Probe Sees Solar Wind Decline En Route To Interstellar Space". NASA. December 13, 2010. Retrieved December 14, 2010.

추가 정보

Fox, Karen C. (2012) "클러스터를 이용한 NASA 연구로 태양풍에 대한 새로운 통찰력이 밝혀졌습니다." NASA.

S. Cuperman과 N.메츨러, 태양풍의 열전도에 대한 행성간 자기장 변동의 역할.J. Geophys.제78조 (16), 3167–3168, 1973.

S. Cuperman과 N.메츨러.천체물리학.J., 182(3), 961~975, 1973.

S. Cuperman과 N.Metzler, 조용한 태양풍을 위한 비정상적인 운송 계수를 가진 3-유체 모형 방정식의 해.천체물리학, 196 (1) 205-219, 1975

S. Cuperman, N. Metzler 및 M.Spygelglass, 조용한 태양풍 방정식에 대한 알려진 수치 해법의 확인.천체물리학.J., 198(3), 755~759, 1975.

S. Cuperman과 N.메츨러, 1AU에서 알파 입자와 양성자의 흐름 속도의 상대적 크기. 천체물리학 및 우주과학 45(2) 411–417,1976.

N. 메츨러항성풍에 대한 다중 유체 모델입니다.L.D.de 행성간 이동현상에 관한 Feiter 기념 심포지엄의 진행.AFGL-TR-77-0309, 공군 시스템 사령부, USAF, 1978.

N. 메츨러와 M.드라이어, 태양풍의 3유체 모델의 자체 일관성 있는 솔루션.천체물리학.J., 222(2), 689-695, 1978.

S. Cuperman과 N.메츨러, 태양풍 가속에 관한 코멘트 He++3의 공명 및 비공명파와의 상호작용 효과.J. Geophys.제84호(NA5), 2139~2140호(1979년)

N. Metzler, S. Cuperman, M. 드라이어 및 P.Rosenau, 태양풍에 대한 열 전도를 갖는 시간 의존적 2-유체 모델입니다.천체물리학.J., 231 (3) 960–976, 1979.

외부 링크

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