자기구름
Magnetic cloud자기 구름은 태양풍에서 관찰되는 과도현상이다. 1981년 부르라가 외 1981년에 자기장 강도 향상, 자기장 벡터의 원활한 회전, 낮은 양성자 온도의 영역으로 정의되었다.[1] 자기 구름은 관상질량 방출(CME)의 가능한 징후다. CME와 자기구름의 연관성은 1982년 Burlaga 등이 SMM에 의해 관측된 지 이틀 후 Helios-1에 의해 자기구름을 관측했을 때 만들어졌다.[2] 다만, 지구 근처의 관측은 보통 하나의 우주선에 의해 이루어지기 때문에 많은 CME가 자기구름과 연관되어 있다고는 보지 않는다. ACE와 같은 위성에 의해 고속 CME에서 관측되는 대표적인 구조물은 고속 모드 충격파에 이어 고밀도(및 고온) 플라즈마 피복(충격의 하류 부위)과 자기 구름이 뒤따른다.
기타 특성
위에서 설명한 것 외에 현재 자구름의 다른 서명이 사용된다. 그 중에서도 양방향 초열 전자, 비정상적인 전하 상태 또는 철, 헬륨, 탄소 및/또는 산소의 풍부함.
자기 구름이 L1 지점에서 위성을 지나 이동하는 일반적인 시간은 1일로, 통상 450km/s(280mi/s)의 반지름 0.15AU와 20nT의 자기장 강도에 해당한다.[3]
지구에서 관찰된 다른 유형의 이젝타
자기 구름은 지구 위성에 의해 관측된 이젝타의 약 3분의 1을 나타낸다. 다른 형태의 이젝타는 다중 자기 클라우드 이벤트(다중 서브클라우드를 구별할 수 있는 단일 구조)[4][5]와 복합 이젝타(복수의 CME가 상호 작용한 결과일 수 있다.
참고 항목
참조
- ^ 벌라가, L. F., E. 시틀러, F. 마리안리, R. 슈웬 " 행성간 충격 뒤의 자기 루프: Voyager, Helios 및 IMF-8 관측치 86, 6673, 1981년 "지질 물리학 연구 저널"
- ^ Burlaga, L. F. 외 연구진, 1982년 "지질 물리학 연구 서신"의 "자기 구름과 관상질량 방출"
- ^ 리핑, R. P. 외 「지질물리학 연구 저널」, 95, 11957-11965, 1990의 1AU에서의 행성간 자기장 구조
- ^ 왕, Y. M. 외 연구진, 행성간 공간의 다중 자기 구름, 태양 물리학, 211, 333-344, 2002.
- ^ 왕, Y. M. 외, 다중 자기 구름: 2001년 3월 - 4월 J. Geophys의 몇 가지 예. 108(A10), 1370, 2003.
분류 
