태양 플레어

Solar flare
비슷한 현상을 겪는 별의 종류에 대해서는 플레어 별을 참조하십시오.로버트 와이어트의 1975년 노래는 Ruth Is Stranger Than Richard를 참고하세요.
"Sun flare"는 여기로 방향을 바꿉니다.장미 품종에 대해서는 로사 '선 플레어'를 참고하세요.
2012년 3월 6일 태양역학 관측소에 탑재된 131Å(13.1nm) 센서에 의해 촬영된 이미지에 개화, 수직 줄무늬, 회절 패턴이 형성되는 X5.4급 태양 플레어.
에 관한 일련의 기사들 중 일부
태양물리학
Heliospheric current sheet
태양권 전류 시트
펀더멘털
행성간 매체
자기권위학
태양현상

태양표면 폭발은 태양의 대기 중에서 전자기 방사선이 강하게 국부적으로 분출하는 것입니다.플레어는 활동적인 영역에서 발생하며, 코로나 질량 방출, 태양 입자 사건 및 기타 태양 현상을 동반하는 경우가 많습니다.태양 플레어의 발생은 11년의 태양 주기에 따라 달라집니다.

태양 플레어는 태양 대기에 저장된 자기 에너지가 주변 플라즈마의 대전된 입자를 가속시킬 때 발생하는 것으로 생각됩니다.이로 인해 전자기 스펙트럼에 걸쳐 전자기 방사선이 방출됩니다.

태양 플레어에서 나오는 고에너지 전자기 복사는 지구 대기 상층부의 일광 쪽, 특히 전리층에 흡수되어 표면에 도달하지 못합니다.이러한 흡수는 단파 무선 통신을 방해할 수 있는 전리층의 이온화를 일시적으로 증가시킬 수 있습니다.태양 플레어 예측은 활발한 연구 분야입니다.

플레어는 항성 플레어라는 용어가 적용되는 다른 별에서도 발생합니다.

묘사

태양 플레어는 태양의 대기에서 발원하는 전자기 방사선의 분출입니다.[1]이들은 태양 대기의 모든 층(광권, 채층, 코로나)에 영향을 미칩니다.[2]플라즈마 매체는 10 켈빈7 이상으로 가열되는 반면, 전자, 양성자, 그리고 더 무거운 이온들은 빛의 속도에 가깝게 가속됩니다.[citation needed]플레어는 전파에서 감마선에 이르기까지 모든 파장에서 전자기 스펙트럼에 걸쳐 전자기 복사를 방출합니다.[2]

플레어는 활동적인 지역, 종종 태양 흑점 주변에서 발생하는데, 이 지역에서 강력한 자기장이 광구를 관통하여 코로나를 태양 내부와 연결시킵니다.플레어는 코로나에 저장된 자기 에너지의 갑작스러운 방출(수십 분에서 수십 분의 시간 척도)에 의해 작동됩니다.CME와 플레어 사이의 관계는 여전히 잘 이해되지 않지만, 동일한 에너지 방출이 코로나 질량 방출(CME)을 생성할 수도 있습니다.[3]

태양 플레어는 규모의 멱법칙 스펙트럼에서 발생합니다. 일반적으로 1020 줄의 에너지 방출은 명확하게 관찰 가능한 사건을 생성하기에 충분하고 주요 사건은 최대 1025 줄까지 방출할 수 있습니다.[4]

태양 플레어와 관련된 것은 플레어 스프레이입니다.[5]그것들은 분출되는 돌출부보다 더 빠른 물질의 분출을 수반하며,[6] 초당 20에서 2000 킬로미터의 속도에 도달합니다.[7]

빈도수.

태양 플레어의 발생 빈도는 태양 주기 11년에 따라 달라집니다.그것은 태양의 최대치 동안에는 하루에 몇 개에서 태양의 최소치 동안에는 매주 한 개 미만까지 다양합니다.또한, 더 강력한 플레어는 더 약한 플레어보다 덜 빈번합니다.예를 들어, X10급(심각) 플레어는 주기당 평균 약 8회 발생하는 반면, M1급(경미) 플레어는 주기당 평균 약 2000회 발생합니다.[8]

Erich Rieger는 1984년에 동료들과 함께 적어도 태양 주기 19 이래로 감마선 방출 태양 플레어가 약 154일 동안 발생하는 것을 발견했습니다.[9]이 주기는 대부분의 태양물리학 자료와 행성간 자기장에서 확인되었으며 일반적으로 리거 주기로 알려져 있습니다.이 시기의 공명 조화는 또한 태양권의 대부분의 데이터 유형으로부터 보고되었습니다.

지속

태양 플레어의 지속시간은 계산에 사용되는 전자기 복사의 파장에 크게 의존합니다.이것은 태양 대기의 다른 과정과 다른 높이에서 다른 파장이 방출되기 때문입니다.

플레어 지속 시간에 대한 일반적인 측정은 지구 동기 궤도에서 GOES 우주선에 의해 측정된 파장 대역 0.05~0.4 및 0.1~0.8 나노미터(0.5~4 및 1~8 옹스트롬) 내의 부드러운 X선 플럭스의 FWHM(Full Width at Half Maximum) 시간입니다.FWHM 시간은 플레어의 플럭스가 최대 플럭스와 배경 플럭스 사이의 중간에 처음 도달할 때부터 그리고 플레어가 붕괴하면서 다시 이 값에 도달할 때까지입니다.이 측정을 사용하면 플레어의 지속 시간은 약 수십 초에서 수 시간 사이이며, 0.05~0.4 및 0.1~0.8 나노미터 대역에서 각각 약 6분과 11분의 중앙값 지속 시간 범위입니다.[10][11]

약 30분 이상 지속되는 태양 플레어는 LDE(Long Duration Event)로 간주됩니다.[12][13][better source needed]

분출 후 루프 및 아케이드

참고 항목:코로나 루프
바스티유의 날 태양 폭풍 중 X5.7급 태양 플레어 후 존재하는 분출 후 아케이드.[14]

태양 플레어가 폭발한 후 뜨거운 플라즈마로 구성된 방출 후 고리가 플레어의 근원 근처에서 반대되는 자기 극성의 영역을 분리하는 중성선에 걸쳐 형성되기 시작합니다.이 고리들은 광구에서 코로나로 확장되고 시간이 지남에 따라 생성원으로부터 점점 더 먼 거리에서 중성선을 따라 형성됩니다.[15]이러한 뜨거운 고리의 존재는 폭발 이후와 플레어의 붕괴 단계 동안에 존재하는 장기간의 가열에 의해 계속될 것으로 생각됩니다.[16]

일반적으로 C급 이상의 충분히 강력한 플레어에서는 루프가 결합하여 분출 후 아케이드로 알려진 길쭉한 아치형 구조를 형성할 수 있습니다.이러한 구조물은 초기 플레어 이후 수 시간에서 수 일 동안 지속될 수 있습니다.[15]어떤 경우에는 초아케이드 하류로 알려진 어두운 태양 방향으로 이동하는 플라즈마 공극이 이 아케이드 위에 형성될 수도 있습니다.[17]

원인

플레어는 가속된 대전입자, 주로 전자가 플라즈마 매체와 상호작용할 때 발생합니다.자기 재결합 현상이 하전 입자의 극단적인 가속으로 이어진다는 증거가 있습니다.[18]태양에서 자기적 재결합은 태양의 아케이드에서 일어날 수 있는데, 이는 자기력선을 따라 일어나는 일련의 고리입니다.이 힘의 선들은 자기장의 나선이 아케이드의 나머지 부분에 연결되지 않은 채 고리의 하부 아케이드에 빠르게 다시 연결됩니다.이 재결합에서 에너지가 갑자기 방출되는 것이 입자 가속의 기원입니다.연결되지 않은 자기장과 그 안에 들어 있는 물질이 격렬하게 바깥쪽으로 팽창하여 코로나 질량 방출을 형성할 수 있습니다.[19]이것은 또한 왜 태양 플레어가 자기장이 훨씬 더 강한 태양의 활동적인 지역에서 일반적으로 분출하는지 설명해줍니다.

플레어 에너지의 근원에 대해서는 일반적인 합의가 이루어졌지만, 관련된 메커니즘은 여전히 잘 이해되지 않고 있습니다.자기 에너지가 어떻게 입자의 운동 에너지로 변환되는지는 명확하지 않으며, 일부 입자가 어떻게 GeV 범위(109 전자볼트) 이상으로 가속될 수 있는지도 알려져 있지 않습니다.가속된 입자의 총 개수에 대해서도 약간의 불일치가 있으며, 이는 때때로 코로나 루프의 총 개수보다 더 큰 것으로 보입니다.과학자들은 폭발을 예측할 수 없습니다.[citation needed]

분류

2014년 3월 20일 X급 플레어에 대한 다중우주선 관측.

연엑스선 분류

태양 플레어에 대한 현대적인 분류 체계는 지구 동기 궤도에서 GOES 우주선에 의해 측정된 파장이 0.1 ~ 0.8 나노미터(1 ~ 8 옹스트롬)인 연엑스선의 제곱미터당2 와트당 최대 플럭스에 따라 문자 A, B, C, M 또는 X를 사용합니다.

분류 피크유속범위(W/m2)
A < 10−7
B 10−7 – 10−6
C 10−6 – 10−5
M 10−5 – 10−4
X > 10−4

클래스 내 이벤트의 강도는 1부터 10까지의 숫자 접미사로 표시되지만, 이는 클래스 내 이벤트의 요인이기도 합니다.[20]따라서 X2 플레어는 X1 플레어의 두 배, X3 플레어는 X1의 세 배, X2의 50%만 더 강력합니다.[21]X2는 M5 플레어보다 4배나 더 강력합니다.[22]피크 플럭스가 10−3 W/m을2 초과하는 X급 플레어는 10 이상의 숫자 접미사로 표시될 수 있습니다.

이 시스템은 원래 1970년에 고안되었고 오직 C, M, X 문자만을 포함했습니다.이 문자들은 다른 광학 분류 시스템과의 혼동을 피하기 위해 선택되었습니다.A급과 B급은 1990년대에 악기들이 더 약한 플레어에 민감해지면서 추가되었습니다.비슷한 시기에, M급 플레어에 대한 백로닉 중간 정도와 X급 플레어에 대한 익스트림이 사용되기 시작했습니다.[23]

H-알파 분류

이전의 플레어 분류는 H-알파 스펙트럼 관측에 근거했습니다.이 방식은 강도와 방출 표면을 모두 사용합니다.강도의 분류는 질적이며, 플레어를 희미한 (f), 정상적인 (n) 또는 밝은 (b)로 부릅니다.방출 표면은 반구의 백만분의 일 단위로 측정되며 아래에 설명됩니다.(전체 반구 면적 A = 15.5 × 10 km)

분류 보정면적
(반구의 수백만분의 1)
S < 100
1 100–250
2 250–600
3 600–1200
4 > 1200

플레어는 S 또는 그 크기를 나타내는 숫자와 그 최대 세기를 나타내는 문자를 사용하여 분류됩니다.Sn은 일반적인 태양표면입니다.[24]

영향들

2011년 8월 9일 X6.9급 태양표면 폭발

지상파

태양 플레어에 의해 방출되는 X선과 극자외선은 지구 대기의 일광 쪽에 흡수되어 지구 표면에 도달하지 못합니다.그러므로, 태양 플레어는 지구상의 인간들에게 직접적인 위험을 끼치지 않습니다.그러나 이러한 고에너지 전자기 복사의 흡수는 일시적으로 상층 대기의 이온화를 증가시켜 단파 무선 통신을 방해할 수 있으며, 일시적으로 지구의 바깥 대기를 가열하고 팽창시킬 수 있습니다.이러한 팽창은 지구 저궤도에 있는 위성들의 항력을 증가시킬 수 있고, 이는 시간이 지남에 따라 궤도 붕괴를 초래할 수 있습니다.[25]

라디오 블랙아웃

자세한 정보:급격한 전리층 교란
참고 항목:통신 두절 § 우주 날씨

지구 대기권의 일광면, 특히 전리층의 이온화가 일시적으로 증가하는 것은 전파 전파를 위해 이온화 수준에 의존하는 단파 무선 통신을 방해할 수 있습니다.스카이웨이브 또는 스킵은 이온화된 전리층에서 반사되거나 굴절된 전파의 전파를 말합니다.이온화가 정상보다 높아지면, 전파는 더 빈번한 자유 전자와의 충돌로 에너지를 잃거나 완전히 흡수됩니다.[1]

대기의 이온화 수준은 부드러운 X선 복사에서 관련 태양 플레어의 강도와 상관관계가 있습니다.NOAA는 무선 블랙아웃을 관련 플레어의 최대 소프트 X선 강도로 분류합니다.

분류 연관 태양 플레어 설명[26]
R1 M1 소규모 라디오 블랙아웃
R2 M5 중간 정도의 무선정전
R3 X1 강력한 무선정전
R4 X10 심각한 무선정전
R5 X20 극심한 무선정전

마그네틱 크로셰

큰 태양 플레어에 의해 야기되는 전리층의 D층과 E층의 이온화 증가는 전류의 흐름을 허용하는 이 층들의 전기 전도도를 증가시킵니다.이러한 전리층 전류는 지상 자력계로 측정할 수 있는 자기장을 유도합니다.이 현상은 자기 크로셰 또는 태양 플레어 효과(solar flare effect, SFE)로 알려져 있습니다.[27]전자의 이름은 크로셰 갈고리 모양의 자력계에 나타난 것에서 유래했습니다.[citation needed]이러한 교란은 지자기 폭풍에 의해 유도된 것에 비해 상대적으로 작은 몇 개의 나노 테슬라에 가깝습니다.[28]

우주에서

지구 저궤도에 있는 우주비행사들의 경우 태양표면 폭발 동안 방출되는 전자기 방사선의 예상 방사선량은 약 0.05 회색이며, 이는 그 자체로는 즉시 치명적이지 않습니다.우주 비행사들이 훨씬 더 걱정하는 것은 태양 입자 사건과 관련된 입자 복사입니다.[29][better source needed]

관측치

자세한 정보:태양 관측

플레어는 세기는 다르지만 전자기 스펙트럼에 걸쳐 복사를 생성합니다.이들은 가시광선에서는 그다지 강하지 않지만 특정 스펙트럼 선에서는 매우 밝을 수 있습니다.그들은 일반적으로 X선에 있는 브렘스트랄과 라디오에 있는 싱크로트론 방사선을 생성합니다.[citation needed]

역사

광학 관측

리처드 캐링턴의 최초 기록된 태양 플레어 스케치(A와 B는 사라지기 전에 C와 D로 5분 동안 이동한 초기 밝기 지점을 표시함)[30]

1859년 9월 1일 리처드 캐링턴과 리처드 호지슨은 광망원경에 의해 생성된 태양 원반의 이미지를 광대역 필터를 통해 투사함으로써 태양 플레어를 독립적으로 관측했습니다.그것은 시각 스펙트럼에서 많은 양의 빛을 방출하는 플레어인, 이례적으로 강렬한 흰색 빛 플레어였습니다.[30]

플레어는 H-alpha에서 많은 양의 방사선을 생성하기 때문에, 이 파장의 중심에 있는 좁은 ( ≈1 Å) 통과 대역 필터를 광학 망원경에 추가하면 작은 망원경으로 그리 밝지 않은 플레어를 관측할 수 있습니다.수년간 Hα는 태양 플레어에 대한 유일한 정보는 아닐지라도 주요 정보원이었습니다.다른 통과 대역 필터도 사용됩니다.

무선 관측

자세한 정보:태양 전파 방출

제2차 세계대전 중 1942년 2월 25일과 26일에 영국의 레이더 운용자들은 스탠리 헤이가 태양 방출로 해석한 방사선을 관측했습니다.그들의 발견은 갈등이 끝날 때까지 공개되지 않았습니다.같은 해 사우스워스도 라디오에서 태양을 관측했지만 헤이와 마찬가지로 그의 관측은 1945년 이후에야 알려졌습니다.1943년 그로트 레버는 160 MHz에서 태양의 전파천문학적 관측을 최초로 보고했습니다.전파천문학의 빠른 발전은 플레어와 관련된 폭풍과 폭발과 같은 태양 활동의 새로운 특징들을 드러냈습니다.오늘날 지상에 있는 전파망원경은 c.15MHz부터 400GHz까지 태양을 관측합니다.

우주망원경

지구 대기는 태양이 방출하는 파장이 300nm보다 짧은 전자기 복사를 대부분 흡수하기 때문에 우주 망원경은 이전에 관측되지 않았던 고에너지 스펙트럼 선에서 태양 플레어를 관측할 수 있게 했습니다.1970년대 이후 GOES 계열의 위성들은 부드러운 엑스선으로 태양을 지속적으로 관측해 왔으며, 관측은 H-알파 분류의 중요성을 감소시키는 플레어의 표준 척도가 되었습니다.또한 우주 기반 망원경은 이온권을 통해 전파할 수 없는 수 킬로미터에 달하는 극도로 긴 파장을 관측할 수 있습니다.

대형 태양 플레어의 예

참고 항목:태양폭풍 목록
페르미가 2012년 3월 현재 태양에서의 폭발과 관련된 가장 높은 에너지의 빛을 관측한 것에 대한 짧은 내레이션 영상
2012년 7월 6일 오후 7시 8분, 태양 오른쪽 하단에서 X1.1급 플레어가 관측되었습니다.이 폭발로 인해 라디오 블랙아웃이 발생했습니다. 국가해양대기청 규모의 R3는 R1에서 R5까지 확대됩니다.
우주 날씨—2012년 3월.[31]

지금까지 관측된 가장 강력한 플레어는 1859년 캐링턴 사건과 연관된 플레어로 추정됩니다.[32][33]당시에는 부드러운 X선 측정이 이루어지지 않았지만, 플레어와 관련된 자기 크로셰는 지상 자력계에 의해 기록되어 플레어의 강도를 사건 후에 추정할 수 있게 되었습니다.이러한 자력계 측정값을 사용하면 소프트 X선 등급이 X10보다 큰 것으로 추정됩니다.[34]플레어의 부드러운 X선 등급도 X50 정도로 추정되고 있습니다.[35][better source needed]

현대에는 2003년 11월 4일 기구로 측정한 태양표면 폭발이 가장 컸습니다.이 사건은 GOES 검출기를 포화시켰으며, 이로 인해 그 분류는 근사치에 불과합니다.처음에 GOES 곡선을 추정했을 때 X28로 추정되었습니다.[36]나중에 전리층 효과를 분석한 결과 이 추정치를 X45로 증가시킬 것을 제안했습니다.[37]이 사건은 100 GHz 이상의 새로운 스펙트럼 성분에 대한 최초의 명확한 증거를 제시했습니다.[38]

2001년 4월 2일(X20+),[39] 2003년 10월 28일(X17.2+, 10),[40] 2005년 9월 7일(X17),[39] 2011년 8월 9일(X6.9),[41][42] 2012년 3월 7일(X5.4),[43][44] 2017년 9월 6일(X9.3)에도 대형 태양 플레어가 발생했습니다.[45]

예단

현재의 플레어 예측 방법은 문제가 있으며, 태양의 활동 영역이 플레어를 생성할 것이라는 확실한 징후는 없습니다.하지만, 흑점과 활동 지역의 많은 특성들은 섬광과 관련이 있습니다.예를 들어, 델타 스팟이라고 불리는 자기적으로 복잡한 영역(가시선 자기장 기준)은 가장 큰 플레어를 생성합니다.McIntosh로 인한 흑점 분류의 간단한 체계 또는 프랙탈 복잡도와[46] 관련된 것이 플레어 예측의 시작점으로 일반적으로 사용됩니다.[47]예측은 일반적으로 24시간 또는 48시간 이내에 M 또는 X 등급 이상의 플레어가 발생할 확률로 표시됩니다.미국 국립해양대기청(NOAA)은 이런 종류의 예보를 발표합니다.[48]MAG4는 존슨 우주 비행 센터(NASA/SRAG)의 우주 방사선 분석 그룹의 지원을 받아 헌츠빌에 있는 앨라배마 대학교에서 M- 및 X-급 플레어, CME, 빠른 CME 및 태양 에너지 입자 사건을 예측하기 위해 개발되었습니다.[49]임박한 대형 태양 플레어를 예측할 수 있는 물리학 기반 방법이 나고야 대학 우주-지구 환경 연구소(ISEE)에 의해 제안되었습니다.[50]

대중문화에서

참고 항목:문화 속의 태양과 소설 속의 태양

태양 플레어는 공상과학 소설의 주요 줄거리 장치가 되어 왔습니다.

그들은 지구에 미치는 영향이 종종 크게 과장되는 재난 영화에서 인기 있는 지구 종말 시나리오이기도 합니다.[51]

참고 항목

참고문헌

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