23.5. Solar Eruptive Activity
대부분의 태양 폭발은 강한 자기장을 가진 영역에서 발생합니다. 보통 *흑점으로 표시되며, 이 지역들은 보통 활동 지역(activity region)이라고 불립니다. 활동 지역은 흑점 극대기에는 많고 흔하며 흑점 극소기에는 거의 없습니다.
*플레어(flare)와 *CME는 태양 폭발의 두 가지 주요 유형입니다. 이 두 가지는 독립적으로 또는 동시에 발생할 수 있습니다. 태양 플레어는 지상에서 볼 수 있는 것처럼 100년 이상 알려져 왔습니다. 지난 50년 동안, 수소 알파{Hydrogen-Alpha, 656.3 나노미터(nm) 파장} 필터가 장착된 지상 망원경이 플레어를 관측하는 데 사용되었습니다.
플레어는 매우 밝은 섬광 단계(flash phase)를 특징으로 하며, 가장 큰 플레어 동안 몇 분에서 몇 시간 동안 지속됩니다. 플레어는 감마선에서 전파에 이르기까지 *전자기 방사(electromagnetic emission) 스펙트럼에 걸쳐 모든 주파수를 방출할 수 있습니다.
태양 플레어와는 달리 CME는 관측하기 어렵고 밝지 않으며 태양에서 완전히 분출하는 데 몇 시간이 걸릴 수도 있습니다. CME는 말 그대로 태양의 외부 대기인 *코로나의 많은 양의 분출입니다. 위성시대 이전에는 관측하기가 매우 어려웠습니다. 큰 태양 플레어에서 방출되는 에너지는 CME에서 방출되는 에너지와 비슷하지만, CME는 지구 자기장을 교란하는데 훨씬 더 효과적이며 가장 강력한 자기 폭풍을 일으키는 것으로 알려져 있습니다. CME가 태양에서 지구까지 이동하는 일반적인 시간은 1일 미만에서 4일 이상입니다. 이에 비해 플레어 동안 발생하는 전자기 방사(electromagnetic emission)의 이동 시간은 빛의 속도(광속)입니다. 이들은 관찰 즉시 지구의 햇빛을 받는 쪽에 영향을 미칩니다.
태양 플레어와 CME의 빈도수는 태양 주기를 추적합니다. 태양 주기의 흑점 극대기 동안 하루에 최대 25번의 태양 플레어가 발생할 수 있습니다. 흑점 극소기에서 25개의 플레어가 발생하는 데 6개월 이상이 걸릴 수 있습니다. CME 빈도는 흑점 극대기 근처에서 매일 약 5회, 흑점 극소기일 때 일주일에 1회 또는 그 이상까지 다양합니다.
태양으로부터 들어 올려지는 많은 CME들은 지구를 향하지 않습니다.
23.6. Geospace
우주공간은 *태양풍에 의한 지구 자기장의 영향을 받아 지구를 둘러싸고 있는 공간의 부피(volume)입니다. 만약 지구에 자기장이 없다면, 태양풍은 방해받지 않고 지구를 지나갈 것이며, 오직 지구의 질량과 대기에 의해서만 영향을 받을 것입니다. 지구의 자기장은 모든 방향으로 바깥쪽으로 뻗어 있습니다. 이것은 지구에 보호막을 형성해 태양풍의 흐름(flow)으로부터 지구를 보호합니다. 이 보호막을 *자기권(magnetosphere)이라고 부릅니다. 자기권은 일반적으로 낮에는 지구의 반지름 10배 정도 태양 쪽으로 뻗어나가고 밤에는 태양으로부터 몇 배 더 멀어집니다. 모양은 혜성 꼬리와 비슷하며 강한 태양풍 조건에서는 확장되고 태양풍이 약할 때는 늘어나지 않습니다. 자기권의 측면에서 자기권은 새벽과 해 질 녘에 대략 지구의 반지름 20배 정도 바깥쪽으로 확장됩니다.
자기권은 태양풍에 의해 운반되는 대부분의 에너지를 편향시키는 반면, 그중 일부는 지구 근방 시스템에 의해 흡수될 수 있도록 합니다. 태양이 활동적이고 CME가 지구와 상호작용할 때, 추가적인 에너지는 자기권을 교란시켜 자기 폭풍을 일으킵니다. 그 후 시간이 지남에 따라 자기권은 다양한 과정을 통해 조정되어 다시 정상으로 되돌아옵니다.
북반구와 남반구 모두에서 태양풍으로부터 자기권으로 흡수되는 에너지의 가장 눈에 띄는 징후는 *오로라(aurora)입니다. 오로라는 태양으로부터 가속된 전자가 지구의 자기장을 따라 극지방으로 내려가면서 지구 상층 대기의 산소, 질소 원자 및 분자와 충돌할 때 발생합니다. 이러한 충돌에서 전자는 에너지를 대기로 전달하여 원자와 분자를 더 높은 에너지 상태로 촉발시킵니다. 더 낮은 에너지 상태로 이완(relax)될 때, 빛의 형태로 에너지를 방출하게 됩니다. 간단히 말해서, 태양풍에 더 많은 에너지가 있을수록, 오로라 빛은 더 밝고 더 널리 퍼지게 됩니다.
지구 가까이에는 *전리층(ionosphere)이라고 불리는 또 다른 영역이 있습니다. 전리층은 전자와 이온이 중성 대기(neutral atmosphere)에 존재하는 약한 플라즈마의 껍질(shell)입니다. 전리층은 대략 고도 80km에서 시작하여 상단(topside)에서 많은 지구 반경으로 확장됩니다.
극자외선(EUV, Extreme Ultraviolet) 태양 방출은 중성 대기를 이온화하여 전리층을 생성합니다. 이 과정에서 생성된 전자와 이온은 낮은 전리층에서 더 빠르게 진행되는 화학반응에 관여하게 됩니다. 전리층은 밤낮으로 크게 변합니다. 해가 질 때, 화학적 과정은 다른 역동적인 과정과 함께, 새로운 날(new day)이 다시 한번 태양의 EUV를 가져올 때 이온화의 일부를 남깁니다. 중요한 점은 태양풍을 타고 태양으로부터 오는 에너지가 전리층으로 이동해 우주 기상 폭풍(space weather strom) 동안 주변 조건을 바꾼다는 것입니다.
- 흑점(sunspot), 플레어(flare), 코로나 질량(물질) 방출(CME, Coronal Mass Ejection), 전자기 방사(electromagnetic emission), 태양풍(solar wind), 자기권(magnetosphere), 전리층(ionosphere) : https://jicho9597.tistory.com/196 참조.
- 코로나 (corona) : 태양 대기의 가장 바깥 층을 구성하고 있는 부분. 코로나는 두 부분으로 이루어져 있는데, 바깥쪽은 주로 태양과 지구 사이의 작은 티끌들에 의해 태양 광구의 빛이 산란되는 것으로, F코로나라 하며, 이에 비해 태양의 영향을 많이 받는 안쪽 부분을 K코로나라고 함.
- 오로라 (aurora) : 태양에서 방출된 대전 입자(플라스마)의 일부가 지구 자기자에 이끌려 대기로 진입하면서 공기 분자와 반응하여 빛을 내는 현상.
※ U.S. Department of Transportation Federal Aviation Administration, FAA Advisory Circular (AC) 00-6B, AVIATION WEATHER, page 23-2~3 해석