태양풍의 성질

지구 근처에서 측정한 태양풍의 평균 속도는 450km/s인데, 200~900km/s로 편차가 크다. 일반적으로 태양풍의 속도는 초음속이다. 지구 궤도 근처에서 관측된 기체 압력과 밀도를 이용해 계산한 음파의 속도는 대략 60km/s이기 때문이다.

태양풍은 두 성분으로 종종 구분된다. 우선 상대적으로 느린 태양풍이 있다. 속도는 200~600km/s이고 온도는 약 100만이다. 주로 황도면에서 흐르는 이 태양풍을 저속 태양풍이라고 부른다. 황도면 바깥에서 태양풍은 600~800 km/s의 속도로 흐르며 온도는 80만이다. 태양의 극지역에 위치하는 코로나 구멍과 연관되어 있는 것으로 알려져 있는 이 태양풍을 고속 태양풍이라고 부른다.

물론 태양의 극대기 때 태양 적도 지역에 코로나 구멍이 발생하면 고속 태양풍이 황도면을 따라 흐르기도 하며, 이것들이 지구의 자기장에 심각한 영향을 준다.

태양풍 안에는 황도면과 거의 평행한 성분의 약한 자기장이 스며들어 있다. 태양에서 떨어진 황도면 지역에서는 자기력선이 지구와 태양을 잇는 선에 약 45도 기울어져있다. 그리고 지구에 도달한 행성 간 자기장은 태양의 중위도에 족점이 있을 것으로 생각된다. 태양 표면에서의 자기장 세기가 약 10이므로 행성 간 공간이 진공이라 면 지구 궤도 근처에서는 10이어야 한다. 하지만 위성 관측에 따르면 이런 예상치보다 약 100배 강하게 나타나는데, 이는 진공이 아니기 때문이다.

 

태양풍에 있는 자기장은 자기 유체역학적 효과를 만든다. 자기장 압력은 기체 압력과 크기가 거의 비슷하므로 자기장 효과가 태양풍 플라스마에서 꽤 중요하다. 특히 자기장 파동이 만드는 알펜 파는 음파와 거의 비슷한 속도로 전파된다.

태양의 회전과 더불어 자기력선은 아르키메데스 나선 형태를 형성한다. 태양계의 북반구와 남반구, 태양의 활동성 주기에 따라 자기장 나선이 태양계 안쪽을 향하기도 하고 바깥쪽을 향하기도 한다. 즉, 자기장은 북반구와 남반구에서 동일한 나선 모양을 가지지만 반대의 자기 방향을 떤다. 이 두 자기장 영역은 전류면에 의해 둘로 나뉜다. 태양은 11년마다 자기장이 반대로 변하며 태양 주기에 따라 태양권 전류면의 모양이 반대다.

태양풍은 광대한 공간에 걸쳐 퍼져있기 때문에 어느 지점에서 관측했는지가 매우 중요한 요소이다. 다양한 방법을 동원해서 가장 자세하게 관측이 수행된 곳은 태양으로부터 144 떨어진 지구 공전 궤도 근처이다. 이 지점에서 관측된 플라스마와 자기장의 물리적 성질은 정리되어 있다.

태양풍 생성에 관한 이론이 다루는 핵심 요소는 세 가지이다. 첫 번째는 코로나의 평형 상태에 관한 유체 이론과 관련이 있는데, 이 이론을 통해 코로나에서 행성 간 공간으로 흐르는 초음속 플라스마 흐름을 설명한다. 두 번째는 행성 간 공간으로 확장하며 퍼져 가는 플라스마에 동결된 태양의 자기력선 형태에 관한 설명을 포함한다. 마지막은 태양계의 먼 거리에 있는 태양풍이 어떻게 항성 간 물질과 합쳐지는지 고려한다. 이 핵심 요소들을 간단히 알아보자.