태양풍에 대해서

태양풍은 행성 간 공간에 퍼져 있는 태양 플라스마와 태양 자기장의 자취이다. 주로 1000 정도의 고에너지 전자와 166 정도의 양성자로 이루어져 있는 하전 입자들의 흐름이라고 할 수 있다. 태양풍은 엄청나게 큰 에너지로 가속되어 태양 플라스마가 태양 대기 밖으로 몰려나온 것이라고 할 수 있는데, 태양의 경도와 시간에 따라 그 세기나 밀도, 속도, 온도 등이 다르다.

1950년대에 비어만은 혜성 꼬리가 항상 태양으로부터 멀어지는 방향을 향하는 현상에 관심을 가졌다. 비어만은 이 현상을 설명하기 위해 태양이 연속적으로 입자를 내뿜어서 흐름을 만들고 이 흐름이 혜성의 꼬리를 늘어뜨린다는 가설을 세웠다. 파커는 채프먼 모델이 설명하는 태양으로부터 나오는 열 흐름이나 태양으로부터 멀어지는 혜성의 꼬리와 같은 현상이 동일한 원인 때문이라는 것을 밝혀냈다. 태양풍은 1959년 1월 소련의 우주 탐사선인 루나 1호가 역사상 처음으로 직접 관측하였고, 1900년대에 본격적인 관측이 시작되었다. 1990년대 전까지는 태양권에 대한 관측 자료가 황도면에서 얻은 것밖에 없었으나, 1990년에 율리시스 탐사선이 태양의 고위도 지역을 탐사하여 코로나 구멍에서 나오는 태양풍을 직접 관측하였다.

태양풍 관측과 이론은 흥미롭고 중요한 연구 주제이다. 태양풍 연구가 중요한 두 가지 이유는 다음과 같다, 우선 태양 지구 물리학에서 태양풍이 하는 역할이 크기 때문이다, 태양풍은 태양 활동에 영향음 받아 그 효과를 행성. 해성. 먼지 입자, 태양권에서 떠드는 우주선에 전달한다. 좀 더 구체적으로 말하면 태양풍은 태양 활동 에너지를 지구로 전달하는 기작이자 전달자이다. 팽창하는 코로나 플라스마와 다양한 방식으로 생성된 자기장과의 상호작용은 우주 시대를 앞당기는 중요한 요소가 된다.

두 번째 다양한 조건 아래에서 플라스마 물리를 연구할 수 있기 때문이다. 뜨거운 태양 코로나부터 차갑고 희박한 태양계 외곽 지역에 이르는 광대한 공간에서 태양풍이 어떻게 팽창하는지, 태양풍 자체가 어떻게 방생하는지는 지구의 실험실에서 실험을 동해 재현할 수 있는 물리적 현상이 아니다. 그러나 태양풍의 성질들은 우주 탐사선을 이용하면 직접 측정하는 것도 가능하며 또한 물리적 과정을 자세하게 연구할 수 있다.

이 장에서는 태양풍의 성질을 요약하고 태양풍의 발생과 관련된 이론을 소개할 것이다. 또한 태양권을 특정 짓는 행성 간 자기장의 구조와 전류면이 태양풍과 어떻게 관련되는지도 알아볼 것이다. 태양풍은 뜨겁고 밀도가 극도로 작으며 엄청나게 빠르다. 태양풍 플라스마는 대부분 양성자로 이루어져 있고 약간의 헬륨 핵과 무시할 만한 양의 중원소들의 이온으로 이루어져 있다. 

태양풍의 구성 성분은 태양 코로나의 구성 성분과 거의 흡사하다. 태양풍을 통해 매 초마다 약 10? 008의 에너지가 전달되고 초당 약 100만 톤의 질량이 운송된다. 이 질량은 핵융합 반응에서 에너지로 사라지는 질량의 1/5 정도에 해당한다. 이 숫자는 엄청나게 큰 것처럼 보이지만 태양의 관점에서 볼 때는 무시할 만한 양이다. 오히려 태양풍은 과거에 현재보다 1000배는 더 무거웠으며 금성과 같은 행성의 대기에 영향을 심각하게 미쳤을 것이다. 태양은 앞으로도 약 10년 동안 이러한 방출을 지속할 것이다.