행성간 충격파와 충격파 유도체

행성간 충격파와 충격파 유도체

1.  행성간 충격파(Interplanetary shock, IP shock)

행성간 충격파는 태양풍의 속력, 밀도, 온도에서 관찰되어지는 급속한 불연속 으로 흐름 방향을 가로지르고 움직이는 위성 기준 좌표계에서 몇 분 동안 지속 된다. 이러한 태양풍 매개변수들의 급격한 상향 증가를 행성간 충격파로 정의한 다. 행성간 충격파는 팽창하는 태양풍으로 전파해가는 교란이다(Oh et al, 2002).

행성간 충격파는 태양폭발로 인해 행성간 매질이 압축되고 밀어 올려지며 형 성된다. 즉, 행성간 충격파 유도체가 앞으로 전파되는 동안 압력의 점진적인 증 가로 인해 물리량이 변화(증가)하게 된다(Foukal, 2004).

폭발적인 태양활동으로 발생하는 행성간 충격파는 안정된 상태의 태양풍보다 우주환경의 변화에 더 많은 영향을 미친다고 생각된다(Geniss et al. 1995, McComas et al. 1998). CME, 플레어, 전파 폭발(radio burst)과 같은 폭발현상 은 행성간 충격파의 유도체로서 제안되기도 한다(Burlaga, 1995).

2.  행성간 충격파 유도체

행성간 충격파를 유도하는 유도체(driver)는 행성간 코로나 질량분출 (Interplanetary CME, ICME)과 고속 태양풍(High Speed Stream, HSS)으로 분류할 수 있다.

ICME는 태양풍 안에서 그들의 모체인 CME의 자기장 구조를 나르는 팽창하는 플라즈마 구조로 물리적 성질은 거의 CME와 비슷하다. ICME는 자기구조에 따 라 자기구름(Magnetic Cloud, MC)과 Ejecta로 분류된다. MC는 행성간 공간으 로 분출하는 필라멘트 안에서 플럭스 루프의 확장이다. CME가 행성간 공간으로 확장되면서 원래의 자기장을 수반하게 되는데 지구 부근에서 지름이 약 0.25AU 정도의 행성간 공간의 교란을 MC라 한다(안병호, 2009). MC는 1AU에서 10nT 이상의 강한 자기장 세기와 뚜렷한 자속 루프 구조(자기장의 회전)를 가지지만 Ejecta는 그렇지 않다(Burlaga, 1995).

MC는 보통 꼬인 자기장선의 묶음으로 묘사되어진다(Kallenrode, 2000). Burlaga et al.(1981)의 정의에 따르면 MC는 다음과 같은 특징을 갖는다.

1) 강화된 자기장 세기(1AU에서의 평균값 5nT와 비교하였을 때 10nT가 넘는 값을 유지). 

2) 1-2일에 걸쳐 180도로 이루어지는 자기장 방향의 크고 매끄러운 회전으로, 위도각의 크고 일관적인 변화가 특징. 

3) 낮은 양성자온도와 낮은 양성자 플라즈마-β(플라즈마 압력과 자기압력의 비)

HSS는 700km/s 이상의 속도를 가진 코로나 홀에서 나오는 오래 지속되는 흐 름(stream)이다. 태양활동이 약한 시기에는 코로나 홀이 주로 극지방에 분포하기 때문에 HSS는 위도가 높은 지방에서 나타나고 태양활동이 증가하면 코로나 홀 이 적도지방까지 확장되기 때문에 태양활동이 활발한 시기에는 HSS가 황도면 상에 있는 지구에서도 관측된다. 이렇듯 코로나의 자기장 분포가 태양풍의 속도 변화를 야기한다(안병호, 2009). 1AU 근처에서 관찰되는 HSS의 분명한 특징은 태양풍의 속력과 플라즈마 온도의 특징적 증가(대략 하루)와 느린 감쇠(수 일 동 안)이다(Foukal, 2004). HSS는 빠른 태양풍의 속력, 높은 양성자 온도, 낮은 개 수밀도가 특징이다(Oh et al, 2007).