자기권 계면(Magnetopause)

자기권 계면(영어: Magnetopause)은 태양풍과 자기권의 경계지역으로 태양풍과 자기권의 자기장과 플라즈마를 구분합니다. 자기권 최상위형 변화는 태양풍 변화를 반영하여 자기권 내부의 자기장에 영향을 미치고 자기권 내부의 각 전류 체계와 영역별 공간 분포에도 영향을 미칩니다. 그래서 자기권상위형은 공간물리학에서 중요한 매개변수입니다. 


자기권 계면(magnetopause)은 태양풍과 자기권의 경계 지역으로 태양풍과 자기층의 자기장과 플라즈마를 구분합니다.
자기권 천장 바깥쪽 행성간 자기장은 작습니다. 태양풍은 플라즈마 밀도가 크고 온도가 낮습니다. 자기권 천장 안쪽은 자기권 내측 자기장이 커서 플라즈마 밀도가 작고 온도가 높습니다. 남북반구에 위치한 극첨구는 태양풍 플라스마가 직접 자기권으로 들어가는 통로입니다.
자기권 천장은 태양풍과 자기권 상호작용의 주요 영역입니다. 이 상호작용은 다차원 및 다척도 구조를 발생시켜 태양풍이 끊임없이 자기권에 에너지, 운동량, 질량을 전달하게 합니다. 태양풍 자기권 결합 과정은 발전기처럼 자기권에 전류와 전기장을 발생시키고 자기권 내의 큰 척도의 대류를 구동합니다. 

기본 특징

1931년 Chapman과 Ferraro는 지구 자기권 정상의 존재를 연구하면서 자기권 정상 크기가 태양풍 동압에 의해 통제된다고 지적했습니다.당시 이들은 태양으로부터의 미립자류가 간헐적이어서 태양이 활동하는 동안에만 발생한다고 생각했고, 이로 인해 발생하는 지구 자기층 지붕도 간헐적입니다. 1951년, 비어맨은 혜미 분석표를 통과했습니다. 밝은 태양 바람은 언제나 불어요모두 존재합니다. 지구 자기권 꼭대기가 영구적인 특징을 가지고 있다는 것을 말합니다. 이후 연대기 동안 지구 자기권 꼭대기의 존재는 대량의 관측 위성에 의해 증명되었습니다.

 

자층 천정 전류 시트

익스플로러 12 위성 자권은 일하점 부근, 지방은 12시 지점에서 발생했습니다. 자기장의 크기 및 방향의 돌연변이에 따라 그림 1에 나타난 자기권역 통과점은 대략 Re(Re는 지구 반경)입니다. 

마그네틱 루프 전류시트 개념은 Chapman과 Ferraro에서 처음 시작됐습니다. 북반구 Chapman-Ferraro 전류편 분포를 나타냄과 동시에 자기층 천정전류의 발생 원인을 제시합니다. 초기 폐쇄 모형에 따르면 태양풍에 자기장이 없다고 가정하면 태양풍 양성자와 전자가 지구 자기장을 뚫고 들어오기 시작하는 과정에서 이들은 각각 수용됩니다. 로렌츠력이 작용하여 상이 발생합니다. 반대방향으로 편향반사하여 자기권 천정전류가 형성되었습니다. 자기권 정상의 낮 쪽에서 자기권 정상 전류는 두 개의 와전 전류로 이루어져 있습니다. 남북반구 각각 하나씩입니다. 그 소용돌이의 중심은 극에 있습니다. 태양 방향에서 지구를 바라보면 북반구 자기권은 시계 반대 방향으로 회전하고 남반구 자기층은 시계 반대 방향으로 회전합니다. 간단한 평면 자기권천장 모델에 의하면 자기권천장 전류편의 두께는 대략 1개의 이온 회전반경입니다. 그러나 초기 모델은 너무 단순하고 자연친화적이지 않으며 태양풍 자기장과 자기권 내 플라즈마를 무시합니다. 실제 관측에 따르면 자기권 천장의 두께는 대략 몇 개에서 몇 십 개의 이온 회전 반경으로 몇 백 킬로미터에서 수천 킬로미터까지입니다.

 

자기권상위형

가까운 공간의 자기적도면에서 자기권정 형태는 대체로 타원방정식으로 설명될 수 있습니다. 그러나, 근접 공간 자기층의 최상위 형상은 회전축 대칭 형상이 아닙니다. 자기권역통과 데이터 분석에 따르면 고위 자기권 정상 척도가 저위 자기권 정상 척도보다 작습니다. 그러나 고위층 지붕의 내부 오목 구조 여부는 결론에 이르지 못했습니다. Safrankova 등에 따라요사람이 결과를 분석하여 고위위를 나타냅니다. 자기권 꼭대기는 극빈 영역 부근에 내오목 구조가 존재하며, 보통 태양풍 조건에서는 내오목 깊이가 2.5 - 4 Re 정도입니다. Zhou와 Russell 분석에 따르면 고위 자기층 꼭대기 형상의 내오목 구조가 존재한다는 징후는 없습니다. 종래의 자기권 정수의 계산 결과에 의하면, 고위 자기권 정상의 내부 오목 구조가 존재하고, 그 3차원 내부 오목 구조는 그림 3과 같이 나타납니다. 하지만 짚고 넘어가야 할 것은요.60~70년대 자기권 정수치 계산은 자기권 내부 전류가 지구 자기장에 미치는 영향을 고려하지 않았습니다. 원자미 자기층의 꼭대기 형상에 대하여 대체로 회전 원통면 형상으로 볼 수 있습니다. 여러 가지 태양풍 조건에서 그 원면의 반지름은 대략 20에서 40 Re 사이입니다. 파이오너 7 원자미 자기장에 의한 접합 관측입니다과일 분석, 빌란입니다te는 자기 꼬리 자기층의 꼭대기 형상을 받아 1000Re 정도까지 뻗을 수 있습니다.

 

종래의 대량의 자기권역 통과 데이터 분석에 따르면, 보통 태양풍 조건에서는 자기권역의 일하점 거리가 대략 10 - 11Re 사이입니다. 매우 약한 태양풍 조건에서는 14Re까지, 극단적인 태양풍 조건에서는 자기권역 천장은 6.6Re 이내로 압축될 수 있습니다. 저위 자기권 최상위형은 주로 태양풍 동압과 행성 간 자기장의 남북 분량에 영향을 받습니다. 대부분의 저위 자기권 천경에 따라검사 모델은 태양풍 동압이 증가하면 자기권 전체가 압력을 받아 자기권 천장 척도는 감소하지만 자기권 천장 형상은 거의 그대로 유지됩니다. 남방향 성간자장은 자기중합방식으로 낮의 한쪽 자속을 박식하여 배양면으로 전송할 수 있습니다. 따라서 낮의 한쪽 일하점 거리가 줄어들고 자기 꼬리층의 천장각이 증가합니다. 남향행 성간 자기장은 일하점 침식 과정에 대하여 포화성을 띱니다. 즉, 남향행 성간 자기장이 일정하게 강해질 때까지 강해집니다.

 

정도면, 일하점 거리는 거의 더 이상 남향행 성간자장이 강해짐에 따라 줄어들지 않습니다. 대부분의 저위 자기권 정상 경험 모델은 북방향 성간 자기장이 자기권 정상의 일하점 거리에 거의 영향을 미치지 않으나, 북방향 성간 자기장이 자기권 정상의 각도에 영향을 미치는지에 대해서는 결론이 다릅니다. 고위 자기권 최상위형에 있어서, 지자기 때문입니다. 우극경사각이 흔들리면 정리가 됩니다각 지구의 자기장이 흔들리면, 극빈 구역의 위치 및 남북 방향에 대한 자기장의 비대칭성이 특히 뚜렷하게 변화하여 그림 4와 같이 고위 자기층의 꼭대기 형상에 영향을 줍니다. 

 

역사 

이론 모형

자기권 최상위형 연구는 경험모델보다 이론모델이 먼저 발달했는데, 주로 60년대와 70년대 초반에 집중됐습니다. 이들 이론 모델은 주로 자기권 정상 양쪽 태양풍 동압(또는 자기점압이 강함)과 자기권 정상 안쪽 자기권 자압 상호평형이론에 기초하고 있습니다. 이러한 이론 모형은 대부분 비교적 좋은 지구 자기권 꼭대기의 기본 형태를 제공할 수 있으며, 자기권 꼭대기형 경험 모형을 위해 발전하고 완성됩니다. 방향은 제공하였으나, 정량적으로 매듭을 짓습니다. 열매는 대부분 실제 관측과 차이가 큽니다.

이론모델 간의 결과차이는 주로 지구자기장모델이 다르고 계산근사방법이 다르거나 다른 관련 가설이 다르기 때문입니다. 제안할 점은 1999년에 Sotrielis와 Meng은 태양풍 및 지자기수 대 자기권 최상위형을 반영할 수 있는 Tsyganenko 1996 자기장 모델을 사용했습니다. 영향, 계산 과정에서 아닙니다. 자기권 천장 표면 전류 영향만을 고려하며, 월미 전류, 환 전류, 그리고 전방향 전류 영향도 고려합니다. 자기권상위상이론 계산에 대하여, 아직요.연대기 이후 더 복잡한 수치 시뮬레이션이 있습니다. 

 

경험 모델

정량화된 자기권 천장 경험 모델링은 1970년대부터입니다. 모형에서 상류의 태양풍 변화를 반영할 수 있는지 여부에 따라 그 발전 과정은 세 단계로 나눌 수 있습니다:

(1) 정적 자기권정 경험 모델

(2) 준동적 자기권정 경험 모델
(3) 동적 자기권정 경험 모델.

 

정적 자기권정 경험 모델은 평균 자기권정 비트만을 줄 수 있습니다. 준동적 자기권정 경험 모델은 태양풍 데이터 패킷 방식으로 각 그룹 자기권정 평균 비트들을 각각 의합하기 때문에 태양풍 변화가 자기권정 비트들에 미치는 영향을 구현할 수 있습니다. 동적 자기권 천장 경험 모델은 연속 태양풍 변화가 자기권 천장 위상형에 미치는 영향을 설명할 수 있습니다.