자기권(Magnetosphere)

 

자기권(영어: Magnetosphere)은 태양풍과 행성의 자기장의 상호작용에 의해 행성의 원래 자기장의 자기력선이 태양풍에 의해 제한된 공간에 압축되는 것을 말합니다. 지구 주변, 태양풍에 둘러싸여 지자기장에 의해 통제되는 플라즈마 영역에 위치합니다. 태양풍으로부터 지구를 보호하는 역할을 합니다.

자기권의 개념은 영국의 S. 채프먼이 1930년대에 처음 제안했습니다. 1950~60년대 인공지구위성의 지구 고하전 입자 영역 탐사로 지구 자기권의 존재가 확인됐습니다. 자기권이라는 용어는 최초로 지구 자기권만을 가리키는데, 다른 천체의 자기권에 대한 탐사와 연구가 점차 많아짐에 따라 자기권이라는 용어가 널리 쓰이게 되었습니다.

구성

태양풍은 일종의 플라즈마이기 때문에 그것에도 자기장이 있습니다. 태양풍 자기장은 지구 자기장에 작용합니다. 마치 지구 자기장을 지구상에서 날려 버리려는 것 같습니다. 그럼에도 지구 자기장은 태양풍이 불어오는 것을 효과적으로 막았습니다. 지구 자기장의 반항으로 태양풍이 지구 자기장을 돌아 계속 앞으로 운동하여 형성되었습니다. 태양풍에 둘러싸인 혜성 모양의 지구 자기장 영역, 이것이 바로 자기권입니다.

일지연심선 양지쪽에서 자기권 꼭대기는 지구 반경 10개 정도입니다. 태양이 격렬하게 움직이면 갑자기 강해진 태양풍에 의해 6-7개의 지구반경이 됩니다. 일지연심선 배양의 한쪽에서, 자기층은 원기둥 모양의 긴 꼬리, 즉 자기 꼬리를 형성합니다. 원기둥 반지름은 대략 20개의 지구 반지름과 같습니다. 그 길이는적어도 수백 개의 지구 반지름과 같습니다. 멀리서 보니 자기층이 혜성 같습니다.

자기층은 자기권 천장, 플라즈마 휘장, 자기미, 중성편, 플라즈마층, 플라즈마편 등으로 구성되어 있습니다. 자기권 정상 밖에는 자기집과 활격파가 존재합니다. 지구의 자기권은 지상에서 약 1000㎞ 떨어진 곳에서 시작하여 바깥으로 자기권 꼭대기까지 뻗어 있습니다. 자기권 꼭대기는 자기권의 바깥 경계로, 양지쪽으로 일타구면을 나타내며, 지구는 그것의 한 초점에 위치합니다. 등쪽은 약간 납작하게 벌어진 원통형이고, 이 원통으로 둘러싸인 공동을 꼬리라고 합니다. 잔잔한 태양풍 속에서 자기권 천장은 양지쪽 지심에서 약 10개, 양극에서는 약 13~14개, 배양쪽 가장 먼 곳에서는 1000개 지구에 이를 수 있습니다. 태양이 격렬하게 교란할 때 태양풍 밀도와 속도가 크게 증가하여 자기권도 따라서 움직입니다. 옆의 자기권 천장은 마음으로부터 6~7개의 지구 반 각 항에 불과할 수 있습니다. 태양이 고요할 때에도 지구 궤도 부근의 태양풍의 평균 속도는 300~400km에 달합니다. 자기권에 의해 저지당할 때 자기권의 상류 방향의 약 몇 개의 지구 반지름에 상대적 자기권 정지의 활격파와 자기권 정상 사이의 공간을 형성하여 마그네틱을 형성합니다. 그 두께는 3~4개의 지구 반지름입니다.

자기 꼬리에는 특수한 계면이 존재합니다. 계면 양쪽에 자기력선이 갑자기 방향을 바꿉니다. 이 계면을 중성편(전류편)이라고 합니다.양지쪽 정자오면에 중성점이라고 하는 점이 두개 있는데 남북반구 각각 하나씩 위도 약 60°에 위치합니다. 중성점 부근에서는, 자기장이 약하기 때문에, 마그넷 내의 하전 입자는 항상 깊이 들어갈 수 있습니다. 지구 부근에 가면 깔때기 모양의 극첨구 또는 극빈구라고 합니다. 지구 자기권 안에는 플라즈마가 가득 차 있습니다. 비교적 밀집된 영역에는 중성편 양쪽의 플라즈마편, 자기권 천장 안쪽의 플라즈마 휘장, 플라즈마층, 그리고 고에너지 대전 입자로 이루어진 복사대가 있습니다. 태양은 때때로 태양이 고요할 때보다 훨씬 큰 플라즈마 흐름을 분출하는데, 그것은 지구 자기층극을 일으킵니다. 열의 방해, 즉 자기권 요일입니다. 이때 자기층이 압축되어 지자계에 급격한 변화, 즉 자기폭풍이나 자기권 아포가 발생합니다. 자기 소란시 전리층 전자 밀도에 이상을 초래하여 전리층폭이라고 하며, 이때 단파 무파 무전신 교신이 심하게 교란됩니다. 

 

자기 계층 분류

 

지구 자기권
지구 자기권은 지상 600~1000km 높이에 위치하며, 자기권의 바깥쪽 경계를 자기권 천정이라고 하며, 지상에서 5~7만km 떨어져 있습니다. 태양풍의 압축으로 지구의 자력선은 태양의 한쪽 면을 등진 공간으로 멀리 뻗어 나가면서 긴 꼬리를 형성하는데 이를 자기꼬리라고 합니다. 자기 적도 부근에는 특수한 계면이 있습니다. 계면 양쪽에 있습니다. 자력선이 갑자기 방향을 바꾸는데,이 계면을 중성영화라고 합니다.중성영화상의 자기장 강도는 미미하고 두께는 대략 1000km 정도 됩니다. 중성편은 자기 꼬리 부분을 두 부분으로 나눈다. 북쪽의 자력선은 지구를 향합니다. 남쪽의 자력선은 지구를 떠나갑니다.

1967년 중성편 양쪽 약 10개의 지구 반경 범위에 비교적 밀도가 높은 플라즈마가 가득 차 있는 것을 발견했는데, 이를 플라즈마편이라고 합니다. 태양의 활동이 격렬할 때 플라스마에서 고에너지 입자가 많아지고, 빠르게 자력선을 따라 지구 극지방으로 내려와 천자백태 현란한 오로라가 나타났습니다. 태양풍은 지구 자기장의 가장자리에 고속으로 접근하기 때문에 충돌이 없는 지구 활 모양의 격파의 파진면을 형성합니다. 파진면과 자기권 정상 사이의 전이 영역을 자기집이라고 하는데 두께는 3~4개의 지구 반지름입니다.

지구의 자기층은 상당히 복잡한 문제입니다. 그 중의 물리적 메커니즘은 깊이 연구해야 합니다. 자기권 연구는 이미 지구 자기권에서 행성 자기권으로 확장되었지만, 지구 자기권은 인류가 직접 탐사하고 상세하게 연구할 수 있는 유일한 공간 영역으로서, 연구의 중점입니다. 지구 자기권은 매우 복잡한 자기권 구조와 밀도 변화 범위를 가지고 있습니다. 플라스마 지구 자기권을 연구하면 다른 천체의 자기권에 대한 이해를 도울 수 있습니다. 

행성의 자기권
지구 자기권과 유사하게 행성 주위에도 자권이 형성되는데, 이를 목성 자기권, 토성 자기권, 금성 자기권, 수성 자기권, 화성 자기권이라고 합니다. 행성의 자기권의 형성과 구조 형태는 주로 행성 자기장의 강약, 분포 및 태양풍과의 상호작용에 따라 결정됩니다. 천체 주위에서 공간 플라스마에 둘러싸여 있습니다. 천체의 자기장이 제어되는 영역입니다. 많은 천체들은 모두 자기장을 가지고 있습니다. 대부분의 우주 물질은 플라즈마 형태로 존재합니다. 그래서 자기층은 우주에서 매우 보편적인 것입니다.

선구자 우주선은 목성 자기권과 토성 자기권을 먼저 관측하였고, 후에 보이저호가 다시 탐사를 하여 과학적인 가치가 있는 데이터를 대량으로 획득하여 행성 자기권에 대한 연구를 활성화시켰으며, 현재 국제 자기권 물리학 연구의 핫이슈 중 하나가 되었습니다. 우리나라 학자들은 목성 자기권 연구 방면에서도 일부 작업을 벌였습니다. 중요한 문제 중 하나는 목성 자기층의 디스크 구조입니다. 연구학자는 새로운 목성 자기층의 디스크 구조 패턴을 세웠습니다. 이 패턴은 디스크의 파상 구조와 플라즈마의 회전속도의 길이에 따른 거리 변화를 고려하여 플라즈마의 회전 에너지와 열 에너지의 비율을 발견했습니다. 이는 그림자 목성 디스크 구조의 주요 파라미터입니다. 이것은 각 물리량의 분포와 플라즈마 두께의 결정입니다. 목성 Io 튜너목성 자기권 중 중요한 영역이며, 목성 자기권 동역학에 중요한 변조 작용을 합니다. 목성 자기권 중 입자의 주요 원천 지역입니다. 토성의 자기권 꼭대기에 있는 K1 H 불안정성과 자기유체역학적 표면파에 대한 연구도 함께 진행됐습니다. 그 결과, 토성의 자기권은 성체에 따라 자전 및 자기집 사이의 속도차이로 인해 오전, 정오, 오후의 자기층 꼭대기에서 불안정성을 유발할 수 있습니다. 얻은 파의 특성과 관측을 계산할 수 있습니다.

자기권 자기장 모델별 

자기권 모형은 성질에 따라 4종으로 나눌 수 있습니다.

 

(1) 원리 모델: 태양풍과 지자계가 상호 작용하여 자기층을 생성하는 정성 모델을 나타냅니다.

 

(2) 경험 모델: 물리적 제한을 두지 않고 도형 또는 수학적 표현식으로 관측 자료를 의합하여 얻은 모델입니다.

 

(3) 반경험 모델: 기본적인 물리적 고려조직 관측 자료에 근거하여 관측 자료로 모델 내의 파라미터들을 결정합니다. 대변 계면 전류 처리 방법에 따라 더 나아가 미러 쌍극자 모델과 경계면 모델로 나눌 수 있습니다.

 

(4) 물리적 모형: 합리적인 경계 조건에서 태양풍인 자기층의 상호작용을 구하는 자기유체역학적 방정식입니다. 이 중 태양풍과 자기권의 기본 파라미터는 관측으로부터 옵니다.

 

Chapman-Ferraro 모델은 최초의 자기권 모델로서 정성적 모델이지만 나중에 여러 자기권 모델의 기본 특성을 제시하여 여러 자기권 모델에 참고할 수 있습니다.

여러 자기층 모델 중 가장 많이 사용되는 모델은 Tsyganenko 모델입니다. Tsyganenko 모델은 위성의 자기장 관측 자료와 일정한 물리적 고려를 바탕으로 세워진 반경험 모델입니다. Tsyganenko 모델을 이용하여 자기권 각 영역의 복잡한 문제를 연구할 수 있습니다. 자기권 하나하나 계산점의 벡터 자기장과 IG-RF 자기장은 서로 다른 지자기 활동 상태에서 자력선을 추적하여 자기권 형상을 그립니다. 자기 꼬리 플라즈마 시트의 동역학적 변화와 아폭 전류 쐐기를 계산하고, 고리 전류 및 자기장에 대한 기여도를 계산합니다.