태양풍 개념과 역사

태양풍

태양풍(태양풍, 태양풍)은 태양의 상층 대기층, 즉 플라스마의 흐름에서 방출되는 전하 입자를 가리킨다. 태양 이외의 별은 이러한 입자 흐름을 일반적으로 항성풍이라고 한다. 태양풍은 약 100eV의 고에너지 전자와 약 1 KEA의 양성자로 구성되어 있으며, 높은 열에너지로 인해 태양의 중력을 끌어낼 수 있습니다. 태양풍이 지구와 같은 행성의 자기권에 부딪히면 확충격파가 일어나 지구자기 폭풍과 극지 하늘을 장식하는 오로라가 발생하는데, 이는 태양풍과 자기권 사이의 상호작용을 통해 지구의 동력전달에 문제를 일으킬 수 있다. 또한, 혜성의 꼬리가 태양과 멀리 떨어져 형성되는 이유는 태양풍의 작용으로 설명할 수 있다. 1916년 노르웨이의 크리스천 바클랜드는 태양풍이 음전하 전자와 양전하 이온으로 구성되어 있다고 예측하면서 "물리학적 관점에서 볼 때 햇빛은 음전하나 양전하 중 하나에 완전히 편향된 것이 아니라 둘 다를 가지고 있는 것 같지 않다"고 말했다. 3년 후인 1919년 프레데릭 린데 만은 전자와 양성자의 두 극을 가진 입자가 태양에서 나온다고 제안했다. 1930년대에 과학자들은 태양 코로나의 온도가 수백만이라고 추정했다. 일부 분광학 연구는 이것을 지지했다. 1950년대 중반 영국의 수학자 시드니 채프먼은 초고온의 코로나 가스 특성을 계산하여 그러한 가스가 지구의 궤도를 넘어 우주로 확장되는 거대한 열 전도체임을 밝혀냈습니다. 또한, 1950년대에 독일 과학자 루트비히 피에르만은 혜성이 어디로 향하든지 꼬리는 항상 태양으로부터 떨어져 있는 현상에 관심이 있었다. 비엘 만은 태양이 연속적인 입자의 흐름을 통해 불어서 혜성의 꼬리를 축 늘어뜨릴 것이라고 가정했다. 유진 파카는 채프먼의 모델에서 태양으로부터의 열 흐름과 비엘 만의 가설에서 태양으로부터 멀리 떨어진 혜성의 꼬리가 같은 현상에서 파생된다는 것을 발견했다. 파카는 태양의 코로나가 태양 중력에 강하게 그려지지만, 여전히 매우 뜨겁고 멀리 떨어진 열 전도체에서 훌륭하다고 설명했다. 태양과의 거리가 멀면 중력이 약해지고, 코로나의 외부 대기가 성간 공간으로 방출되는데, 이는 태양풍의 원인을 설명하기 위한 파카의 가설을 반박한 것이다. 1958년 천체 물리학 저널에 게재한 논문은 두 가지에 의해 거부되었습니다. 다행히도 편집장 SubramanianChandrasekar (1983년 노벨 물리학상 수상자)는 그의 논문을 발표했다. 1959년 1월, 그는 소련의 위성인 누나 1의 역사에서 처음으로 태양풍을 직접 관찰하고 측정했습니다. 그러나 파카의 이론은 빠른 태양풍의 가속도를 완전히 설명하지 못했습니다. 1990년대 후반, 그는 무점포사업 태양 관측 위성의 "UV 코로나그래프와 분광기"가 태양 극에서 갈라지는 고속 태양풍의 가속 영역을 관찰했고, 열역학적인 팽창만으로 설명하기 위해 훨씬 더 빨리 가속되리라는 것을 발견했다.파카의 모델은 태양풍이 광구에서 태양 반경의 약 4배 높이의 초음속 흐름으로 바뀌리라 예측했다.그러나 그러한 변화는 태양 반경의 높이에서, 아마도 태양으로부터의 빠른 태양풍을 가속하는 추가적인 이유일 수 있는 훨씬 낮은 높이에서 일어나는 것 같다.