오로라(aurora)-自然의 神秘(極光)

 

 

 

自然의 神秘

aurora 오로라 (極光)

 

自然의 神秘/aurora오로라(極光)

 

오로라(aurora)는 지구 밖에서 입사(入射)하는 대전 입자(전자 또는 양성자)가 지구 초고층 대기의 공기 분자와의 충돌하여 빛을 내는 현상이다. 이들 입자는 주로 태양에서 방출된 입자들이 대부분인데, 태양풍을 따라 지구 근처에 왔다가 지구 자기장에 이끌려 대기로 진입하게 된 것이다. 자극(磁極)에 가까운 북반구와 남반구의 고위도 지방, 즉 극지방에서 볼 수 있기 때문에 극광(極光)이라고도 한다. 또 지구 이외에 목성, 토성 등에도 오로라가 있다.

 

 

어원

오로라라는 이름은 아우로라에서 유래했는데, 이는 '새벽'이라는 뜻의 라틴어이며 로마신화에서 나오는 '여명의 여신(그리스신화의 에오스)'이기도 한다. 아우로라는 장미색 피부를 가진 금발의 아름다운 여신이며 태양신 아폴로의 누이동생이다. 중위도에서 볼 수 있는 극광이 새벽빛과 비슷하기 때문에 18세기경부터 극광을 오로라라고 부르게 되었다.

 

 

토성의 오로라.

 

종류

오로라는 극관(極冠)글로오로라, 오로라대형(帶型), 중위도(中衛度)오로라 등 크게 셋으로 나누어진다. 이 가운데서 가장 현저한 것이 오로라대형 오로라이고, 보통 오로라라고 하면 다시 커튼형오로라, 패치상(狀) 맥동성오로라, 희미한 부정형(不定形)오로라(diffuse auora)로 나뉜다.

 

토성의 오로라.

 

분포

오로라가 가장 자주 보이는 곳은 남북 양극지방의 지구자기위도 65∼70도의 범위로서 이 지역을 오로라대(auroral zone)라고 한다. 오로라대보다 고위도(극관지역)나 저위도에서의 출현빈도는 감소한다. 출현하는 위도는 지방시(地方時)에 따라 다르며, 야간에는 65∼70 에 많으며, 주간에는 75∼80 로 위도가 높아진다. 이렇게 오로라의 출현이 지방시에 따라 위도변화를 보이기 때문에 오로라출현대(지구를 극지의 상공에서 내려다 보았을 때 동시에 오로라가 보이는 영역)를 오로라대와 구별해서 오로라오벌(aurora oval)이라고 한다. 일련의 오로라오벌은 대개 2종류의 오로라로 구성되는데, 주간에서 저녁을 거쳐 심야에 이르는 시간에는 커튼형오로라이고, 그 이후 아침까지의 반(半)은 주로 맥동성오로라로서 일반적으로 엷은 배경으로 동반한다. 과거에는 관측장치의 감도부족으로 인해서 맥동성오로라를 충분히 관측할 수 없기 때문에 이 부분을 희미한 부정형오로라라고 했었다.

 

우주에서본 오로라현상

높이

오로라가 나타나는 높이는 지상 약 80∼수백㎞의 초고층 대기중인데, 극관글로오로라가 지상 80∼100㎞, 중위도오로라는 평균적으로 더욱 높아서 지상 300∼600㎞ 등으로 종류에 따라 고도가 다르다. 또 대형오로라는 출현시간, 위도 및 그 종류에 따라 고도가 변화한다. 일반적으로 주간에 고위도에서 출현하는 커튼형오로라는 백수십∼수백㎞로 높지만, 저녁부터 심야까지는 점차 하강해서 100∼수십백㎞가 된다. 심야에서 아침까지의 오로라는 주로 맥동성오로라로서 높이가 커튼형보다 낮아서 90∼100㎞ 정도가 많다.

 

우주에서본 오로라현상

 

발광

오로라가 발광하는 곳은 초고층대기이며, 발광색은 공기의 주성분인 질소와 산소의 분자와 원자 및 그 이온이 입사입자(전자·양성자)에 의해 충돌되어 들뜨게 되고 다시 들뜬 입자가 낮은 에너지준위로 떨어질 때 방출되는 고유의 빛이다. 오로라의 대표적인 빛은 산소원자가 방출하는 녹색광(파장 557.7㎚) 및 적색광(파장 63㎚, 636.4㎚), 질소분자 이온이 방출하는 청색 띠스펙트럼(파장 427.8㎚ 등), 그리고 질소분자의 적색 또는 핑크색 띠스펙트럼 등이다. 이들 빛은 각각 높이와 분포지대가 다른데, 예를 들어 산소원자의 적색은 200㎞보다 높은 곳에서 강하고, 산소원자의 녹색과 질소분자 이온의 청색은 100∼200㎞에서 강하며 또 질소분자의 핑크색은 높이 100㎞ 이하에서 강하다. 따라서 활동적인 커튼형오로라는 상부가 진홍빛이고 중앙이 청록색, 하부가 녹색 또는 핑크색 등으로 다채롭다. 오로라 중에는 저녁때의 저위도와 아침녘의 고위도에서처럼 수소의 휘선(輝線)이 보이는 부분이 있거나 헬륨과 나트륨의 빛이 포함되기도 한다.

 

오로라 발생개념도

 

활동과 원인

극관글로오로라는 태양의 플레어현상 때 태양에서 직접 날아오는 100만eV 이상의 고에너지 양성자가 직접 극관지방에 입사함에 의한 것이다. 입사입자는 고에너지의 양성자이기 때문에 입사고도는 깊고 따라서 오로라 고도는 낮다. 또 양성자가 전자를 포착해서 중성수소로 변환시키기 때문에 수소의 휘선(Hα, Hβ 등)이 강하다. 오로라대형 오로라는 항상 변동하고 있으며,

가장 현저한 활동은 오벌의 한밤중의 부분에서 밝기가 증가하여 격렬해지기 시작하고 수분 사이에 오벌의 폭이 수백㎞로 확대되면서 폭발적으로 발달된다(오로라폭풍). 태양풍 중의 자기장에서 남향(지구의 북극에서 남극으로 향한다) 성분이 중기하면 태양풍에서 지구자기권에 유입되는 에너지가 증가하고 그 결과 지구자기권 내에 큰 에너지가 축적된다.

 

 

이 에너지에 의해서 자기권 꼬리의 자기중성면 부근에서 입자가 급속하게 가속화되고, 다시 지상 수천㎞ 높이 부근의 자기력선에 인접한 전기장에서 속도가 더욱 촉진되며 자기력선에 유도되어 초고층대기에 입사된다. 이런 메커니즘을 통해서 입사되는 전자에 의해 발광하는 오로라가 커튼형오로라이다 커튼형오로라의 높이가 주간에서 저녁때를 거쳐 밤중에 이르는 사이에 점차 낮아지는 것은 이런 가속이 주간보다 야간에 현저하다는 사실을 보여준다.

인공위성과 로켓에 의한 관측에서도 가속전압이 주간에서 심야에 걸쳐서 점차 증가하는 사실이 알려졌다. 이와는 달리 자기권 꼬리의 가속과정에서 직접 대기중에 입사되지 않고 일단 자기권내에 머물다가 다시 안쪽으로 진입하여 비교적 안정된 자기권내에 갇혔던 고에너지 입자가 자기적도면 부근에서 플라스마파통과 상호작용을 일으켜 산란됨으로써 대기에 입사되는 과정을 거치는 것도 있다.

이런 과정을 통해 입사된 전자에 의해 발광하는 오로라가 맥동성오로라이다. 큰 자기폭풍 때에 가기권내에 갇혀 있던 고에너지 입자군에서 수일에 걸쳐 조금씩 높거나 낮게 누출되는 에너지에 의해 중위도 오로라가 발광한다.

 

우즈선에 발생된 오로라

 

관련 현상

오로라가 폭발적으로 활동할 때에는 일반적으로 오로라와 그 부근의 전리층 내에 강한 서향전류(西向電流)가 흐르고 있는 것이 극자기폭풍의 원인이 된다. 이 전류는 아침까지는 자기권에서 전리층을 향해 유입되어 오로라 속을 서쪽으로 흘러 저녁때에는 전리층에서 자기권으로 유출된다. 전류가 유입되는 영역이 강한 수소휘선이 보이는 영역에 대응되고, 전류가 유출되는 영역이 커튼형오로라의 가장 활발한 부분에 대응된다. 또 커튼형오로라활동에는 ‘오로라히스-오로라킬로미터파’라는 전파가 동반되며, 맥동성오로라의 활동에는 ‘코러스전파’와 지구자기맥동 등이 수반된다

 

 

 

여러가지 오로라 현상

 

 

 

aurora-borealis

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

아름다운 알레스카의 오로라