[표제지 등]
제출문
요약문
SUMMARY
목차
제1장 서론 27
제2장 실행과정 31
제1절 STEP 1 31
제2절 STEP 2 37
제3절 STEP 3 39
제4절 STEP 4 44
제5절 STEP 5 49
제3장 자기폭풍의 실례 59
제1절 1993년 11월초에 발생한 자기폭풍의 개요 59
제2절 예보코드 실행 63
제3절 관측치와의 비교 86
제4장 결론 105
참고문헌 109
부록 1 113
부록 2 173
표 3-1. 미국립해양대기청 (NOAA) 산하 국립지구물리자료센타 (NGDC)가 발행하는 Solar-Geophysical Data에서 입수한 1993년 10월 28-31일에 걸쳐 관측된 플레어목록 (Coffey, 1994a) 66
표 3-2. 표 3-1과 동일하나 1993년 11월 1-12일에 걸쳐 관측된 플레어목록 (Coffey, 1994b) 67
표 3-3. 플레어의 중요도 (Importance) 와 밝기 (Brilliance)로부터 추정한 플레어의 면적(각제곱)과 태양풍의 속도(km/sec)(Akasofu and Fry, 1986) 68
표 3-4. Stanford 대학교 부설 Wilcox Solar Observatory에서 제공되는 1976년부터 1996년에 걸친 태양광구면의 자기장분포 목록. 여기서 CR는 Carrington 회전수를 의미한다. 71
표 3-5. 본 연구기간이 포함되어 있는 Carrington 회전수 1875 (1993년 10월 20일부터 1993년 11월 16일까지)에 해당하는 태양광구면 자기장분포의 일부분. 73
표 3-6. SOURCEFLD.PAR의 일부분으로 첫째 줄은 자기장의 최대 및 최소값을 나타내며 단위는 μT 이다. 76
표 3-7. EARTH.DAT의 일부분으로 첫째 줄에는 모의수치실험 총시간수, 연도, 월, 일, 시, Carrington 회전수, 태양-지구간의 거리 그리고 자기장 표현방법이 기록되어 있다. 다음 각 줄에는 모의실험시간, 태양풍의 속도(km/sec), 밀도(개/㎤), 자기장의 3성분 그리고 지구의 위도와 경도값이 수록되어있다. 78
표 3-8. CALCPAR.DAT의 일부분으로 첫째 줄은 ITYPE을 제외하고는 EARTH.DAT와 동일하다. 그 이하 실제자료는 왼쪽으로부터 모의수치실험 진행시간(HR), Epsilon(DATA(3), 극관횡단전위차(DATA(7)), 적도지방에서의 H 성분변화(CDATA(1)), AE지수(CDATA(2)), Q지수, 극전리층에서의 소모에너지량(ES) 및 열권의 온도증가(DT)를 나타낸다. 81
표 3-9. ECPLOT.DAT의 일부분으로 첫째 줄의 '2'는 모의수치실험의 범위인 2 AU를 그리고 나머지는 모의실험 진행시간을 나타낸다. 둘째 줄은 황도면과 일치하는 X-Y 좌표면상에서의 지구의 위치 그리고 나머지 자료는 태양면에서 출발한 하전입자 혹은 자기장의 분포를 나타낸다. 태양자기장은 하전입자에 동결되어 있으므로 (frozen-in) 하전입자의 운동이나 자기장의 운동은 동일하다. 84
그림 2-1. 우주환경 예보모델의 플로우챠트 32
그림 2-2. 캐링톤 경위도좌표로 나타낸 스탠포드 원천면지도 (Stanford source surface map) 이며 원으로 표시한 것은 가상적인 태양플레어의 위치를 나타냄 36
그림 2-3. 지구의 위치에서 예측된 태양풍의 속도, 밀도 및 행성간자기장의 3성분 43
그림 2-4. 지구의 위치에서 예측된 ε, 극관횡단전위차, AE 및 Dst 지수, 총에너지 유입량 및 열권의 온도증가를 시간의 함수로 나타낸 그림 48
그림 2-5. 태양플레어에 의해서 행성간자기장의 교란된 모습이 황도면을 가로질러 전파되는 모습. 그림에서 원의 반경은 2 AU 거리를 나타내며 지구의 위치는 별표로 나타냈음. 52
그림 3-1. 1993년 후반 6개월동안 관측된 태양-지구계 우주환경의 상태를 나타내는 여러 가지 물리량 62
그림 3-2. Carrington 회전수 1875에 해당하는 태양광구면의 자기장분포. 단위는 μT이며 본 모의실험에 사용한 플레어(⊙)와 지구(*)의 위치도 함께 나타냈다. 74
그림 3-3. 1993년 11월초에 일어난 자기폭풍 기간동안 1 AU 위치에서 예측된 태양풍의 속도, 밀도 및 행성간자기장의 3성분 (Bx, By, Bz). 79
그림 3-4. 1993년 11월초 자기폭풍기간중 지구의 위치에서 예측된 태양풍-자기권 다이나모 값(ε), 극관횡단전위차, AE 및 Dst지수, 극전리층에서 소모되는 총에너지양과 열권의 온도증가를 시간의 함수로 나타냈다. 82
그림 3-5. 태양플레어에 의해 교란된 행성간자기장이 황도면을 가로질러 전파해 나가는 모습. 바깥 원은 태양에서 2 천문단위 (AU)의 범위를 그리고 별표는 지구의 위치를 나타낸다. 각 페널은 매 12시간 마다의 모의실험결과를 나타냄. 85
그림 3-6. 일본의 인공위성 Yohkoh가 1993년 11월 1일 04:55 UT에 촬영한 태양의 연 X-선 영상. 87
그림 3-7. 지구로부터 약 120 RE[이미지참조] 떨어진 자기권꼬리 영역에서 일본의 인공위성 Geotail이 관측한 행성간자기장의 3성분과 태양풍의 속도, 밀도 및 압력의 변화. 88
그림 3-8. 북반구 고위도지방에 위치한 78개 지상 지자기관측소에서 관측된 지자기의 수평성분의 변화로 작성된 AE지수 및 중위도지방에 위치한 27개 관측소의 관측결과로 추정된 Dst지수 (Knipp et al., 1998). 91
그림 3-9. Ahn et al. (1998)가 개발한 전기전도도모델로부터 추정된 1993년 11월 3일 2335 UT의 Hall 전기전도도분포이며 단위는 mho이다. 93
그림 3-10. KRM방법으로 계산된 그림 3-9와 같은 시각의 전위분포이며 단위는 kV이다. 94
그림 3-11. KRM방법으로부터 계산된 그림 3-9와 같은 시각의 극전리층을 흐르는 수평전류분포이며 단위는 A/m이다. 95
그림 3-12. 수평전류분포 (그림 3-9)의 발산을 취하므로써 얻어진 연자기력선전류의 분포이며 단위는 μA/㎡ 이다. 98
그림 3-13. 수평전류 (그림 3-9)의 흐름으로 인하여 야기되는 Joule열 발생의 분포이며 단위는 mW/㎡ 이다. 99
그림 3-14. AMIE방법으로 구한 (a) 극관횡단전위차, (b) Hall 전기전도도, (c) 연자기력선전류, (d) Joule열 발생량, (e) 에너지 유입량, (f) 환전류로 유입되는 에너지양. 100