• Journal of Astronomy and Space Sciences
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• 제21권4호
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• pp.315-328
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• 2004

본 연구에서는 2003년 10월과 11월에 발생한 강력한 태양활동과 우주환경의 변화에 대한 국내외 관측결과를 분석하였다. 이러한 태양활동은 거대한 흑점군, X급 이상의 강력한 플레어, 연이은 코로나물질 방출(Coronal Mass Ejections: CMEs) 및 프로톤 현상 등으로 특징지어 질 수 있다. 특히 이때 발생한 고속의 CME들은 지구 방향으로 진행하여 매우 강력한 지자기 폭풍을 일으켰다. 미국 해양대기청 우주환경예보센터에서 제시한 우주환경기준(Space Weather Scales)에 따라 국내외 관측 자료를 분석하고 위성 및 통신에 미치는 영향을 예측하였다. 또한 같은 기간동안 우리나라에서 관측된 전리층 총전자함유량(Total Electron Contents: TEC), 오로라, 전리층의 F2 임계주파수, 그리고 아리랑 위성 1호의 궤도자료를 분석함으로서 우주환경변화가 우리나라 상층대기, 위성궤도, 무선통신 등에 미치는 영향을 조사하였다.

• Journal of Astronomy and Space Sciences
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• 제26권4호
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• pp.439-450
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• 2009

2006년 상반기동안 GOES 10에 의해 관측된 > 2MeV의 전자에너지 채널에서 반복되는 상대론적 전자 증가 이벤트(GREE, Geosynchronous Relativistic Electron Event)가 4회 있었다. 이 현상들은 모두 코로나 구멍(Coronal hole)에서부터 나온 고속 태양풍(HSS, High Speed Solar Wind Stream)과 관련된 것으로 여겨진다. 약 27일 주기를 갖는 이 4회의 전자 증가 현상은 플럭스가 점점 증가하는 형태를 보인다. 현재까지 알려진 상대론적 전자 증가 현상의 주요 원인으로는 다음의 요소들이 언급되어 왔다: (1) 코로나 구멍과 관련된 태양풍 속도, (2) Pc5 ULF 파동, (3) 행성간 자기장(IMF, Interplanetary Magnetic Field) Bz의 남쪽 성 분, (4) 자기 부폭풍(substorm)의 발생, (5) 증가된 휘슬러 모드 코러스 파동(whistler mode chorus wave)과 (6)동압력(dynamic pressure). 따라서 이 논문에서는 2006년 상반기 동안 앞에서 언급한 6가지 현상 들을 분석하여 어느 요소가 상대론적 전자 증가 현상의 플럭스와 가장 가까운 연관성이 있는지 알아보고자 한다.

• Journal of Astronomy and Space Sciences
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• 제26권4호
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• pp.451-466
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• 2009

서브스톰(substorm)은 일반적으로 IMF가 남쪽 방향(이하 southward IMF)일 때 발생하기 쉽지만 IMF가 북쪽 방향(이하 northward IMF)일 때도 발생한다. 이 연구에서는 northward IMF 상태일 때 발생하는 서브스톰의 특성을 규명하기 위해 2000년 5월부터 2002년까지의 기간에 발생한 서브스톰을 다루었다. 특히 northward IMF 기간 중 두 번 혹은 그 이상의 서브스톰이 연이어서 발생한 경우에 대한 총 53건의 서브스톰을 선정하였다. 이렇게 선정된 서브스톱에 대해 그 해당 IMF와 태양풍의 통계적 조건을 조사하였다. 또한 자기폭풍(magnetic storm)과의 연관성을 알아보고자 Sym-H의 변화를 조사하였다. 정지궤도에서 자기장의 쌍극자화(magnetic dipolarization) 정도와 고 에너지 입자 발생(energetic particle injection) 강도에 대해서도 조사 하였다. 서브스톰이 발생할 수 있는 에너지 유입의 근원을 알아보기 위해 IMF clock angle를 조사하였다. 이와 같은 조사를 통해 다음과 같은 결과를 얻었다. (1) northward IMF 서브스톰은 태양풍 물리량들이 보편적으로 알려진 평균 값을 가질 때 가장 높은 발생 빈도를 보였다. northward IMF로 바뀐 후 첫 번째로 발생된 서브스톰의 87%, 그 이후의 서브스톰들의 62%가 northward IMF 상태가 지속 된지 두 시간 이내에 발생 하였다. 이것은 곧 2 시간 이상 northward IMF 상태가 지속된 후에도 발생하는 서브스톰이 종종 존재한다는 것을 시사한다. (2) 대부분의 경우 자기폭풍과 독립된 서브스톰 이였으나, 자기폭풍 기간에 발생한 서브스톰의 경우에는 그렇지 않은 서브스톰들과 비교 하였을 때, 그 해당 IMF와 태양풍의 물리량들이 다소 높은 평균 값을 보였다. (3) 약 55%의 서브스톰은 낮지역의 자기장 재결합(dayside reconnection)이 가능 할 정도의 IMF clock angle을 갖는 상태이지만, 나머지 45%의 서브스톰의 경우는 그렇지 않은 것으로 나타났다. 따라서 이런 경우 낮지역 자기장 재결합 이외의 다른 방법에 의한 에너지 유입이 이루어 져야 할 것으로 본다. (4) 또한 많은 경우 정지궤도에서의 자기장의 쌍극자화 정도와 고 에너지 입자 발생 정도가 대체로 약한 것을 확인하였다. 하지만, 일부 이벤트에서는 강한 자기장 쌍극자화와 고 에너지 입자 발생이 나타났다.

• Journal of Astronomy and Space Sciences
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• 제21권4호
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• pp.441-452
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• 2004

실시간 관측자료를 사용하여 현재상태를 진단하고 이후의 변화를 예보하는 것은 우주환경 모니터링 시스템의 필수적인 요소라 할 수 있다. 본 연구에서는 ION(IDL On the Net)을 이용하여 웹 기반의 우주환경모니터링 시스템을 구축하였다(http://sun.kao.re.kr). 이 웹 페이지에서는 현재의 태양 및 지자기 데이터를 보여주고 위성, 통신, 지상 전력시스템에 줄 수 있는 영향을 예측하여 제시하고 있다. 그리고 NOAA/SEC에서 매일 제시하는 태양 X선 플레어, 프로톤 현상, 지자기 폭풍의 예보결과를 표시한다. 또한 행성간 태양 충격파와 CME(Coronal Mass Ejection; 코로나 물질 방출)의 지구도달 시간을 예측하기 위해 두 가지의 예측모델이 웹에서 구동되도록 하였다. 현재 우리는 여러가지 태양 및 지자기 활동과 관련된 각종데이터를 IDL과 FTP 프로그램을 사용하여 실시간으로 다운받아 우주환경 데이터베이스를 확장하고 있다. 본 논문에서는 한국천문연구원의 우주환경모니터링시스템 개발에 관하여 자세히 기술한다.

• 우주기술과 응용
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• 제2권2호
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• pp.104-120
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• 2022

도요샛(Small Scale magNetospheric and Ionospheric Plasma Experiment, SNIPE)의 과학임무는 전리권 상층부 소규모 플라즈마 구조의 공간적 시간적 변화를 관찰하는 것이다. 이를 위해 4개의 6U 큐브위성(10 kg)이 고도 약 500 km 극궤도로 발사될 예정이며, 상호 위성 간 거리는 편대 비행 알고리즘에 의해 수 10 km에서 수 1,000 km 이상으로 제어된다. 운영 초기에는 4기의 위성이 같은 궤도 평면에 위치하는 종대비행을 하다가 경도상에서 나란히 배치되는 횡대비행으로 전환하여 4기의 서로 다른 지점에서 공간적인 변화를 관측하게 된다. 도요샛에는 입자 검출기, 랑뮈어 탐침, 자력계로 구성된 우주날씨 관측 장비가 각 위성에 탑재된다. 모든 관측기는 10 Hz 이상의 높은 시간 분해능을 가지며 큐브위성에 최적화 설계되었다. 이 외에도 이리디듐 통신 모듈은 지자기 폭풍이 발생할 때 작동 모드를 변경하기 위한 명령을 업로드할 수 있는 기회를 제공한다. 도요샛은 극 지역 플라즈마 밀도 급상승, 필드 정렬 전류, 고에너지 전자의 국소 영역 침투, 적도 및 중위도 플라즈마 거품의 발생 및 시공간적 진화에 대한 관찰을 수행할 예정이며, 이를 통해 태양풍이 우주날씨에 어떠한 영향을 미치는지 탐구하게 된다. 도요샛은 2023년 상반기 러시아 소유즈-2에 의해 카자흐스탄 바이코누르에서 발사될 예정이다.

• Journal of Astronomy and Space Sciences
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• 제24권1호
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• pp.55-68
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• 2007

STP78-1 위성이 관측한 낮대기광 중에서 $OII\;834{\AA},\;OI\;989{\AA},\;OI\;1027{\AA},\;NII\;1085{\AA},\;NI\;1134{\AA},\;NI\;1200{\AA},\;OI\;1304{\AA},\;OI\;1356{\AA}$ 대기광을 사용하여 AURIC 모델의 EUV/FUV 대기광 계산을 검증하였다. 관측값과 모델 계산값을 비교한 결과, $OII\;834{\AA},\;OI\;1027{\AA},\;NI\;1200{\AA},\;OI\;1304{\AA}$ 대기광은 약 20% 이내로 일치하였다. 그러나 $OI\;989{\AA},\;NII\;1085{\AA},\;NI\;1134{\AA}$ 대기광은 각각 관측치의 42%, 74%,45%에 그쳐, 심각한 차이를 보였다. 그 원인으로 AURIC 모델이 $OI\;989{\AA}$ 대기광의 경우 복사 전달 효과를 제대로 계산하지 못한 것으로, $NI\;1134{\AA}$ 대기광은 원천 과정이 실제 대기의 상태를 반영하지 못한 것으로 판단되었다. $NII\;1085{\AA}$ 대기광에 대해서는 AURIC 모델 자체의 결함보다는 입력된 태양 극자외선 플럭스의 변화에 기인하는 것으로 추정된다. 또한 STP78-1 위성의 위방향 대기광 관측값과 비교했을 때 AURIC 모델값이 전반적으로 작게 계산되는데, 이는 위성 고도 아래에서 입사하는 대기광의 기여를 .AURIC 모델이 포함시키지 않았기 때문으로 판단된다. 이런 효과는 특히 $OI\;989{\AA},\;NI\;1134{\AA},\;NI\;1200{\AA}$ 대기광에 크게 나타났다. 한편 STP78-1 위성이 관측한 위도별 $OII\;834{\AA}$ 대기광과 비교했을 때 , AURIC 모델의 계산 값은 관측된 위도별 변화와 특히 중위도 지역에서 상당한 차이를 보였다. 이는 AURIC 모델 계산 시 사용되는 중성대기 모델 MSISE-90이 관측 당시에 진행된 오로라 폭풍에 의해 변화된 산소원자 밀도를 제대로 반영하지 못한 것으로 추정된다. 이 논문에서 밝혀진 AURIC 모델의 EUV/FUV 대기광 계산의 문제점들은 향후 AURIC 모델의 개선에 반영되어야 할 것이다.