Which Component of Solar Magnetic Field Drives the Evolution of Interplanetary Magnetic Field over the Solar Cycle? (Yoshida, 2023)

태양 자기장의 어떤 성분이 태양 주기에 걸쳐 행성간 자기장의 진화를 주도하는가? (Yoshida et al., 2023)

서론

태양 자기장의 전반적인 구조는 태양 활동 주기에 따라 변화합니다. 태양 극소기에는 주로 극지방에서 행성간 공간으로 열린 자기 선속(open flux)이 뻗어 나가며 쌍극자(dipole) 구조를 가집니다. 반면, 태양 극대기에는 저위도 활동 영역이 증가하고 극지방 자기장이 약해지면서 복잡한 구조를 형성하며, 열린 자기장 영역이 넓게 퍼집니다. 그러나 행성간 자기장(Interplanetary Magnetic Field, IMF)의 장기적인 변화에 어떤 태양 자기장 성분이 주로 기여하는지는 명확하지 않습니다. 특히, 태양 자기장 관측을 기반으로 추정된 IMF 세기는 실제 위성 관측값보다 3~4배 작게 나타나는 “열린 선속 문제(open flux problem)“가 알려져 있습니다.

이 문제의 가능한 원인으로는 (1) 코로나 구멍(coronal holes) 외부 영역이 열린 선속에 기여할 가능성, (2) 관측이 어려운 극지방 광구 자기장 세기의 과소평가, (3) 코로나 자기장 모델링의 가정이 실제와 다를 가능성 등이 제시되어 왔습니다. 이전 연구들은 주로 특정 시점이나 제한된 기간에 초점을 맞추었으나, 태양 주기 전체에 걸친 변화의 이해는 부족했습니다.

본 논문은 2010년부터 2021년까지의 태양 주기(Solar Cycle 24의 상승기, 극대기, 하강기 및 Solar Cycle 25의 초기 상승기 포함)에 걸쳐 태양 광구 자기장 데이터를 사용하여 코로나 자기장을 구면 조화 함수(spherical harmonic function)의 여러 성분(차수 $l$과 위수 $m$)으로 분해하고, 각 성분이 IMF의 장기적 변화와 어떤 관련이 있는지 조사하는 것을 목표로 합니다. 이를 통해 열린 선속 문제에 대한 이해를 높이고자 합니다.

방법론

본 연구에서는 2010년 5월부터 2021년 10월까지의 기간(태양 자전 주기 CR2097 ~ CR2249)에 대해, 코로나 자기장 모델을 통해 추정된 열린 선속과 실제 위성 관측 IMF를 비교 분석했습니다.

사용 데이터

1. 행성간 자기장 (IMF) 데이터:
   • ACE (Advanced Composition Explorer) 위성과 Wind 위성의 현장 관측(in situ measurement) 데이터를 사용했습니다. 이 데이터는 OMNI 데이터셋을 통해 저해상도(1시간 평균)로 제공되며, 여러 위성 간 상호 비교 및 보정이 이루어진 상태입니다.
   • 본 연구에서는 태양 자기장과의 비교를 위해 각 캐링턴 주기(Carrington rotation) 동안 IMF의 방사 성분($B_r$) 절대값을 평균하여 사용했습니다.
2. 태양 광구 자기장 데이터:
   • SDO (Solar Dynamics Observatory) 위성에 탑재된 HMI (Helioseismic and Magnetic Imager) 장비로부터 얻은 시놉틱 자기장 지도(synoptic magnetograms)를 사용했습니다.
   • HMI는 6173 Å의 철 흡수선을 관측하며, 시선 자기장으로부터 시놉틱 지도를 생성합니다. 관측되지 않는 극지방은 0 가우스(G)로 채워넣었습니다.
   • 시놉틱 지도는 원래 $3600 \times 1440$ 픽셀이지만, 계산 속도를 위해 $600 \times 300$ 픽셀로 축소하여 사용했습니다. 이 크기에서 열린 선속 계산 결과가 안정적임을 확인했습니다.

코로나 자기장 모델링 및 열린 선속 추정

지구 근방 1 AU에서의 열린 선속 값($|B_{r1au}|$)을 추정하기 위해 PFSS (Potential Field Source Surface) 모델을 사용했습니다. PFSS 모델은 다음 두 가지 주요 가정을 합니다:

1. 코로나 자기장은 전류가 없는 전위장(potential field)이다 (로렌츠 힘 무시).
2. 모든 자기장은 특정 고도인 원천면(source surface)에서 태양 반경 방향으로 향한다.

본 연구에서는 M. L. DeRosa가 개발한 PFSS 코드를 사용했으며, 원천면 고도는 $R_{ss} = 2.5 R_{\odot}$ (태양 반지름의 2.5배)로 설정했습니다. 이는 과거 연구에서 이 높이에서 계산된 열린 자기장 영역이 관측된 코로나 구멍 영역과 잘 일치한다는 경험적 결과에 기반합니다.

원천면에서의 비부호(unsigned) 총 열린 자기 선속 $\Phi_{open}$은 다음과 같이 계산됩니다:

\[\Phi_{open} = \int_{R_{ss}} |B_r| dS = \sum_{i,j} |B_r(i,j)| \Delta S\]

이때 면적 요소 $\Delta S$는 다음과 같습니다:

\[\Delta S = R_{ss}^2 \sin\theta \Delta\theta \Delta\phi\]

여기서 $i, j$는 축소된 지도에서의 격자 위치를 나타냅니다.

1 AU에서의 IMF 방사 성분 $|B_{r1au}|$는 이 $\Phi_{open}$이 1 AU 거리($r_{1au} = 215 R_{\odot}$)의 구 표면에 균일하게 분포한다고 가정하여 다음과 같이 추정합니다 (Wang & Sheeley 1995; Owens et al. 2008): \(|B_{r1au}| = \frac{|\Phi_{open}|}{4\pi r_{1au}^2} = \frac{1}{4\pi} \left(\frac{R_{ss}}{215}\right)^2 \sum_{i,j} |B_r(i,j)| \sin\theta \Delta\theta \Delta\phi\) (3)

구면 조화 함수 분해

광구 시놉틱 지도를 구면 조화 함수(Spherical Harmonic functions)로 전개하여 코로나 자기장을 유도했습니다. 구면 조화 함수는 차수(degree) $l$과 위수(order) $m$으로 특징지어지며, 본 연구에서는 $l$ 값을 변화시켜 태양 자기장의 여러 모드를 분리했습니다. 예를 들어, 미세 구조를 포함한 전체 코로나 자기장을 계산할 때는 $l_{max}=300$까지 사용했고, 쌍극자 자기장만을 추정할 때는 $l=1$까지만 계산했습니다.

구면 조화 함수 전개식은 다음과 같습니다 (논문 Appendix 참조) 함수 $f(\theta, \phi)$를 구면 조화 함수 $Y_l^m(\theta, \phi)$로 전개하면 계수 $A_l^m$을 얻습니다:

\[f(\theta, \phi) = \sum_{l=0}^{\infty} \sum_{m=-l}^{l} A_l^m Y_l^m(\theta, \phi)\]

이때, $Y_l^m(\theta, \phi)$는 다음과 같이 정의됩니다:

\[Y_l^m(\theta, \phi) = C_l^m P_l^m(\cos\theta) e^{im\phi}\]

여기서 $P_l^m$은 연관 르장드르 함수(associated Legendre functions)이고, 정규화 상수 $C_l^m$은 다음과 같습니다:

\[C_l^m = (-1)^m \left[\frac{2l+1}{4\pi}\frac{(l-m)!}{(l+m)!}\right]^{\frac{1}{2}}\]

여기서 $\theta$는 위도(colatitude), $\phi$는 경도입니다.

결과

측정된 IMF와 외삽된 열린 선속의 시간적 진화

논문 그림 1은 2010년부터 2021년까지 외삽된 열린 선속 $|B_{r1au}|$ (빨간색 선)과 위성에서 직접 측정한 IMF (파란색 선), 그리고 월평균 흑점 수(아래 패널)를 보여줍니다.

• 열린 선속 문제의 재확인: PFSS 모델로 추정된 $|B_{r1au}|$ 값은 태양 주기 위상과 관계없이 실제 IMF 값보다 약 3~4배 낮게 평가되었습니다.
• IMF의 급격한 증가와 점진적 감소: 현장 관측된 IMF는 2010년에서 2014년까지 약 2.4 nT 수준을 유지하다가, 2014년 11월(CR2157, 흑점 극대기인 2014년 4월로부터 7개월 후)에 4.1 nT로 급격히 증가했습니다. 이후 2020년 태양 극소기까지 점진적으로 감소했습니다.
• 모델 예측의 유사성: 외삽된 열린 선속 $|B_{r1au}|$도 유사한 시간적 변화를 보였으며, 2014년 11월에 단기적으로 최고점을 찍고 점진적으로 감소했습니다. 코로나 질량 방출(CME)은 일시적으로 지구 근방 자기장을 증가시키지만, 캐링턴 주기 평균을 통해 그 효과는 평활화되므로 IMF의 장기적 증가는 CME 때문이 아닐 가능성이 높습니다.

광구 총 자기선속 및 열린 선속과 IMF 비교

논문 그림 2A는 광구에서의 총 비부호 자기선속(검은 점선)과 IMF(파란색 선)를 비교합니다.

• 광구 총 자기선속과 IMF의 상관관계는 2015년 이전에는 낮았으나(피어슨 상관 계수 0.47), 2015년 이후에는 강해졌습니다(0.87). 전체 기간에 대한 상관 계수는 0.45입니다 (논문 Table 1 참조). 상관관계의 전환점은 열린 선속이 최대였던 CR2157(2014년 11월~12월)입니다.

논문 그림 2B는 광구의 열린 자기장 영역에서 기원하는 총 비부호 열린 자기선속($|\Phi_{open}|$) (갈색 선)과 IMF(파란색 선)를 비교합니다.

• 2015년경 IMF의 최고점은 광구 열린 자기선속의 최고점과 일치했습니다.
• 2010년에서 2015년(IMF 최고점 이전) 사이에는 두 변동의 경향이 잘 일치했습니다(상관 계수 0.61, 논문 Table 1 참조).
• 그러나 2015년 이후에는 일치도가 낮아졌습니다. 관측된 IMF의 감소 경향은 광구 총 열린 자기선속의 감소 경향과 달랐으며, 2017년 1월부터 2021년 10월까지의 상관 계수는 0.20으로 낮아졌습니다 (논문 Table 1 참조).
• CR2157 (2014년 11월)부터 CR2231 (2020년 6월)까지 IMF는 최고치의 44%로 감소한 반면, 광구 총 열린 자기선속은 최고치의 60%까지만 감소했습니다. 즉, 광구의 열린 자기장 총량이 지구 근방 열린 선속과 완벽하게 비례하지는 않았습니다.

태양 자기장의 쌍극자 및 비쌍극자 성분과 IMF 비교

논문 그림 3A는 태양 전체 쌍극자 선속($l=1$, 초록색 선)과 IMF(파란색 선)를 비교합니다.

• 태양 전체 쌍극자 선속은 2014년 12월에 IMF 최고점과 동시에 급격히 증가했습니다.
• 2010-2015년 기간의 상관 계수는 0.63, 2015-2021년 기간은 0.74이며, 전체 기간 상관 계수는 0.68로 IMF와 좋은 상관관계를 보였습니다 (논문 Table 1 참조).

논문 그림 3B는 태양 전체 비쌍극자 선속($l \ge 2$, 녹색 점선)과 IMF(파란색 선)를 비교합니다.

• 전체 비쌍극자 선속은 2010년 5월부터 2014년 12월까지 서서히 증가했으며, IMF와는 다른 경향을 보였습니다(2010-2015년 상관 계수 0.43, 논문 Table 1 참조).
• 2014년 12월 최고점 이후, 전체 비쌍극자 선속은 2020년 4월까지 점진적으로 감소하며 IMF와 유사한 경향을 보였습니다.
• 전체 기간 상관 계수는 0.42이지만, 2015년 이후로 기간을 좁히면 0.87로 높아집니다 (논문 Table 1 참조).

아래 표는 논문 Table 1의 주요 상관 계수를 요약한 것입니다.

자기 선속 종류	전체 기간 (2010-2021) CR2097-CR2249	2010-2015 (CR2097-CR2157)	2015-2021 (CR2157-CR2249)	2017-2021 (CR2186-CR2249)
광구 총 비부호 선속	0.45	0.47	0.87	0.45
광구 총 열린 선속	0.50	0.61	0.65	0.20
전체 쌍극자 선속 ($l=1$)	0.68	0.63	0.74	0.29
전체 비쌍극자 선속 ($l\ge2$)	0.42	0.43	0.87	0.44
저위도 선속 ($-45°$ ~ $45°$)	0.23	0.06	0.85	0.61

논문 그림 4는 서로 다른 시점(CR2097, CR2141, CR2158, CR2228)에서의 전체 쌍극자 자기장($l=1$) 분포를 보여줍니다.

• CR2097 (상승기): 축 쌍극자와 적도 쌍극자가 혼합된 형태.
• CR2141 (흑점 극대기 직전): 적도 쌍극자 $(l,m)=(1,\pm1)$ 우세.
• CR2158 (IMF 최고점): 적도 쌍극자 $(l,m)=(1,\pm1)$가 여전히 우세하며, CR2141보다 자기장 세기가 10배 더 큼.
• CR2228 (극소기): 축 쌍극자 $(l,m)=(1,0)$ 우세.

논문 그림 5는 이 네 시점에서 PFSS 모델로 계산된 코로나 자기장 구조를 보여주며, 태양 주기 위상에 따른 쌍극자 구조와 크기의 변화를 나타냅니다. 논문 그림 5d(극소기)에서는 열린 선속이 주로 극지방에서 뻗어나가는 전형적인 축 쌍극자 구조를 보입니다.

논문 그림 6은 저위도(위도 $\pm45^\circ$ 이내)에서 기원하는 열린 선속의 비율(주황색 선)과 IMF(파란색 선)의 시간적 변화를 보여줍니다.

• 저위도 열린 선속의 비율은 IMF 및 열린 선속의 크기가 증가했던 2014-2016년에 45%-50%로 증가했습니다.
• 태양 극대기였던 2012-2013년에는 이 비율이 70%를 넘었습니다.
• 2017년 이후 극소기에는 10% 미만으로 감소하여, 대부분의 열린 선속이 고위도에서 기원했음을 나타냅니다. 이 비율은 CR2230(2020년 4-5월)에 가장 작았고, IMF도 이 시기에 최저점을 기록했습니다.

태양 극소기 분석

논문 그림 7은 태양 극소기(2017년 1월 ~ 2021년 10월) 동안 IMF, 전체 쌍극자 선속, 전체 비쌍극자 선속, 저위도 열린 선속의 변화를 정규화하여 비교합니다.

• 이 기간 동안 IMF 변화의 진폭은 약 35%였습니다.
• 전체 비쌍극자 선속의 변화 진폭은 18%, 저위도 열린 선속은 15%였던 반면, 전체 쌍극자 선속의 변화 진폭은 8%에 불과했습니다. (표준편차: IMF 0.12, 전체 쌍극자 0.033, 전체 비쌍극자 0.07, 저위도 열린 선속 0.05).
• IMF와의 상관 계수는 전체 쌍극자 선속 0.29, 전체 비쌍극자 선속 0.44, 저위도 열린 선속 0.61이었습니다 (논문 Table 1 참조).
• 이는 태양 극소기 동안 IMF 변화가 전체 쌍극자 선속보다는 전체 비쌍극자 선속 및 저위도 열린 선속의 변화와 더 유사함을 시사합니다.

논문 그림 8은 태양 극소기(2017-2021년 1월) 동안의 코로나 자기장 구조를 보여줍니다. 전반적인 구조는 연도별로 크게 변하지 않으며 대부분의 열린 선속이 극지방에서 기원하지만, 중저위도에서도 약간의 열린 선속이 관찰되며 이러한 변동이 논문 그림 7의 저위도 열린 선속 변화에 반영됩니다.

논문 그림 9는 2010년 5월부터 2021년 10월까지의 자기장 버터플라이 다이어그램을 보여줍니다. 열린 선속은 활동 영역의 자기장이 약 $\pm45^\circ$ 위도로 확산될 때 최고조에 달합니다. 2014-2015년에는 남반구 자기장이 우세했으며(노란색 선), 이는 논문 그림 4c의 적도 쌍극자 분포와 일치합니다.

논의

본 연구 결과는 PFSS 모델로 추정한 열린 선속이 현장 측정된 IMF보다 약 3-4배 과소평가됨을 재확인했습니다. IMF는 흑점 극대기 직후인 2014년 12월에 급격히 증가한 후 수년에 걸쳐 점진적으로 감소했으며, 추정된 열린 선속도 유사한 경향을 보였습니다.

코로나 자기장을 쌍극자 성분과 비쌍극자 성분으로 분리하여 분석한 결과, IMF는 2014년 12월 이전에는 비쌍극자 자기장과 유사하게 변동했고(논문 그림 3B 참조), IMF가 강화된 2014-2018년 기간에는 태양 전체 쌍극자 성분과 유사한 행동을 보였습니다(논문 그림 3A 참조). 이 기간에는 축 방향 성분이 우세했던 다른 기간과 달리 적도 쌍극자 성분이 우세했습니다. 이는 태양 표면의 열린 선속 성분과 IMF 간의 연결성이 태양 주기 위상에 따라 다르게 조사되어야 함을 나타냅니다.

태양 극대기의 열린 선속

논문 그림 3A와 3B를 비교하면, 태양 극대기(2010-2016년) 동안 IMF 변화는 전체 비쌍극자 선속보다는 태양 전체 쌍극자 선속과 관련이 있음을 시사합니다. 극소기에는 극지방의 강한 단일 극성 선속으로 인해 쌍극자 구조가 잘 관찰되지만(논문 그림 5d 참조), 2012-2014년 극대기 동안에는 극지방 자기장이 약했습니다(논문 그림 9 참조). 따라서 극대기에는 전체 쌍극자 성분이 회전축에서 벗어난 방향을 향해야 합니다.

쌍극자 자기장은 축 쌍극자 $(l,m)=(1,0)$과 적도 쌍극자 $(l,m)=(1,\pm1)$로 나눌 수 있습니다. 축 쌍극자가 우세할 때는 논문 그림 5d와 같이 극지방에 열린 선속이 집중된 쌍극자 구조를 가지지만, 적도 쌍극자가 우세할 때는 이러한 구조가 형성되지 않습니다. 태양 극대기에는 논문 그림 4b, 4c와 같이 적도 쌍극자가 우세했습니다. 따라서 극대기에는 태양의 전구 자기장이 회전축 방향의 쌍극자 구조를 가지지 않더라도, 쌍극자 성분은 여전히 적도 쌍극자 형태로 우세하게 나타납니다.

IMF 방사 선속은 흑점 수 기준으로 태양 극대기 이후 하강기 초반인 2014년 12월에 증가했으며, 이 IMF 증가는 적도 쌍극자 선속의 증가와 일치합니다. 적도 쌍극자 자기장의 우세 원인으로는 활동 영역의 확산 가능성이 지적됩니다. 즉, 적도 쌍극자 및 IMF 최고점은 활동 영역이 극으로 확산되는 시기와 일치하며(논문 그림 9 참조), 이는 자오선 순환(meridional circulation) 때문으로 여겨집니다. 활동 영역의 확산은 또한 초미세입자(supergranulation) 및 차등 회전(differential rotation)으로 인해 경도 방향으로도 발생하며, 이는 활동 영역($l\ge2$)으로부터 적도 쌍극자 $(l,m)=(1,\pm1)$을 생성하는 역 캐스케이드 효과(inverse cascade effect)를 가집니다. 활동 영역의 출현과 위도 방향 수송이 진행됨에 따라 극 자기장 반전이 발생하고(Babcock-Leighton 메커니즘) 새로운 축 쌍극자 구조 $(l,m)=(1,0)$가 생성됩니다(Wang et al. 2000). 논문 그림 3A와 5에서 보듯이 쌍극자 구조는 2017년 이후 일정 수준을 유지합니다. 이 시기에는 활동 영역 잔해가 극으로 이동한 후 양반구 극지방에 단일 극성 선속 영역이 형성되었습니다(논문 그림 9 참조).

그러나 적도 쌍극자의 급격한 증가 원인은 아직 명확하지 않습니다. Wang (2014)에 따르면, 흑점군 출현 위치에 따라 적도 쌍극자가 강화될 수 있습니다(예: 두 개의 양극성 흑점군이 적도를 사이에 두고 $180^\circ$ 떨어져 위치할 때). 또한, 자기력선 추적 방향(안쪽, 바깥쪽, 양방향)에 따라 열린 선속량이 달라질 수 있으며(Arge et al. 2023), 본 연구에서는 안쪽 추적만 사용했으므로 다른 추적 방법을 사용한 정량적 조사가 필요합니다.

태양 극소기의 열린 선속

논문 그림 7은 태양 극소기 동안 전체 비쌍극자 선속($l\ge2$)의 장기 변화가 전체 쌍극자 선속($l=1$)보다 IMF의 변화와 더 유사함을 보여줍니다. 2017-2020년 동안의 변화 크기는 IMF가 35%, 전체 쌍극자 선속이 8%, 전체 비쌍극자 선속이 18%였습니다. 극소기 동안 쌍극자 자기장 구조는 전구적으로 수년 동안 안정적이지만, 논문 그림 8에서 보듯이 중저위도에서 기원하는 열린 선속은 상대적으로 변동성이 있습니다. 따라서 극소기 IMF의 진화는 전체 쌍극자 선속보다는 전체 비쌍극자 선속의 변화에 의해 발생했다고 결론지을 수 있습니다.

열린 선속 문제의 주요 원인 중 하나로 여겨져 온 극지방 광구 자기장의 영향에 대해서도 논의합니다. 우리 결과는 극지방 자기장의 과소평가가 2017-2022년 동안 열린 선속 문제를 완전히 해결하지 못함을 시사합니다. 극소기(2017-2022년) 동안 열린 선속은 극지방에 뿌리를 두고 있으며, 광구 자기장은 2019년 12월에 고위도 지역에 가장 집중되었습니다(논문 그림 6 참조). 따라서 만약 극지방 자기장이 과소평가되어 열린 선속 문제를 야기했다면, 추정된 열린 선속(논문 그림 1 빨간 선)은 2019년 12월에 최악의 추정치를 보여야 합니다. 그러나 논문 그림 1에서 보듯이, 2017-2022년 기간 내에 열린 선속 값은 2019년 12월부터 2020년 1월 사이에 IMF에 가장 근접했습니다. 따라서 열린 선속 문제는 극지방 자기장의 과소평가 외에 다른 원인이 있음을 시사합니다.

열린 선속과 IMF의 세기

본 연구의 IMF 세기 계산 방법(1시간 해상도 IMF 데이터를 각 태양 자전 주기에 대해 평균)은 전자 스트랄(electron strahl)을 사용하는 가장 신뢰할 수 있는 방법에 비해 IMF를 20%-50% 이상 과대평가할 수 있습니다(Owens et al. 2017). 또한, 이 방법은 위성 근처에서 발생하는 IMF의 스위치백(switchbacks)을 이중 계산할 수 있으며, Frost et al. (2022)은 20시간 데이터 평균이 전자 스트랄 사용 방법과 비슷하다고 보였습니다. 이러한 방법들만으로는 열린 선속 문제를 해결하기에 충분하지 않습니다.

논문 그림 2A와 2B는 열린 선속의 시간적 변화가 IMF 변화를 추적하지만, 태양 극대기 동안 절대값이 과소평가되었음을 시사합니다. 이는 극지방 자기장보다는 저위도의 강한 자기장(예: 흑점 자기장)이 과소평가되었을 수 있음을 나타냅니다. 태양 극대기 동안 우세했던 적도 쌍극자 $(l,m)=(1,\pm1)$를 생성하는 자기장이 과소평가되어 열린 선속 문제를 야기했을 수 있습니다.

태양 극소기에는 태양 극대기와 반대로 축 쌍극자가 우세합니다. 그러나 IMF의 변화는 주로 전체 비쌍극자 성분에 의해 생성될 가능성이 높습니다. 논문 그림 3A와 3B에서 보듯이 전체 비쌍극자 선속($10^{23}$Mx)은 전체 쌍극자 선속($10^{22}$Mx)보다 한 자릿수 더 큽니다. 태양 극대기 동안 발달했던 적도 쌍극자는 극소기에 감소하고 안정화된 반면, 축 쌍극자는 적도 쌍극자를 능가한 광구 극지방 자기장과 함께 안정적이었습니다. 우리는 전체 비쌍극자 성분(즉, 고차 성분)이 열린 자기장을 생성하고 IMF 변화에 기여할 수 있음을 보였습니다. 논문 그림 8에서 유추할 수 있듯이 전체 비쌍극자 성분 중 제한된 양만이 행성간 공간으로 열릴 수 있습니다. 그러나 전체 비쌍극자 성분은 전체 쌍극자 성분보다 최소 한 자릿수 더 큰 선속을 가지며 열린 선속 과소평가에 기여할 수 있습니다. 따라서 광구 자기장의 고차 성분이 열린 선속 문제를 해결하는 데 중요할 수 있다는 가능성을 고려해야 합니다.

결론

열린 선속 문제는 태양 자기장과 IMF 간의 연결에 대한 우리 지식의 부족을 드러내는 태양 및 태양권 물리학의 주요 과제 중 하나로 간주됩니다. 본 연구에서는 PFSS 모델을 사용하여 태양 광구 자기장으로부터 코로나 자기장을 외삽하고, 이를 쌍극자($l=1$) 및 비쌍극자($l\ge2$) 성분으로 분해했습니다. 각 성분의 시간적 변화를 IMF의 변화와 비교하여 IMF와 태양 자기장 간의 관계를 조사했습니다.

주요 결론은 다음과 같습니다:

1. IMF는 흑점 수 최대치(2014년 4월) 7개월 후인 CR2157(2014년 11월~12월)에 최고점으로 급격히 증가했습니다. 이 시기는 태양 전체 쌍극자 선속이 최대치에 도달한 때와 일치합니다. 이때 적도 쌍극자 선속($(l,m)=(1,\pm1)$)이 우세했으며, 이는 활동 영역 잔해가 남극으로 이동하는 현상(2014년 4월~12월)에 해당합니다.
2. 반대로, 극소기(예: 2017-2021년)에는 IMF가 흑점 수와 마찬가지로 감소하여 2019년 12월에 최소치를 기록했습니다. 2019년 12월 이후 IMF는 서서히 증가했습니다. 2017-2021년 동안 IMF의 변화 진폭은 약 35%였습니다. 같은 기간 동안 전체 비쌍극자 선속 변화는 18%, 저위도 열린 선속 변화는 15%였던 반면, 전체 쌍극자 선속 변화는 8%였습니다. 이는 태양 극소기에는 안정적인 전구 쌍극자 구조를 형성하는 축 쌍극자 $(l,m)=(1,0)$과 달리, IMF 변화는 전체 비쌍극자 선속($l\ge2$)의 변화와 일치함을 시사합니다.
3. 태양 표면에서 추론된 열린 선속은 지구 근방에서 측정된 IMF에 비해 3~4배 과소평가되었습니다.
4. 우리 결과는 IMF 최고점이 적도 쌍극자 선속의 급격한 강화와 동시에 발생함을 보여줍니다. 또한 전체 비쌍극자 선속의 크기가 전체 쌍극자 선속보다 최소 한 자릿수 더 크다는 것을 발견했으며, 이는 전체 비쌍극자 선속이 열린 선속에 상당히 기여할 수 있음을 나타냅니다.

따라서, 향후 열린 선속 문제에 접근하기 위해서는 적도 쌍극자 선속과 전체 비쌍극자 선속에 대한 상세한 연구가 핵심이라고 제안합니다.

참고 문헌

• Yoshida, M., Shimizu, T., & Toriumi, S. 2023, Which Component of Solar Magnetic Field Drives the Evolution of Interplanetary Magnetic Field over the Solar Cycle?, ApJ, 950, 156.