항공우주산업기술동향 10권1호 (2012) pp. 118~131
http://library.kari.re.kr
에서 보실 수 있습니다.
산업동향(기술동향)
우주기상 탑재체 개발 및 활용 동향
진경욱
*, 최재동*1)
The Survey of Space Weather Sensor
Development and Applications
Kyoungwook Jin
*, Jae-Dong Choi*
ABSTRACT
In this paper, introduction to space weather and the major space weather satellite missions were described to
help better understanding of the objectives and application of those missions. Various space weather
instruments equipped on the missions were briefly described and the space weather services from several
institutes of Korea were summarized as well.
초 록
본 논문에서는 우주기상에 대한 간단한 설명과 아울러 대표적인 우주기상 위성 미션들을 소개함으로
써 우주기상의 목적과 활용 분야에 대한 이해를 돕고자 하였다. 또한 각 우주기상 미션에 사용된 다양한
우주기상 탑재체들을 간단하게 소개하였으며 우리나라의 우주기상 서비스 현황도 요약하였다.
Key Words : Space weather (우주기상),space weather sensor (우주기상탑재체), sun(태양), corona(홍염),
solar wind(태양풍), geomagnetic storm(지자기 폭풍)
* 진경욱, 최재동, 한국항공우주연구원 항공우주시스템연구소 정지궤도위성체계팀
kwjin@kari.re.kr, jdchoi@kari.re.kr
진경욱 외 / 항공우주산업기술동향 10/1 (2012) pp. 118~131
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1. 서 론
1.1 우주기상이란?
지구대기(대류권, 성층권 등)내의 기상을 나타내는
지구 기상과는 구별되는 개념으로 지구 부근의 우주공
간 혹은 태양의 대기에서 지구대기에 이르는 우주공간
에서의 환경조건의 변화를 나타내는 개념을 우주기상
이라 한다(그림1). 우주기상에서는 우주공간에서의 플
라즈마, 자기장, 복사 등의 변화를 다룬다. 즉 우주기상
은 태양표면 혹은 태양대기(Chromosphere and
corona)에서 유발된 태양풍(solar wind)에 의해 우주
공간으로 전달되는 입자와 이들 입자가 가진 에너지에
의해 야기되는 현상이다.
자료: http://milesmathis.com
그림 1. 태양-지구 시스템 및 지구의 자기권
1.2 우주기상을 구성하는 요소들
우주기상은 태양풍의 속도와 밀도 그리고 태양풍의
플라즈마에 수반되는 행성간 자기장(interplanetary
magnetic field)에 의해 많은 영향을 받는다. 우주기상
과 관련된 여러 가지 물리적인 현상들에는 지자기 폭
풍(geomagnetic storms and substorms), 반알렌 복사
벨트의 활성화, 이온층 교란, 위성-지상간 라디오 시그
널 및 장거리 레이더 시스널의 신틸레이션(라디오파
의 왜곡 정도), 오로라 및 지구표면에서의 지자기 유도
전류 등이 있다. 코로나 물질 방출(coronal mass
ejection)과 이와 관련된 충격파는 지구 자기층을 압축
하거나 지자기 폭풍을 야기할 수 있으므로 우주기상을
일으키는 주요한 요소들이다. 코로나물질 방출이나 태
양표면폭발(solar flares)에 의해 가속된 태양에너지 물
질들은 비행기의 탑재전자장비에 피해를 주거나 우주
인의 생명에 위험을 초래하는 우주기상의 주요 인자로
분류된다.
1.3 우주기상이 위성에 끼치는 영향들
1.3.1 위성의 비정상 작동 유발
위성에 영향을 주는 주요한 두 요소는 복사에너지
에 의한 피해와 위성의 전기 충전현상으로 나눌 수 있
다. 첫째 고에너지 입자의 복사에너지의 경우 위성의
표면을 통해 위성 전자장치에 침투할 수 있으며 이는
신호 오류나 위성전장품의 메모리의 비트를 바꿀 수
있다. 드문 경우지만 전자 장치의 일부분을 파괴하는
경우도 발생한다. 둘째 위성에 일어나는 전기적 충전
현상은 저 에너지 입자들이 위성표면의 비전도성 물질
에 정전하를 누적시켜 일어난다. 충전현상이 지속되어
한계에 이르면 스파크를 통해 방전이 일어날 수 있다.
(그림 2)
자료:http://spaceweather.gc.ca
그림 2. 우주기상의 영향들
1.3.2 위성의 궤도 변화 유발
지자기 폭풍은 단기간(1~2일)에 걸쳐서 저궤도 위
성의 궤도 변화에 영향을 줄 수 있다. 지자기 폭풍에 의
해 열권이 가열되면 지구대기의 층이 두꺼워지고 (대
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기의 밀도 증가) 이는 저궤도 위성이 지구궤도를 돌 때
마찰력이 증가하는 효과를 야기한다.
자료:http://home.earthlink.net
그림 3. 지구의 전리(이온)층
1.4 우주기상이 지상에 끼치는 영향들
1.4.1 GPS 혹은 위성 신호의 교란
이온층(그림 3)에서는 라디오파가 굴절되게 된다.
우주기상 이벤트가 발생하게 되면 이 이온층에서 굴절
되어 전달되는 위성의 신호 (GPS 포함)에 교란이 발생
하거나 신호가 인식하기 어려운 상태가 될 수 있다.
GPS는 1575.42MHz(L1) and 1227.6MHz(L2) 밴드를
이용하는데 강한 이온층의 교란은 GPS신호에 왜곡을
유발하여 정확한 위치정보를 찾는데 문제를 야기한다.
1.4.2 장거리 라디오파 신호 교란
HF 밴드(3~30MHz)는 배나 항공기의 통신 수단으
로 이용된다. 우주기상 이벤트로 인해 이온층에 일어
나는 교란은 HF 신호를 반사시키는 대신 분산시키므
로 장거리 HF 통신에 장애 혹은 불능을 초래한다. 극
지방에서는 작은 규모의 우주기상 이벤트가 발생해도
HF 밴드를 이용한 통신에 빈번한 장애를 야기하기도
한다. 이에 비해 중위도 지역의 경우 빈번하지는 않지
만 강력한 우주기상 이벤트 (예를 들어 Solar radio
burst, X-rays from solar flares, 강력한 지자기 폭풍
등)에 의해 HF 통신에 장애가 발생할 수 있다. 안정적
인 통신이 요구되는 항공기의 경우 극지 노선을 이용
할 경우 우주기상에 대해 특히 유의할 필요가 있다.
1.4.3 인간활동에 대한 복사에너지의 영향
지구대기 상층에 유입되는 강력한 우주선(Cosmic
Ray)은 대기 속의 원자들을 분리시켜 에너지를 발생
시키게 되는데 이러한 저에너지 복사입자들은 대기를
통해 좀더 하층으로 침투된다. 10km이상의 고도를 비
행하는 항공기는 이러한 복사에너지에 노출되게 되는
데 특히 극궤도를 지나는 항공기는 우주기상 이벤트가
있을 경우 안전을 위협할 수준의 과도한 복사에너지
노출을 피해서 항로를 우회할 필요가 있다.
1.4.4 유도전류에 의한 영향
강력한 지자기 폭풍에 의한 유도 전류 (GIC:
Ground Induced Current)는 지상뿐만 아니라 지하
20km 정도의 깊이까지 영향을 주는 것으로 알려져 있
다. 코로나 물질 방출(Coronal Mass Ejection)의 결과
로 발행하는 강력한 지자기 폭풍은 전력시스템
(Electric Power Grid), 송유관, 통신 케이블의 장애를
초래할 수 있다.
1.5 우주기상의 관측
1.5.1 지상관측
지상에서는 주로 아래와 같은 우주기상과 관련된
인자 (index)를 측정하여 우주기상을 관측할 수 있다.
SSN (Sun Spot Number): 가시광선 영역에서의 태
양표면에 나타나는 태양흑점의 갯수를 측정한다.
EUV(Extreme Ultraviolet), 태양의 스펙트럼 중
X-ray영역, 태양표면 폭발(solar flares) 그리고
CME(coronal mass ejection)등에 의한 태양의 밝기
는 태양흑점의 갯수와 이들이 차지하는 면적과 밀
접하게 관련이 되어 있다.
F10.7 (10.7cm radio flux): 태양에 의한 RF 방출을
측정하는 인자이다. 이는 태양의 EUV flux와 관련
이 높다.
Dst Index: 지구의 자기 적도 부근에서의 자기장 변
화를 측정하는 인덱스이다. 21° ~33° 자기 위도 영역
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구분
우주기상탑재체 종류
광학센서
(optical
sensor)
Solar Spectrographs, Solar
UV(X-ray) Flux Sensor
Solar X-ray Pin-hole Camera,
Coronagraph, Solar EUV(X-ray)
Imager,
Helio-seismology(Interferometers)
입자센서
(particle
detector)
Low Energy Charged Particle
Spectrometer,
High Energy Particle Detectors,
ENA(Energetic Neutral Atom),
Plasma Probe
필드
(field)
센서
Magnetometer, Electric Field
Measurement
에서 4개의 지상 자기장 관측망을 통해 한 시간 동
안 관측한 데이터를 통해 산출된다.
Kp/ap Index: 지자기 교란을 측정하는 인자로 13개
의 지자기 관측망의 측정값들의 평균을 취해 계산
된다. 지자기 폭풍 및 이로 인한 오로라 교란을 측정
하는 인자로 활용된다.
AE index: 오로라존 근처에 설치된 12개의 지자기
측정소에서 관측된 지자기 교란을 보여주는 인자이
며 지자기 폭풍에서 야기되는 2차폭풍 (오로라와 관
련)의 강도를 나타낸다.
Radio noise burst: RSTN(Radio Solar Telescope
Network)에 의해 관측되어 미공군 및 NOAA에 보
고되는 지수이다. 이 라디오 폭발은 태양표면폭발
및 주위의 태양대기의 상호작용에 의한 플라즈마
상태와 밀접하게 연관되어 있다.
Neutron Monitor: 태양으로부터의 우주선을 직접
적으로 관측하는 장치이다. 지구의 자기장과 대기
층이 보호막과 같은 역할을 하여 우주선은 지구표
면까지는 직접 도달하지는 않는다. 하지만 우주선
은 지구대기와 상호작용을 일으켜 원자들의 상호작
용을 일으키고 이는 저 에너지 입자(Low Energy
Particles)들을 지구대기의 하층 혹은 지상까지 침투
시키는 역할을 한다.
TEC(Total Electron Content): 특정 장소에서의 이
온층을 측정하는 인자이다. 이온층의 바닥 (약
90km) 에서 이온층 꼭대기(약 1000km)까지의 1평
당미터 면적의 컬럼 내에 존재하는 전자들의 총 수
를 나타낸다.
1.5.2 위성관측
지상에서의 관측은 여러 가지 제약이 따른다. 각종
기상현상은 지상망을 통한 우주기상 이벤트를 관측하
기에 제약조건으로 작용한다. 위성을 이용하게 되면
태양 빛이 지구대기를 지날 때의 산란 (특히 Rayleigh
Scattering) 효과를 받지 않고 관측이 가능하므로 보다
효과적으로 우주기상을 관측할 수 있다. 위성을 이용
한 관측은 현재 운용중이거나 계획 중인 NASA의 대
표적인 우주기상미션을 살펴보면서 3장에서 보다 자
세히 다루고자 한다.
2. 우주기상탑재체
우주기상 탑재체는 관측하는 원리 (혹은 대상)에 따
라 구분되며 표 1과 같이 정리할 수 있다. 아래에서는
대표적인 우주기상탑재체에 대해 간략하게 설명하고
자 한다.
표1. 우주기상탑재체의 종류
2.1 코로나그래프(coronagraph)
태양으로부터 오는 직접 광을 차단하여 태양의 코
로나를 관측하기 위한 망원장치이다. 대부분 태양의
코로나를 관측하기 위한 목적으로 개발되나 (Solar
Coronagraph), 태양계 외부의 행성을 발견하기 위한
Stellar Coronagraph도 있다.
고층 대기에서 태양 빛은 Rayleigh scatttering에 의
한 산란효과 때문에 배경에 해당되는 코로나에 비해
하늘이 훨씬 밝게 보인다. 따라서 지상용 코로나그래
프는 코로나에 의한 빛과 직접적인 태양광(sky
brightness)를 구분하기 위해 편광을 활용한다. (태양
근처의 하늘은 편광이 되지 않은 빛인 반면 코로나에
의한 광선은 Thomspson-scattering에 의한 편광이 일
어난다). 코로나그래프는 태양밝기에 비해 10-6보다 적
은 코로나를 관측하기 위해 stray lights을 제거하고 정
확한 코로나 영상을 얻기 위해 고안된 기기이다. 일반
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망원경의 경우도 일식(solar eclipse)이 일어나는 경우
달이 직접적인 태양광을 가려주는 역할을 하므로 코로
나그래프와 유사한 관측이 가능하다.
지상이 아닌 우주에서는 지상용 코로나그래프에 비
해 대기의 산란에 의한 효과가 줄어들기 때문에 훨씬
효과적인 관측이 가능하다. 코로나그래프는 SOHO(그
림 4), HST(Hubble Space Telescope) 에 쓰였으며
JWST(James Webb Space Telescope)에 등에도 쓰일
예정이다.
자료:http://cor1.gsfc.nasa.gov
그림 4. 코로나그래프의 형상
2.2 마그네토미터 (Magnetometer)
자기장 측정장치인 마그네토미터는 크게 두 가지로
나눌 수 있다. 자기장의 총량(크기)을 측정하는 Scalar
magnetometer와 자기장의 방향과 크기를 동시에 측
정할 수 있는 Vector magnetometer의 두 가지가 있다.
벡터 마그네토미터의 경우 자기장의 3차원 정보를 얻
기 위해, 각각 서로 수직을 이루는 세 개의 센서가 필요
하다. 대표적인 Vector magnetometer에는 fluxgate
(그림
5),
SQUIDs(superconducting
quantum
interference devices) and the atomic SERF
magnetometer 등이 있다.
마그네토미터가 이용된 대표적인 위성미션들에는
ATS-1, ATS-6, Apollo-15, Apollo-16, GOES 등이
있다.
자료:http://www.igpp.ucla.edu
그림 5. Fluxgate Magnetometer
2.3 에너지 입자 검출기
2.3.1 저에너지 입자(Low energy particle)
저에너지 입자(eV ~ 10KeV)는 주로 ESA
(electrostatic analyzer)에 의해 측정된다 (그림 6).
자료:http://sprl.umich.edu
그림 6. ESA의 형상
자료:http://en.wikipedia.org
그림 7. ESA의 구조
휘어진 플레이트를 사이에 두고 전압을 걸어 주어
특정 에너지 수준에 해당하는 입자들을 선택적으로 검
출하는 장치이다. 전압을 조절해서 휘어진 플레이트를
이동하는 입자들 중 원하는 에너지 레벨에 해당하는
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입자들만 최종적으로 검출기에 도달하게 만든다. 플레
이트를
지나
검출기까지
도달하는
입자는
MCP(microchannel plate)를 때리고 2차 전류를 발생
시키며 MCP으로부터 나오는 전자들은 전압 펄스로
전환되어 해당 에너지 준위의 입자를 검출하게 된다.
(그림 7)
2.3.2 중에너지 입자(Medium Energy Particle)
중간레벨의 에너지 입자들은 주로 SST(Solid Sate
Telescope)을 이용(그림 8)하여 검출할 수 있다. 입자
들이 하나 혹은 여러 개의 실리콘 검출기를 지날 때 생
성되는 전압펄스의 크기에 의해 에너지 레벨과 종류를
구분하여 입자들을 검출하게 된다.
자료https://www.llnl.gov
그림 8. SST 형상 및 구조
이외에도 TED(Total Energy Detector)는 주로 50eV
~20keV대의 양성자와 전자의 에너지 유속밀도(flux)
을 측정하며, MEPED(Medium Energy Proton
Electron Detector)은 >30KeV, >100KeV, > 300KeV
의 에너지 레벨에서의 전자와 30KeV ~> 6.9MeV대의
중성자, 그리고 >16MeV,>35MeV, >70MeV 및
>140MeV대의 중성자의 측정이 가능하다.
2.3.3 STEIN(SupraThermal Electron, Ion and
Neutral) 입자 검출기
Solar Orbiter 미션에 장착된 STEIN센서(그림 9)는
대표적인 입자 검출기의 하나이다. STEIN은 양쪽에
달린 망원경통 및 수동형 냉각기 타입의 SSD(silicon
semiconductor detector)를 이용하여 3~ 100KeV에 해
당하는 초열 (suprathermal)에너지 입자들을 검출하
는 센서이다. 정전기 편향시스템을 이용하여 40KeV
까지의 에너지 레벨에 해당하는 전자와 이온들을 분리
해 낼 수 있으며 ~10KeV 까지의 중성자들을 분리시켜
검출해 낼 수 있다. 즉 편향장치를 통과한 입자 중 저에
너지의 전자와 이온 입자들은 각 각 반대 방향으로 분
리되고 양쪽 모서리 부분의 픽셀에서 검출된다. 반면
에 고에너지 이온, 전자 그리고 중성입자들은 대부분
편향되지 않고 중심 부근의 픽셀에 충돌하게 된다.
(그림 9).
자료:http://www.ieap.uni-kiel.de
그림 9. STEIN 센서의 구조
3. 우주기상미션
3.1 SOHO 미션
자료:http://sohowww.nascom.nasa.gov
그림 10. SOHO 위성의 형상
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SOHO(Solar
and
Heliospheric
Observatory,
1995.12.2~) [1]는 태양의 심층부에 위치한 태양 핵에서부
터 외층의 코로나 및 태양풍을 연구하기 위한 NASA와
ESA의 국제 공동미션으로 추진된 프로젝트이다. 특히 지
상으로부터는 측정이 불가능한 태양의 EUV(Extreme
Ultraviolet)를측정하도록고안된미션이다.
1995년 12월 2일 발사된 SOHO 위성(그림 10)은 주
계약자인 MMS(Matra Marconi Soace, 현재 EADS
Astrium)주도로 제작 되었으며, 전체 관리는 ESA가
주도하였다. SOHO 위성에는 총 12개의 탑재체가 장
착되어 있는데 이 중에서 9개는 유럽의 PI(Principle
Investigator) 주도에 의해, 그리고 나머지 3개는 미국
측 PT 주도에 의한 국제 컨소시움에 의해 제작되었다.
대규모의 엔지니어링 팀과 200명 이상의 CI
(co-investigator)들이 관측장비의 개발과 위성의 운용
및 데이터 분석에 참여하였다. NASA는 위성의 발사
및 위성운영에 대한 책임을 맡았으며 위성데이터의 하
향송신 및 명령에는 NASA의 Deep Space Network이
이용된다. 임무통제는 NASA GSFC(Goddard Space
Flight Center)가 맡고 있다.
SOHO 위성은 현재도 운영 중이며 연구목적 및 우
주기상예보를 위한 거의 실시간 태양관측 데이터를 제
공하고 있으며 STEREO 미션을 추진하는 동기가 되었
다. SOHO위성에 장착된 우주기상 탑재체들은 아래와
같다.
CDS (Coronal Diagnostic Spectrometer)
CELIAS (Charge, Element, and Isotope Analysis
System)
COSTEP (Comprehensive Suprathermal and
Energetic Particle Analyzer)
EIT (Extreme ultraviolet Imaging Telescope)
ERNE (Energetic and Relativistic Nuclei and
Electron experiment)
GOLF (Global Oscillations at Low Frequencies)
LASCO (Large Angle and Spectrometric
Coronagraph)
MDI (Michelson Doppler Imager)
SUMER (Solar Ultraviolet Measurements of
Emitted Radiation)
SWAN (Solar Wind Anisotropies)
UVCS (Ultraviolet Coronagraph Spectrometer)
VIRGO (Variability of Solar Irradiance and
Gravity Oscillations)
3.2 ACE 미션
자료:www.srl.caltech.edu/ACE
그림 11. ACE 위성의 운영모식도
ACE(Advanced Composition Explorer,1997~) [2]
는 NASA의 Office of Space Science Mission and
Payload Development Divition에 의해 운영된다.
ACE(그림 11)는 1997년 플로리다 케네디 우주센터에
서 Delta-II 7920 로켓(McDonnell-Douglas)에 의해
1997년 8월 25일 발사되었다. ACE에는 8개의 고해상
도 센서와 3개의 모니터링 관측기기가 장착되어 있고
이들 장비들은 이전 미션들에 비해 10~100배 향상된
검출력을 가지고 있으며, 태양으로부터의 저에너지 입
자와 고에너지 은하(galactic)입자를 관측한다.
ACE위성은 라그랑지안 포인트(지구와 태양간 거
리의 1/100 혹은 지구에서 달까지 거리의 4배에 해당
하는 위치)에서 운영된다. 이 위치에 놓인 위성은 지구
로부터의 인력과 태양으로부터의 인력이 평형을 이루
게 되어 태양에 대한 공전 속도가 지구의 공전 속도와
동일한 1년이 된다. 이 궤도에서는 태양과 지구에 대해
위성이 항상 일정한 위치에 놓이게 되므로 태양풍의
효과적인 관측이 가능하며 행성간 자기장 및 태양, 태
양 대기권, 은하계로부터의 고에너지 가속 입자의 관측
이 특히 용이하다. ACE는 준실시간 (24/7) 연속적인
태양풍 파라미터 및 태양의 에너지 입자의 강도에 대
한 정보를 제공하여 지자기 폭풍에 대해 1시간 이전에
경보를 준비할 수 있도록 한다. ACE위성에는 L1 궤도
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CRIS(The Cosmic Ray
Isotope Spectrometer)
ULEIS(Ultra Low Energy
Isotope Spectrometer)
MAG(Magnetometer)
SEPICA(Solar Energetic
Particle Ionic Charge
Analyzer)
SIS(Solar Isotope
Spectrometer)
SWEPAM(Solar Wind
Electron, Proton, and Alpha
Monitor)
에서 2024년까지 운영하는데 충분할 정도의 추진연료
가 탑재되어 있다.
ACE 위성의 우주기상탑재체들은 아래와 같으며 이
들의 형상은 표 2에 정리하였다.
CRIS(The Cosmic Ray Isotope Spectrometer)
ULEIS(Ultra Low Energy Isotope Spectrometer)
SWICS/SWIMS (Solar Wind Ion Composition
Spectrometer/ Solar Wind Ion Mass Spectrometer
EPAM (Electron, Proton and Alpha Monitor)
MAG(Magnetometer)
SIS(Solar Isotope Spectrometer)
SEPICA(Solar Energetic Particle Ionic Charge Analyzer)
SWEPAM(Solar Wind Electron, Proton, and Alpha
Monitor)
RTSW(Ace Real-Time Solar Wind)
표 2. ACE위성의 우주기상탑재체
(자료: www.srl.caltech.edu/ACE)
3.3 STEREO 미션
자료: http://stereo.gsfc.nasa.gov
그림 12. STEREO 위성의 형상과 운영 개념도
STEREO(Solar TErrestrial Relations Observatory ,
2006.10.25~)미션[3]은 NASA의 세 번째 STP(Solar
Terrestrial Probes) 프로그램으로 2006년 10월에 발사
되어 태양-지구 시스템을 규명하기 위한 혁신적인 자
료들을 제공해 주고 있다. 두 기의 거의 동일한 관측위
성을 태양공전 궤도에 올려, 한 기는 지구보다 앞서고,
다른 한 기는 지구를 뒤따르는 운용을 통해 태양으로
부터 지구를 향해오는 에너지 및 물질의 흐름들을 추
적하는 위성미션이다. (그림 11 및 그림 12) CME는
100억톤에 이르는 태양대기 물질을 우주공간으로 보
내는 대폭발 현상이며 시속 160만 킬로미터의 속도로
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이동하면서 행성간 우주공간 물질에 교란을 일으키며
지구의 자기권과 충돌할 때 심각한 지자기 폭풍을 발
생시키는 현상이다. STEREO미션의 핵심은 CME의 3
차원 입체영상을 통해 CME의 발생, 변화 양상, 구조
및 우주 행성 간 공간으로의 전파 등에 대한 좀 더 발
전된 이해를 돕기 위한 미션이다. STEREO위성에 장
착된 우주기상 센서들은 아래와 같다.
3.3.1 SECCHI(Sun Earth Connection Coronal
and Heliospheric Investigation)
총 4개의 탑재체로 구성되어 있으며 태양 표면에서
발생한 CME의 3D영상을 통해 태양 표면 그리고 코로
나와 행성 간 매개체를 거쳐 최종적으로 지구에 끼치
는 영향을 분석하는 탑재체이다.
1) SECCHI EUVI (Extreme UltraViolet Imager)
2) SECCHI COR1 (Inner Coronagraph)
3) SECCHI COR1 (Outer Coronagraph)
4) SECCHI HI (Heliospheric Imager)
3.3.2 SWAVES(Stereo Waves)
태양으로부터 지구까지 전파되어 오는 라디오파 교
란의 생성과 변화 메커니즘을 규명하기 위한 행성간
라디오파 폭발 추적 (Interplanetary radio burst
tracker)관측을 위한 탑재체이다.
3.3.3
IMPACT(In-Situ
Measurements
of
Particles and CME Transients)
태양으로부터 방출되는 에너지 입자들의 플라즈마
상태와 3차원적 입체 분포 및 자기권의 자기장벡터을
관측하기 위한 관측장비이다. 아래 7개의 탑재체로 구
성되어 있다.
1) Solar Wind Plasma Electron Analyzer (SWEA)
태양풍의 핵(core)와 1eV이하 ~수 KeV영역의 halo
전자들의 분포를 측정
2) Suprathermal Electron Telescope (STE)
태양풍 전자에서 superhalo롤 존재하는2-20KeV 에
너지 범위의 전자를 측정
3) Magnetometer (MAG)
MARS Global Surveyor 및 Lunar Prospector 에 장
착된 magnetometer의 단순화된 모델
4) Solar Electron Proton Telescope (SEPT)
20-400keV 에너지 범위의 전자와 20-7000KeV대의
중성자를 명확하게 구분하여 측정하는 고체 입자
감지기
5) Suprathermal Ion Telescope (SIT)
~30KeV/nucleon 에서 2MeV/nucleon의 에너지
영역에 해당하는 He 과 Fe 이온의 구성 성분을 측
정하는 이온 질량 스텍트로미터이다.
6) Low Energy Telescope (LET)
~1.5 에서 13MeV/nucleon의 중성자 및 헬륨이온
과 2-30MeV/nucleaon에서의 보다 무거운 이온들
을 측정하기 위한 14개의 고체검출기로 구성.
7) High Energy Telescope (HET)
100MeV/nucleon에서의 중성자 및 헬륨이온과
5MeV대의 고에너지 전자를 측정하기 위한 고체검
출기(solid state detector)이다.
3.3.4 PLASTIC(Plasma and Suprathermal Ion
Composition)
중성자, 알파입자 및 중이온(heavy ions)들의 플라
즈마 특성을 분석하기 위한 장비로, 중이온의 질량 및
전하상태의 구성을 진단하고 주위의 코로나 플라즈마
로부터의 CME 플라즈마를 분석하기 위한 목적을 가
지고 있다.
3.4 SDO 미션
SDO(Solar Dynamics Observatory, 2010.2.11~) [4]
는 태양의 자기장 변화가 어떻게 그리고 왜 생기는 지
에 대한 이해를 높이기 위한 미션이다. 태양의 자기장
이 어떻게 발생하며 어떤 구조를 형성하고, 저장된 자
기 에너지가 태양권과 우주공간으로 어떻게 전파되는
가를 규명하기 위한 시도이다. SDO 미션은 다음과 같
은 7가지 과학적 질문에 대한 해답을 찾기 위한 프로젝
트라 할 수 있다.
1. 어떠한 메커니즘이 11년 주기의 태양활동을 야기
하는가?
2. 어떻게 태양표면을 통해 강한 자기장 영역이 만들
진경욱 외 / 항공우주산업기술동향 10/1 (2012) pp. 118~131
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어 지고 또 해체되는가?
3. 작은 규모의 자기장 영역이 어떻게 큰 규모의 자기
장 및 전기장으로 재구성되며 코로나의 가열과 태
양풍의 가속에 얼마나 영향을 주는가?
4. 어느 구역에서 태양의 극자외선(EUV) 복사에너지
가 생성되고 이 복사에너지가 어떻게 자기활동 주
기와 관련되어 있는가?
5. 어떠한 자기장의 구성이 CME, 필라멘트 폭발 및
태양표면 폭발을 야기하는가?
6. 태양의 자기장 구성과 태양표면 근처의 태양 대기
로부터 지구 근처의 태양풍의 구조 및 다이나믹스
를 밝힐 수 있는가?
7. 정확하고 신뢰성 있는 우주기상 및 우주기후의 예
측이 가능한가?
SDO 위성(그림 13)에 장착된 우주기상탑재체는 아
래와 같다.
http://sdo.gsfc.nasa.gov
그림 13. SDO 위성의 형상
3.4.1
HMI(Helioseismic
and
Magnetic
Imager)
SOHO/MDI 탑재체와 같이 고해상도 전구촬영이
가능하고 새롭게 벡터마그네토그램 기능이 추가된 탑
재체이다. (그림 14)
자료:http://sdo.gsfc.nasa.gov
그림 14. HMI 센서 형상
3.4.2 AIA(Atmospherric Imaging Assembly)
태양표면의 변화와 태양 내부의 변화의 연관성을
이해하기 위한 다채널로 구성된 태양대기 관측 탑재체
이다. 매 10초 간격으로 태양대기의 영상을 획득한다
(그림 15). (참고로 SDO, STEREO, SOHO 위성은 최대
1초, 3분, 12분의 관측주기를 각각 가지며, SDO의 AIA
의 경우 STEREO에 비해 2배 SOHO에 비해 4배의 해
상도를 가진다.)
자료:http://sdo.gsfc.nasa.gov
그림 15. AIA 센서 형상
3.4.3 EVE(Extreme Ultraviolet Variability
Experiment)
고분광해상도, 고시간분해능 및 정밀도를 가진 태
양의 EUV(extreme-ultraviolet irradiance)측정 장비이
다. (그림 16)
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진경욱 외 / 항공우주산업기술동향 10/1 (2012) pp. 118~131
자료:http://sdo.gsfc.nasa.gov
그림 16. EVE 센서 형상
3.5 RBSP 미션
타원지구궤도로 운행될 RBSP(Radiation Belt Storm
Probe, Expectedlaunchdate:2012.9.18)위성[5]은 라디
에이션벨트, 지자기 폭풍 및 이 둘의 관련성을 밝히기
위한 정보를 얻기 위해 발사되는 위성이다. 라디에이
션 벨트는 두 개의 도넛형태를 띠는 구역으로 지구의
자기장에 의해 고에너지 입자들 특히 양성자와 전자들
로 구성된 영역으로 발견자의 이름을 따서 반앨런벨트
(Van Allen Belts)로 불리운다. 라디에이션 벨트의 변
화와 지구에서의 지자기 폭풍과의 관련식은 단순하지
않다. 따라서 이 라디에이션 벨트의 끊임없는 변화 메
커니즘은 중요한 관심사이다. 또한 라디에이션 벨트
의 환경과 변화양상에 대한 이해는 위성의 운영, 위성
및 위성시스템 디자인 그리고 미션 계획을 수립하는데
실질적으로 응용될 수 있는 중요한 과제이다. NASA
의 RBSP는 라디에이션 벨트의 환경변화 특히 외부 라
디에이션 벨트(이 지역은 라디에이션 벨트 중에서도
가장 활동적인 영역임)의 변화를 연구하려는 미션이
다. RBSP미션의 주요한 목적은 라디에이션 벨트에서
의 에너지 입자인 전자와 이온들의 변화와 분포 및 가
속에 대한 이해를 포함하고 있으며 아래 세 가지의 질
문에 대한 해답을 찾기 위한 프로젝트라 할 수 있다.
어떠한 물리과정이 라디에이션벨트를 강화시키는
가?
고에너지 전자의 소멸에 관여하는 주요 메커니즘은
무엇인가?
어떠한 인자들이 라디에이션 벨트의 다이나믹스에
영향을 미치는가?
RBSP위성(그림 17)에 장착될 탑재체들은 아래와 같다.
자료:http://rbsp.jhuapl.edu
그림 17. RBSP 위성 형상
3.5.1 ECT(Energetic Particle Composition,
and Thermal Plasma Suite)
라디에이션 벨트의 전자와 이온들의 가속, 분포 및
변화를 컨터롤하는 근지구 우주공간의 복사에너지 입
자들을 측정한다.
1) MagEIS(Manetic Electron Ion Spectrometer)
30keV
~
4MeV
에너지
영역대의
전자와
20KeV~1MeV대의 이온들을 측정함
2) HOPE(Helium Oxygen Proton Electron)
<=20eV 또는 >= 45KeV대의 전자, 중성자, 헬륨계 및
산소 이온입자들의 측정
3) REPT(Relativistic Electron Proton Telescope)
가장 강도가 높은 이벤트와 관련된 4-10MeV대의 전자
및 20-75MeV대의 중성자의 측정
3.5.2 EMFISIS(Electric and Magnetic Field
Instrument
Suite
and
Integrated
Science)
라디에이션 벨트 입자들의 가속과 소멸과정에 중요
진경욱 외 / 항공우주산업기술동향 10/1 (2012) pp. 118~131
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자료: www.swpc.noaa.gov
그림 18. GOES위성 우주기상탑재체 자료의 예
한 역할을 하는 자기장과 플라즈마파의 측정을 목적으
로 한다.
3.5.3 EFW(Electric Field and Wave Suite)
복사에너지 입자를 활성화시키고 내부 자기권의 구
조를 변화시키는 근지구 우주공간의 전기장의 측정을
목표로 한다.
3.5.4 RBSPICE(Radiation Belt Storm Probes
Ion Composition Experiment)
우주기상이 어떻게 지구 근처의 “storm-time ring
current”를 발생시키고 어떻게 ring current 가 공급되
며, 복사에너지 입자가 지속적으로 유지되는지를 규명
하기 위한 센서이다.
3.5.5 RPS(Relativistic Proton Spectrometer)
50MeV ~ 2GeV에 이르는 내부 반알랜띠 (Inner
Van Al en belt)의 중성자를 측정하기 위한 탑재체이다.
3.6 GOES 미션
GOES 씨리즈는 지구 기상관측을 주 목적으로 하지
만 이들 위성에 장착된 센서들 중에는 우주기상을 목
적으로 장착된 탑재체도 있다. GOES 위성에 장착된
우주환경센서(Space Environment Monitor) 는 다음
세가지의 탑재체 군으로 구성되어 있으며 이들 센서들
로 관측된 데이터(그림 18참조)는 실시간으로 콜로라
도 볼더에 위치한 우주기상예보센터(Space Weather
Prediction Center)에 제공된다.
3.6.1 EPS (Energetic Particle Sensor) package
양성자, 전자, 알파입자 (우주기상 주의보 및 경보의
기초가 되는 요소들)을 아우르는 넓은 에너지 영역에
걸친 입자들을 측정한다.
3.6.2 Magnetometer Sensor
지구 자기권에서의 자기장 크기와 방향을 측정하거
나 또는 위성 주변의 자기장 변화를 감지한다. 이를 통
해 자기장권에 영향을 미치는 태양풍을 관측하고 지가
기 폭풍의 정도를 측정한다.
3.6.3 Solar X-Ray sensor
1)XRS(X-Ray
Spectrometer):
(0.05-0.3nm
/
0.1-0.8nm)의 두 밴드를 이용하여 X-Ray 방출량을 측
정한다. 즉 실시간으로 관측한 태양표면 폭발(solar
flare)의 강도와 지속시간 정보를 통해 지구 이온층의
변화와 이로 인한 라디오통신 및 GPS 시그널의 교란
을 모니터링하는 것이 주 목적이다.
2)SXI (Solar X-Ray Imager): 태양활동을 모니터링 하
기 위한 soft X-ray 망원경이다. 매 분 X-ray 밴드로
태양 대기의 영상을 촬영한다.
3)EUV(extreme ultraviolet): 10nm-126nm UV영역의
5개 채널을 이용하여 태양의 EUV를 측정한다. 이를
통해 지구 상층 대기를 가열시키고 이온층을 생성하
는 태양에너지(EUV)를 직접적으로 관측할 수 있다.
4. 우주기상예보
컴퓨터 시뮬레이션을 통해 우주기상환경을 계산하
는 모델을 우주기상모델이라 부른다. 태양활동과 관련
된 각종 현상이 지구까지 전파되어 오는 과정을 시뮬
레이션하기 위한 모데링(태양/태양권/자기권/이온
권/열권모델링 등으로 세분화할 수 있음, 그림 19)에
는 대체로 다음과 같은 방법론이 쓰인다.
1) Magnetohydrodynamics: 태양-지구 환경을 유체로
가정함
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진경욱 외 / 항공우주산업기술동향 10/1 (2012) pp. 118~131
자료:http://sos.kasi.re.kr
그림 21. 태양우주환경연구그룹 우주환경예보센터
2) 한 개의 셀 내에서는 비 유체의 상호작용으로 처리
하고 이러한 셀들을 연결하여 태양지구환경을 묘사
함
3) 물리적 현상들이 서로서로 밸런스 (평형상태)를 유
지한다는 가정으로 접근함
4) 경험식(통계적 처리)을 통한 관련식을 이용하여 모
데링함
대표적인 우주기상 모델들에는 다음과 같은 종류가
있다.
CORHEL(CORona-HELiosphere)
MAS(Magnetohydrodynamics outside A Sphere)
WSA(The Wang-Sheeley-Arge)-Enlil
자료: http://ccmc.gsfc.nasa.gov/models
그림 19. 우주기상예보 모델의 종류
5. 국내의 우주기상 서비스
5.1 기상청
기상청은 천리안위성의 안정적인 운영과 관련하여
우주기상의 필요성이 대두되었으며 이와 관련하여
2011년 9월 개정된 기상법을 토대로 우주기상 예·특보
서비스를 2012년 4월부터 시행하기 시작하였다. 우주
폭풍을 기상특보로 신설하여 서비스를 해나갈 계획이
다. 충북진천에 위치한 국가기상위성센터에 우주기상
상황실(그림 20)을 마련하여 2011년 5월부터 운영 중
이며, 2017년 발사 예정인 정지궤도기상위성에 우주기
상센서를 탑재하여 운용할 계획으로 있다.
자료: http://swfc.kma.go.kr
그림 20. 국가기상위성센터 우주기상 상황실
5.2 천문연
한국천문연구원은 태양의 흑점 폭발로 인한 지구
주변의 우주환경을 실시간으로 감시할 수 있는 시스템
을 개발 (초단파(VHF)전리층 레이더 구축 및 전리층
변화감시 시스템, 2007년9월)해 일부 통신사와 항공사
를 대상으로 우주기상 예보를 시범 운영하고 있다 (그
림 21). VHF시스템은 우리나라 상공의 전리층의 변화
를 1분 간격으로 관측할 수 있는 장점이 있다. 또한 천
문연은 인공위성 주변을 측정할 수 있는 ‘우주환경 감
시 시스템’도 개발을 마치고 서비스를 시작했으며 KT
및 항우연에 관련 자료를 제공하고 있다. 비행기의 주
된 이동 경로인 북극지역상공의 우주선량과 전파변화,
우주 에너지 입자를 측정하는 시스템 (북극항로 근처
상황을 24시간 이내의 변화와 현재 상태를 비교해 안
진경욱 외 / 항공우주산업기술동향 10/1 (2012) pp. 118~131
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정/불안정/주의의 세 등급으로 우주날씨를 파악함)
도 갖추고 있으며 대한항공 등에 관련 자료를 제공하
고 있다.
5.3 국립전파연구원
방송통신위원회 산하 국립전파연구원은 NASA가
운용하는 ACE위성으로부터 수신한 우주관측 데이터
를 전세계 14개 우주전파환경 예·경보 기관과 공유하
는 사업을 2012년 1월부터 시작했다. ACE위성의 우주
관측데이터를 수신하기 위해 그 동안 미국, 독일, 일본
세 나라가 협력해 왔으며 우리나라가 새로운 파트너로
참여하게 된 것이다. 우리나라의 ACE 위성 수신국은
2011년 12월 제주 한림읍에 위치한 우주전파센터(그
림 22)에 설치되었으며 수신용 파라볼라 안테나의 직
경은 13m이다.
자료:http://spaceweather.go.kr
그림 22. 국립전파연구원 우주전파센터
6. 맺는말
대표적인 우주기상 미션들과 이들 위성에 장착된 우
주기상 탑재체에 대해 요약 정리하였다.
참고문헌
1. A PROPOSAL TO THE SENIOR REVIEW OF
SUN-SOLAR SYSTEM CONNECTIONS
OPERATING MISSIONS, 2005.
2. A.J. Tylka, New Insights on Solar Energetic
Particles from Wind and ACE, Journal of
Geophysical Research, Vol 106, Num A11, pp
25333-25352, 2001.
3. A Proposal to the Senior Review of Heliophysics
Operating Missions, Feb 2008.
4. SDO Pesnell, W. D., B. T. Thompson, and P. C.
Chamberlin, The Solar Dynamics Observatory
(SDO), Solar Physics, doi:
10.1007/s11207-011-9841-3, 2011.
5. Radiation belt storm probes: Resolving
fundamental physics with practical consequences,
Aleksandr Y Ukhorskiy, Barry H Mauk, Nicola J
Fox, David G Sibeck and Joseph M Grebowsky
TERR PHY 73(11-12):1417-1424, 2011.
