우주의 숨결: 태양풍, 지구를 흔들고 우리 삶을 바꾸다?

우주의 숨결: 태양풍, 지구를 흔들고 우리 삶을 바꾸다?

I. 서론: 햇빛, 그 이상의 이야기

밤하늘을 황홀하게 수놓는 오로라 쇼, 또는 갑자기 먹통이 되는 통신과 위성. 이런 극적인 순간들 뒤에는 우리가 매일 보는 태양의 또 다른 모습이 숨어 있습니다. 태양은 우리에게 생명의 빛과 온기를 줄 뿐만 아니라, 눈에 보이지 않는 강력한 입자들의 흐름, 바로 '태양풍'을 쉼 없이 우주로 뿜어내고 있거든요.

이 태양풍은 지구에서 부는 바람과는 차원이 다릅니다. 수백만 도의 뜨거운 태양 대기에서 튕겨 나온, 전기를 띤 입자들이 어마어마한 속도로 날아오는 것이죠. 이 보이지 않는 우주의 숨결은 태양계를 가득 채우며 끊임없이 지구를 향해 불어오고, 지구의 자기 보호막과 만나 거대한 우주 드라마를 연출합니다.

이 글에서는 미스터리한 태양풍의 정체를 파헤쳐 보고, 지구의 자기 방패와 어떻게 맞부딪히는지, 그리고 밤하늘을 아름답게 물들이는 빛의 춤, 오로라는 과연 어떻게 만들어지는지 알아볼 거예요. 더 나아가, 강력한 태양 활동이 어떻게 우리의 첨단 기술 사회를 위협하는 지자기 폭풍을 일으키는지, 지구 대기와 기후에는 어떤 영향을 줄 수 있는지 탐험해 볼 겁니다. 마지막으로, 과학자들이 이 예측 불가능한 '우주 날씨'를 어떻게 감시하고 예측하려 애쓰는지 그 노력도 엿볼 예정입니다. 이건 단순한 천문학 이야기가 아니에요. 태양과 지구, 그리고 우리가 만든 문명 사이의 거대하고 역동적인 에너지 교류와 상호작용에 대한 흥미진진한 탐험이 될 겁니다.

II. 태양의 끊임없는 숨결: 태양풍, 넌 누구냐?

태양풍을 제대로 알아야 지구에 미치는 영향도 이해할 수 있겠죠? 그 본질과 특징을 좀 더 깊이 들여다봅시다.

그냥 바람이 아니야! 플라스마 상태의 바람

태양풍은 우리가 아는 공기 바람과는 다릅니다. 물질의 네 번째 상태라고 불리는 '플라스마'로 이루어져 있거든요. 플라스마는 너무 뜨거워서 원자에서 전자가 떨어져 나가, (+)전기를 띤 이온(대부분 양성자)과 (-)전기를 띤 전자가 뒤섞여 있는 초고온 가스 상태를 말합니다. 바로 이 플라스마 상태가 태양풍의 성격을 결정짓는 핵심이죠. 플라스마는 전기가 아주 잘 통하고, 그래서 자기장과 정말 강하게 반응합니다. 태양풍은 태양의 자기장을 '꽁꽁 얼린 채' 우주 공간으로 끌고 나가는데, 이것이 태양풍이 지구 자기권과 만나는 방식에 결정적인 영향을 줍니다.

태양의 숨결 속엔 뭐가 들었을까? 구성 성분

태양풍을 이루는 물질은 기본적으로 태양의 가장 바깥 대기인 코로나와 같습니다. 주성분은 이온화된 수소, 즉 양성자가 대부분(질량 기준 약 73

95%)이고, 그 다음이 이온화된 헬륨(알파 입자, 약 4

25%)입니다. 그 외에도 산소(O), 탄소(C), 철(Fe) 같은 다양한 미량 원소 이온들도 섞여 있어요. 이 비율은 태양 활동이나 태양풍 종류에 따라 달라지기 때문에, 정확히 측정하기는 꽤 까다롭습니다. 과학자들은 이 '성분 지문'을 분석해서 태양풍이 어디서 왔는지 추적하곤 합니다.

어떻게 만들어지나? 백만 도 코로나로부터의 탈출!

태양풍은 태양 표면(약 6천 도)보다 훨씬 뜨거운, 무려 수백만 도에 달하는 코로나에서 시작됩니다. 1958년 유진 파커라는 과학자가 이론적으로 예측했죠. 이렇게 극도로 뜨거운 코로나는 가만히 있을 수 없고, 엄청난 열에너지 때문에 입자들이 태양 중력을 뿌리치고 계속 우주로 뛰쳐나갈 거라고요. 이것이 바로 태양풍의 기본 원리입니다. 코로나가 왜 이렇게 뜨거운지는 아직도 풀리지 않은 수수께끼지만요.

태양풍은 크게 두 종류가 있습니다. '고속 태양풍'은 주로 태양 극지방 '코로나 구멍'(자기장이 열려 있는 저밀도 지역)에서 나오는데, 초속 600

800km로 비교적 빠르고 일정하게 불어옵니다. 반면 '저속 태양풍'은 속도가 초속 200

600km로 더 느리고 밀도도 높으며 변화가 심하죠. 즉, 태양풍은 단순히 태양에서 '끓어 넘치는' 게 아니라, 코로나의 복잡한 가열 과정과 자기장 구조에 의해 능동적으로 만들어지고 가속되는 역동적인 현상입니다.

속도, 밀도, 자기장: 태양풍의 특징들

지구 근처에서 관측되는 태양풍은 그 모습이 정말 다양합니다. 평균 속도는 초속 약 450km 정도지만, 강력한 '코로나 질량 방출(CME)' 같은 이벤트가 터지면 초속 1000km, 심지어 3000km를 넘기도 해요! 밀도는 지구 근처에서 1세제곱센티미터당 입자 1~10개 정도로 아주 희박합니다.

태양풍의 가장 중요한 특징 중 하나는 태양의 자기장을 우주 공간으로 실어 나른다는 점입니다. 태양이 스스로 돌기 때문에, 뿜어져 나온 자기력선은 빙글빙글 도는 스프링클러 물줄기처럼 나선 모양으로 퍼져나가는데, 이걸 '파커 나선'이라고 부릅니다. 이 행성 간 자기장(IMF)은 지구 근처에선 아주 약하지만, 태양풍과 지구 자기권이 만나는 데 결정적인 역할을 합니다. 특히 IMF의 남북 방향 성분(Bz)은 지구 자기권으로 에너지가 얼마나 잘 들어올 수 있는지 결정하는 '마스터 키'와 같아요. Bz가 남쪽(southward)을 향하면, 강력한 지자기 폭풍이 일어날 가능성이 커집니다.

결론적으로 태양풍은 단순한 입자 바람이 아니라, 강력한 운동 에너지와 태양 자기장을 품고 우주 공간을 채우는 플라스마 흐름입니다. 속도, 밀도, 온도, 그리고 품고 있는 자기장의 방향과 세기가 끊임없이 변하면서, 지구 주변의 우주 환경, 즉 '우주 날씨'를 좌우하는 핵심 동력인 셈이죠.

III. 지구의 보이지 않는 방패: 자기권의 활약

거센 태양풍 속에서 지구는 어떻게 자신을 지킬까요? 바로 지구가 거대한 자석이라는 사실 덕분입니다. 지구 핵 속 액체 철의 움직임이 만드는 강력한 자기장은 지구 주위에 보이지 않는 보호막, '자기권(magnetosphere)'을 만듭니다. 만약 이 자기권이 없었다면, 태양풍이 지구 대기를 직접 강타해 다 날려버리고, 화성처럼 생명이 살기 힘든 척박한 행성이 되었을지도 모릅니다.

자기권의 모습: 태양풍에 맞선 방패와 긴 꼬리

지구 자기권은 태양풍의 압력 때문에 독특한 모양으로 변형됩니다. 태양을 향한 쪽은 태양풍에 눌려 둥글게 압축되고, 태양 반대쪽은 태양풍에 의해 길게 늘어져 마치 혜성 꼬리 같은 '자기꼬리(magnetotail)'를 이룹니다.

최전선 경계: 태양풍과 처음 만나는 곳

태양풍이 지구 자기권과 만나는 경계 지역에는 몇 개의 뚜렷한 구조가 생깁니다.

• 뱃머리 충격파(Bow Shock): 초음속으로 달려오던 태양풍이 자기권이라는 장애물을 만나 속도가 갑자기 줄어들며 압축되고 뜨거워지는 영역입니다. 태양풍이 '아, 지구다!'하고 처음 느끼는 최전선이죠.
• 자기권 외피층(Magnetosheath): 충격파와 자기권계면 사이, 속도가 느려지고 뜨거워진 태양풍 플라스마가 어지럽게 흐르는 곳입니다.
• 자기권계면(Magnetopause): 지구 자기장의 압력과 바깥 태양풍 압력이 힘겨루기를 하는 경계선입니다. 태양풍이 강해지면 지구 쪽으로 밀리고, 약해지면 바깥쪽으로 넓어지는 등 아주 역동적으로 움직입니다.
  
  

이 경계들은 단순히 태양풍을 막는 벽이 아니라, 복잡한 물리 현상을 통해 태양풍의 일부 물질과 에너지가 자기권 안으로 슬쩍 들어올 수 있는 통로 역할도 합니다.

자기꼬리: 에너지 창고이자 오로라의 고향

태양 반대편으로 길게 뻗은 자기꼬리는 지구 자기권의 중요한 부분입니다. 자기꼬리는 크게 밀도가 아주 낮은 '로브(lobe)' 지역과, 그 사이 적도면에 있는 '플라스마 시트(plasma sheet)'로 나뉩니다. 플라스마 시트는 로브보다 밀도가 높고 뜨거운 플라스마로 가득 차 있으며, 바로 오로라를 일으키는 입자들의 주요 공급처로 여겨집니다. 자기꼬리는 태양풍으로부터 에너지를 받아 저장하는 거대한 '에너지 창고' 같은 역할을 합니다. 저장된 에너지는 자기꼬리 안에서 자기 재연결이라는 과정을 통해 폭발적으로 방출되는데, 이것이 바로 '서브스톰(substorm)'이라 불리는 현상이며, 강력한 오로라 발생과 깊은 관련이 있습니다.

자기 재연결: 방패에 난 비밀 통로

자기권과 태양풍의 상호작용에서 가장 핵심적인 과정 중 하나가 바로 '자기 재연결(magnetic reconnection)'입니다. 서로 반대 방향을 향하는 자기력선들이 만나 끊어지고 다시 이어지는 과정인데, 이때 자기장에 저장된 에너지가 플라스마 입자의 운동 에너지와 열에너지로 바뀌며 방출됩니다. 마치 전기 회로가 합선될 때 에너지가 터져 나오는 것과 비슷하다고 생각할 수 있죠.

IMF Bz가 남쪽(southward)을 향할 때, 태양 쪽 자기권계면에서 북쪽을 향하는 지구 자기장과 만나 자기 재연결이 아주 잘 일어납니다. 이 재연결을 통해 지구 자기장의 '보호막'이 잠시 열리면서, 태양풍의 플라스마와 에너지가 자기권 안으로 대량으로 쏟아져 들어옵니다. 이렇게 들어온 에너지는 자기꼬리에 모였다가, 나중에 자기꼬리에서 다시 재연결을 통해 방출되면서 오로라, 지자기 폭풍 같은 다양한 우주 기상 현상을 일으키는 거죠. 반대로 IMF Bz가 북쪽을 향하면 에너지 유입이 훨씬 적어 자기권은 비교적 잠잠합니다. 따라서 IMF Bz의 방향은 태양풍 에너지가 지구 자기권으로 들어오는 '문의 열쇠'라고 할 수 있습니다.

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IV. 밤하늘의 빛의 축제: 오로라의 비밀

지구 자기권과 태양풍의 만남이 빚어내는 가장 아름답고 신비로운 결과는 단연 오로라(aurora)일 겁니다. 북극광 또는 남극광이라 불리는 이 빛의 커튼은 단순한 장관을 넘어, 지구 우주 환경이 얼마나 역동적인지를 우리 눈으로 보여주는 증거입니다.

오로라 레시피: 우주에서 온 특별한 재료

오로라의 주재료는 태양풍에서 와서 지구 자기꼬리의 플라스마 시트에 붙잡힌 고에너지 입자들(대부분 전자)입니다. 이 입자들은 마치 구슬이 꿰어진 실처럼 지구 자기력선을 따라 움직여, 지구의 남극과 북극 주변 지역으로 이끌려 내려옵니다. 이들이 쏟아져 내려오는 고리 모양의 영역을 '오로라 대(auroral oval)'라고 부릅니다.

에너지 UP! 입자를 가속시키는 비밀

플라스마 시트의 입자들이 그대로 대기권으로 들어온다고 해서 바로 밝은 오로라가 되지는 않습니다. 오로라를 만들려면 입자들이 수 keV 이상의 높은 에너지로 '업그레이드'되어야 합니다. 이 가속은 자기권 내에서 일어나는 다양한 물리 현상을 통해 이루어집니다.

• 자기꼬리 재연결: 서브스톰이 발생할 때 자기꼬리에서 일어나는 자기 재연결은 가장 강력한 가속 방법 중 하나입니다. 자기력선이 고무줄처럼 수축하면서 플라스마 입자들을 지구 쪽으로 강하게 튕겨내 가속시킵니다. 밝고 역동적인 오로라 띠(arc)와 관련이 깊습니다.
• 준정적 전기장: 자기력선을 따라 생기는 전기장이 전자를 직접 아래로 가속시킬 수 있습니다. 특히 밝고 좁은 오로라 띠 형성에 중요하다고 생각됩니다.
• 파동-입자 상호작용: 자기권 안에는 다양한 종류의 플라스마 파동이 존재하는데, 특정 조건을 만족하는 입자들은 이 파동과 공명(resonance)하며 에너지를 얻거나 튕겨나가 대기권으로 떨어지게 됩니다. 주로 넓게 퍼져 보이거나 깜빡이는(pulsating) 오로라, 희미한(diffuse) 오로라를 만드는 데 기여하는 것으로 알려져 있습니다.
  
  

이처럼 오로라는 단순히 입자들이 대기로 '쏟아지는' 현상이 아니라, 자기권 안에서 에너지가 방출되고 입자들이 가속되는 복잡하고 역동적인 과정의 결과물입니다. 어떤 가속 방식이 주도하느냐에 따라 오로라의 모습과 밝기가 달라지는 거죠.

충돌! 그리고 빛! 대기와의 만남

충분히 에너지를 얻은 입자들이 마침내 지구 상층 대기(고도 약 80km ~ 500km 이상)에 도착하면, 그곳에 있는 대기 분자나 원자들(주로 질소(N₂)와 산소(O))과 충돌합니다. 이 충돌은 두 가지 주요 결과를 낳습니다.

1. 이온화: 충돌 에너지가 충분하면 대기 입자에서 전자를 떼어내 이온으로 만듭니다.
2. 들뜸(Excitation): 충돌 에너지를 흡수한 대기 입자의 전자가 더 높은 에너지 상태로 올라가 '들뜬 상태'가 됩니다.
   
   

들뜬 상태는 불안정해서, 원자나 분자는 곧 원래의 안정된 상태로 돌아가려고 합니다. 이때 흡수했던 에너지를 빛(광자)의 형태로 내놓는데, 이것이 바로 우리가 보는 오로라 빛입니다. 네온사인이나 형광등이 빛을 내는 원리와 비슷하다고 생각하면 쉽습니다.

오로라의 색깔: 대기가 남긴 지문

오로라가 보여주는 다채로운 색깔은 어떤 종류의 대기 입자(산소 또는 질소)가, 어느 높이에서, 얼마나 많은 에너지를 받아 들떴다가 빛을 내는지에 따라 결정됩니다.

색깔파장 (nm)고도 범위 (km)대기 성분특징

녹색	557.7	~100 - 200	원자 산소 (O)	가장 흔하게 보이는 색. 낮은 고도에서는 다른 입자와 부딪혀 빛을 잃기 쉬움.
적색	630.0	>150 - 200	원자 산소 (O)	높은 고도에서만 관측. 빛을 내기까지 시간이 오래 걸려 공기가 희박해야 함. 강한 폭풍 시나 오로라 위쪽에서 보임.
청색/보라색	다양	<120 또는 >200	분자 질소 (N₂), 이온화된 N₂⁺	낮은 고도 또는 아주 높은 고도. 빛을 빨리 내므로 낮은 고도에서도 보임. 밝은 오로라 아래쪽 가장자리에 보라색 테두리로 나타나기도 함.
핑크색	혼합	다양	적색 + 녹색/청색 혼합	여러 색이 섞여 보이는 경우.

Sheets로 내보내기

고도에 따라 대기의 밀도와 구성이 다르기 때문에, 오로라 색깔은 높이에 따라 층을 이루는 경우가 많습니다. 가장 흔한 녹색은 약 100~200km 높이에서 주로 나타납니다. 그보다 더 높은 곳은 공기가 매우 희박해서 충돌로 에너지를 잃을 확률이 적기 때문에, 빛을 내기까지 오래 걸리는 산소 원자의 붉은빛이 가능해집니다. 반면 더 낮은 고도에서는 충돌이 잦아 붉은빛은 보기 어렵고, 빛을 빨리 내는 질소 분자의 푸른색이나 보라색 빛이 오로라 커튼의 아래쪽 가장자리를 물들이기도 합니다. 결국 오로라의 색깔은 고도별 대기 성분, 밀도, 그리고 원자/분자 물리학의 복잡한 상호작용이 빚어내는 아름다운 자연의 예술 작품인 셈입니다.

V. 태양이 크게 울부짖을 때: CME와 지자기 폭풍

평온해 보이는 태양도 가끔은 격렬하게 활동하며, 그 여파는 지구에까지 미칩니다. 태양 활동 중 가장 강력한 현상 중 하나인 코로나 질량 방출(Coronal Mass Ejection, CME)은 지구에 '지자기 폭풍(Geomagnetic Storm)'이라는 큰 혼란을 일으킬 수 있습니다.

코로나 질량 방출(CME): 태양 거인의 거대한 분출

CME는 태양의 바깥 대기층인 코로나에서 수십억 톤에 달하는 플라스마 덩어리와 강력한 자기장이 함께 우주 공간으로 터져 나오는 현상입니다. 종종 태양 표면의 밝은 폭발 현상인 '태양 플레어'와 같이 일어나지만, 플레어가 주로 강력한 전자기파(X선, 자외선 등)를 내뿜는 것과 달리, CME는 실제 물질과 자기장이 엄청난 규모로 분출된다는 점에서 다릅니다. CME는 주로 태양 흑점 주변이나 거대한 가스 기둥(필라멘트/홍염)이 불안정해지면서, 꼬여 있던 자기장이 자기 재연결을 통해 갑자기 재배열될 때 발생합니다.

CME는 아주 다양한 속도로 날아갑니다. 느린 것은 초속 250km도 안 되지만, 빠른 것은 초속 3000km에 육박하기도 하죠! 지구를 향해 날아오는 가장 빠른 CME는 불과 15~18시간 만에 도착할 수 있습니다. CME는 그 자체로 강력한 자기장을 가지고 있으며, 이 자기장의 세기와 방향, 특히 남북 방향 성분(Bz)이 지구에 미치는 영향을 결정하는 가장 중요한 요소입니다.

지자기 폭풍: 지구 자기장의 요동

지자기 폭풍은 CME나 고속 태양풍 같은 강력한 태양풍 교란이 지구 자기권과 부딪혀 발생하는 대규모 소동입니다. 이는 단순히 자기장이 흔들리는 것을 넘어, 자기권 전체의 전류 시스템, 플라스마 분포, 전기장 등이 급격하게 변하는 복잡한 과정입니다. 지자기 폭풍이 얼마나 강하게 발생할지는 태양풍 조건, 특히 IMF Bz가 얼마나 강하게, 그리고 얼마나 오랫동안 남쪽(southward)을 향하느냐에 크게 달려 있습니다. 남향 Bz는 자기 재연결을 통해 태양풍 에너지를 자기권 내부로 쏟아붓고, 이는 자기권 내부의 플라스마 순환을 강화시켜 폭풍을 키웁니다.

지자기 폭풍의 강도는 보통 Dst(Disturbance storm time) 지수로 나타내는데, 평소에는 +20 ~ -20 nT 정도이다가 폭풍이 발생하면 음의 값으로 크게 떨어집니다. 지자기 폭풍은 일반적으로 다음과 같은 단계를 거칩니다:

1. 초기 단계 / SSC (Storm Sudden Commencement): CME의 충격파가 자기권을 갑자기 압축시키면 지상 자기장이 급격히 증가하는 현상(SSC)이 나타날 수 있습니다. 모든 폭풍에 나타나는 것은 아닙니다.
2. 주 단계(Main Phase): 지자기 폭풍의 하이라이트 단계로, Dst 지수가 급격히 떨어집니다. 이는 강한 남향 IMF Bz 조건 아래 자기권 활동이 활발해지면서, 지구 주위를 도는 고리 모양의 전류인 '링 전류(ring current)'가 강해지기 때문입니다. 이 링 전류가 만드는 자기장이 지구 자기장과 반대 방향이라 지상 자기장을 약화시키고, 이것이 Dst 지수의 감소로 나타나는 것입니다. 보통 2시간에서 8시간 정도 지속됩니다.
3. 회복 단계(Recovery Phase): 링 전류를 이루던 고에너지 입자들이 점차 사라지면서 Dst 지수가 서서히 원래 값으로 돌아오는 단계입니다. 짧게는 8시간에서 길게는 7일 이상 걸릴 수 있습니다.
   
   

결국 지자기 폭풍은 태양, 특히 CME 같은 강력한 '재채기'에 대한 지구 자기권의 전 지구적인 반응입니다. IMF Bz 방향이라는 '스위치'가 켜지면, 태양풍 에너지가 자기권으로 흘러 들어와 링 전류를 강화시키고, 이것이 Dst 지수 감소로 나타나는 일련의 에너지 전달 및 변환 과정인 셈입니다.

VI. 연쇄 파급 효과: 우리 기술과 사회 기반 시설에 미치는 영향

태양풍과 그로 인한 지자기 폭풍은 단순히 신기한 과학 현상이 아닙니다. 이는 우리의 첨단 기술 사회를 떠받치는 다양한 시스템에 심각한 영향을 줄 수 있는 실질적인 위협입니다.

위성들의 시련: 궤도 이탈부터 전자 장비 고장까지

지구 궤도를 도는 수많은 인공위성들은 우주 날씨 변화에 특히 약합니다.

• 대기 저항 증가: 지자기 폭풍 때 지구 상층 대기(열권)가 부풀어 오르면, 낮은 궤도를 도는 위성들은 더 짙은 대기와 부딪히게 됩니다. 이로 인해 대기 저항(끌림 현상)이 커져 위성 속도가 느려지고 고도가 점차 낮아집니다. 결국 궤도 예측이 틀어지고, 궤도 유지를 위해 연료를 더 써야 하며, 심하면 위성이 추락하거나 우주 쓰레기와 충돌할 위험도 커집니다. (2022년 스페이스X의 스타링크 위성 수십 기가 발사 직후 지자기 폭풍으로 손실된 것이 대표적인 예입니다.)
• 위성 대전(전하 축적): 우주 공간의 플라스마 환경 변화로 위성 표면이나 내부에 전기가 쌓이는 현상입니다. 표면 대전은 정전기 방전(스파크)을 일으켜 표면 코팅이나 부품을 손상시킬 수 있고, 내부 대전은 고에너지 전자가 위성체 깊숙이 침투해 쌓였다가 갑자기 방전되면서 내부 전자 장비를 망가뜨릴 수 있습니다.
• 단일 사건 효과(SEE): 고에너지 입자가 위성의 반도체 부품을 때리면 다양한 오작동을 일으킵니다. SEU는 메모리 오류(0이 1로 바뀌는 등)를 일으켜 데이터 오류나 잘못된 명령을 수행하게 하고, 더 심하면 부품이 영구적으로 손상(SEL 등)될 수도 있습니다.
• 총 선량 효과(TID): 오랜 기간 방사선에 노출되면 반도체나 태양 전지판 성능이 서서히 떨어져 위성 수명이 짧아집니다.
  
  

이처럼 위성은 궤도 문제부터 표면/내부 손상, 전자회로 오작동, 성능 저하까지 우주 날씨로부터 다방면의 위협을 받습니다. 위협 종류는 입자의 종류와 에너지, 위성의 궤도 높이에 따라 달라집니다.

전력망 마비의 공포: 지자기 유도 전류(GIC)의 습격

강력한 지자기 폭풍은 땅 위의 전력망에도 심각한 문제를 일으킬 수 있습니다. 바로 지자기 유도 전류(Geomagnetically Induced Current, GIC) 때문입니다. 폭풍으로 지구 자기장이 급격히 변하면, 땅 표면에 전기장이 유도되고(패러데이 법칙!), 이 전기장이 수백 킬로미터에 달하는 긴 송전선 같은 도체를 따라 전류(GIC)를 흐르게 합니다. 이 GIC는 마치 직류(DC)처럼 천천히 변하는 특성이 있는데, 전력 시스템의 심장부인 변압기에 치명적인 영향을 줄 수 있습니다.

GIC가 변압기로 흘러 들어가면, 변압기 철심을 포화 상태로 만들어 제 기능을 못하게 하고 다음과 같은 연쇄 문제를 일으킵니다:

• 과열 및 손상: 변압기 내부에서 누설 자속이 발생해 국소적인 과열을 일으키고, 심하면 변압기가 타버릴 수도 있습니다.
• 고조파 발생: 정상적인 교류 파형이 찌그러지면서 불필요한 고조파(잡음)가 발생합니다. 이 고조파 때문에 보호 장치가 오작동하여 멀쩡한 송전선이나 발전소가 갑자기 멈출 수 있습니다.
• 전압 불안정: 변압기가 더 많은 무효 전력을 소모하게 되어 시스템 전압이 떨어지고 불안정해질 수 있습니다.
  
  

이런 문제들이 복합적으로 터지면 개별 설비 고장을 넘어 대규모 정전 사태로 이어질 수 있습니다.

• 퀘벡 대정전 (1989년): 1989년 3월, 강력한 지자기 폭풍으로 캐나다 퀘벡주의 전력망 전체가 9시간 이상 마비되었습니다. GIC가 현대 전력망에 얼마나 파괴적인 영향을 줄 수 있는지 보여준 충격적인 사건이었죠.
• 캐링턴 사건 (1859년): 기록상 가장 강력했던 지자기 폭풍으로, 당시 최첨단 기술이었던 전신망을 마비시켰습니다. 전신 기기에서 불꽃이 튀고 교환원들이 감전되었으며, 일부 전신국에서는 불이 나기도 했습니다. 심지어 전원을 꺼둔 상태에서도 GIC만으로 메시지를 주고받았다는 기록도 있습니다! 만약 캐링턴 사건 규모의 폭풍이 오늘날 발생한다면, 훨씬 더 광범위하고 심각한 피해가 예상됩니다. 전력망 마비는 물론 통신, 금융, 교통 등 사회 전반에 막대한 혼란과 경제적 손실을 초래할 수 있습니다.
  
  

현대의 전력망은 과거보다 더 길고 복잡하게 얽혀 있고, 효율을 높인 최신 변압기가 오히려 GIC에 더 취약하다는 분석도 있어 GIC 위험 대비는 매우 중요한 과제입니다.

통신 두절과 길 잃음: 통신 및 항법 시스템 교란

우주 날씨는 무선 통신과 위성 항법 시스템(GPS 등)에도 직접적인 문제를 일으킵니다.

• HF(단파) 통신 장애:
  • 델린저 현상: 태양 플레어 발생 시 강력한 X선이 지구 대기 하부 전리층을 두껍게 만들어 HF 전파를 흡수합니다. 태양을 마주 보는 지역에서 수 분에서 수 시간 동안 HF 통신이 끊깁니다.
  • 극관 흡수(PCA): 태양 에너지 입자(SEP)가 극지방 상공으로 쏟아져 들어와 전리층을 교란시켜 HF 전파를 흡수합니다. 극 항로를 이용하는 항공기의 HF 통신을 며칠간 방해할 수 있습니다.
  • 지자기 폭풍 영향: 지자기 폭풍 시 발생하는 전리층 교란 역시 HF 통신 경로를 바꾸거나 통신 품질을 떨어뜨릴 수 있습니다.
• GPS/GNSS 신호 교란: 위성 항법 시스템은 위성 신호가 수신기까지 도달하는 시간을 재서 위치를 계산합니다. 이 신호는 지구 전리층을 통과하며 속도와 경로가 변하는데, 평소에는 이를 보정하지만 우주 날씨는 전리층 상태를 급격히 바꿔 항법 정확도를 떨어뜨립니다.
  • 전리층 총전자수(TEC) 변화: 지자기 폭풍은 전리층의 전자 총량을 크게 변화시켜 GPS 신호 지연 오차를 늘리고, 위치 오차를 수십 미터까지 발생시킬 수 있습니다.
  • 전리층 신틸레이션(깜빡임): 전리층 내의 작은 전자 밀도 변화 구조가 위성 신호를 산란시켜 신호 세기와 위상을 급격하게 변동시킵니다. 마치 밤하늘 별이 깜빡이는 것처럼 신호가 '깜빡이는' 현상이죠. 신틸레이션이 심하면 수신기가 위성 신호를 놓쳐 항법 정보를 아예 얻지 못할 수도 있습니다.
• 항공 운항 영향: 항공기는 안전 운항을 위해 HF 통신과 위성 항법에 크게 의존합니다. 따라서 우주 날씨로 인한 통신 두절이나 항법 오차는 심각한 문제를 일으킬 수 있습니다. 특히 극 항로 운항 항공기는 HF 통신 장애에 더 취약합니다. 또한, 강력한 태양 에너지 입자 이벤트나 지자기 폭풍 시에는 높은 고도를 나는 승객과 승무원의 방사선 피폭량이 증가할 수 있어, 항공사들은 우주 날씨 예보에 따라 항로나 고도를 변경하기도 합니다.
  
  

이처럼 통신 및 항법 시스템 교란은 항공, 해운, 재난 대응, 정밀 농업, 금융 거래 등 우리 사회 여러 분야에 연쇄적인 파급 효과를 미칠 수 있습니다.

VII. 지구 대기: 태양풍과의 숨 막히는 줄다리기

태양풍은 지구 자기권과 부딪힐 뿐만 아니라, 길게 보면 지구 대기의 진화와 화학적 조성, 그리고 어쩌면 기후 시스템에도 영향을 줄 수 있습니다.

대기 탈출: 두 행성의 엇갈린 운명과 자기장의 역할

행성의 대기는 시간이 흐르면서 서서히 우주 공간으로 빠져나갈 수 있는데, 태양풍은 이 '대기 탈출' 과정에서 중요한 역할을 합니다. 태양풍 입자가 대기 입자와 부딪혀 에너지를 주거나(스퍼터링), 태양풍의 전기장이 대기 이온을 끌어당기는(이온 픽업) 등의 방식으로 대기 입자가 행성 중력을 벗어나 우주로 날아갈 수 있습니다.

자기장의 중요성은 지구와 화성을 비교하면 뚜렷하게 드러납니다. 화성은 과거에 자기장이 있었을 것으로 보이지만, 수십억 년 전 내부 발전기가 멈추면서 자기장을 거의 잃었습니다. 그 결과 화성 대기는 태양풍에 그대로 노출되어 상당량이 우주로 날아갔고, 이것이 화성이 오늘날처럼 춥고 건조한 행성이 된 주요 원인 중 하나로 여겨집니다.

반면, 지구는 강력한 자기권 덕분에 태양풍의 직접적인 공격으로부터 대기 대부분을 보호받고 있습니다. 하지만 흥미롭게도, 지구 자기권은 특정 경로를 통해서는 오히려 대기 탈출을 돕기도 합니다. 자기장의 극관 지역이나 자기권계면 근처 뾰족한 부분(커스프)처럼 자기력선이 열려 있는 곳, 또는 자기권 내부의 역동적인 과정(예: 자기 재연결, 파동-입자 상호작용)을 통해 가속된 대기 이온들(특히 지구 대기의 주요 성분 중 하나인 산소 이온 O+)이 우주 공간으로 탈출할 수 있습니다. 즉, 지구 자기장은 대기를 지키는 방패인 동시에, 어떤 조건에서는 일부 대기 성분이 빠져나가는 통로 역할도 하는 양면성을 지니고 있는 셈입니다.

열권의 변화: 가열, 팽창, 그리고 위성의 발목 잡기

앞서 이야기했듯이, 지자기 폭풍 동안 자기권에서 흘러 들어온 에너지는 지구 상층 대기인 열권(고도 약 90km 이상)을 뜨겁게 만듭니다(주요 원인은 줄 가열과 입자 가열). 이렇게 뜨거워진 열권은 풍선처럼 부풀어 오르며 팽창합니다. 이 팽창 때문에 특정 고도(예: 저궤도 위성 궤도)의 대기 밀도가 평소보다 훨씬 높아지고, 이는 위성이 받는 대기 저항(drag)을 증가시키는 직접적인 원인이 됩니다.

하지만 열권의 반응이 항상 가열과 팽창만 있는 것은 아닙니다. 아주 강력한 지자기 폭풍 때는, 입자 충돌로 열권 상부에서 질소 산화물(NOx), 특히 일산화질소(NO)가 많이 만들어질 수 있습니다. NO는 적외선 복사를 통해 에너지를 우주로 효율적으로 내보내는 냉각제 역할을 합니다. 그래서 폭풍으로 인한 가열 효과에도 불구하고, NO 농도가 급증하면 오히려 열권이 급격히 식고 수축하는 '과냉각' 현상이 나타날 수도 있습니다. 이는 열권의 밀도 변화와 위성 저항 예측을 더 복잡하게 만드는 요인입니다. 결국 열권의 상태는 태양 자외선 복사, 지자기 활동으로 인한 가열, 그리고 화학적 냉각 과정 사이의 미묘하고 역동적인 균형에 의해 결정됩니다.

전리층과 대기 화학: EPP의 숨겨진 영향

지자기 폭풍이나 서브스톰 때 자기권에서 가속되어 대기권으로 쏟아지는 고에너지 입자들(EPP)은 오로라를 만들 뿐만 아니라, 대기 화학 성분에도 중요한 영향을 미칩니다. EPP 입자(주로 전자와 양성자)는 대기 분자(N₂, O₂)와 충돌하여 이들을 이온화시키고 분해합니다. 이 과정에서 반응성이 높은 '홀수 질소(NOx)'와 '홀수 수소(HOx)'가 만들어집니다.

이 NOx와 HOx는 오존(O₃)을 파괴하는 강력한 촉매 역할을 합니다. EPP는 크게 두 가지 방식으로 성층권 오존에 영향을 줍니다.

• 직접 효과: 아주 높은 에너지를 가진 입자가 중간권이나 성층권까지 직접 뚫고 들어가 그곳에서 NOx나 HOx를 만들고 오존을 파괴합니다.
• 간접 효과: 상대적으로 낮은 에너지의 입자(주로 오로라 전자)가 중간권 상부나 열권 하부에서 NOx를 대량 생성합니다. 극지방 겨울철에는 햇빛이 없어 NOx가 잘 사라지지 않기 때문에, 만들어진 NOx는 수개월 동안 살아남아 대기 순환(극 소용돌이 내부의 하강 기류)을 따라 성층권까지 운반될 수 있습니다. 이렇게 성층권으로 내려온 EPP 유래 NOx가 그곳에서 오존을 파괴합니다.
  
  

EPP로 인한 오존 변화는 단순히 화학적 변화에 그치지 않고, 기후 시스템에도 영향을 미칠 가능성이 있습니다. 오존은 태양 자외선을 흡수해 성층권을 데우는 중요한 역할을 하므로, 오존 농도 변화는 성층권의 온도와 바람(예: 극 소용돌이 강도)을 바꿀 수 있습니다. 이러한 성층권 변화가 파동 전파 등을 통해 대류권까지 영향을 미쳐 지표면의 날씨 패턴(예: 북극 진동)에 변화를 가져올 수 있다는 연구 결과들이 제시되고 있습니다. 이는 태양 활동 변화가 지구 상층 대기의 화학 과정을 통해 지표면 기후까지 영향을 미치는 복잡한 '하향 연결(top-down coupling)' 메커니즘의 가능성을 보여줍니다.

태양 주기와 기후: 미묘한 연결고리?

태양 활동은 약 11년 주기를 가지며, 흑점 수나 CME 발생 빈도, 태양 에너지 방출량(TSI) 등이 변합니다. 그렇다면 이런 태양 활동 변화가 지구 기후에 얼마나 영향을 미칠까요?

위성 관측 결과, 11년 태양 주기 동안 TSI 변화량은 평균값의 약 0.1% 정도로 매우 작습니다. 이 정도 에너지 변화가 지구 전체 평균 기온에 미치는 직접적인 영향은 0.1°C 이하로 미미한 수준으로 평가됩니다. 과거 기록을 보면, 17세기 후반 흑점 활동이 극도로 저조했던 '마운더 극소기'가 유럽의 '소빙하기'와 시기적으로 겹치는 등, 장기적인 태양 활동 변화와 기후 변화 사이에 관련성이 있어 보이기도 합니다. 하지만 이런 과거 기후 변화에는 태양 활동 외에 화산 활동 등 다른 요인들이 복합적으로 작용했을 가능성이 큽니다.

최근 수십 년간의 지구 온난화와 관련해서는, IPCC를 비롯한 주류 과학계의 평가는 명확합니다. 산업 혁명 이후 관측된 지구 온난화의 주된 원인은 인간 활동에 의한 온실가스 배출 증가이며, 태양 활동 변화의 기여도는 매우 작다는 것입니다. 20세기 후반 이후로는 태양 활동이 전반적으로 감소 추세임에도 불구하고 지구 온난화는 오히려 가속화되었습니다.

물론 태양 활동이 기후에 미치는 간접적인 영향에 대한 연구는 계속되고 있습니다. 예를 들어, 태양 자외선(UV) 변화가 성층권 오존과 온도에 영향을 미치고 이것이 하층 대기 순환에 영향을 줄 수 있다는 메커니즘이나, 태양 활동에 따라 변하는 은하 우주선(GCR) 양이 구름 생성에 영향을 미칠 수 있다는 가설 등이 있습니다. 또한 앞서 언급한 EPP를 통한 '하향식' 영향도 잠재적인 연결고리입니다. 하지만 현재까지 이러한 간접적 메커니즘들의 기후 영향력은 온실가스 효과에 비해 불확실하거나 규모가 작은 것으로 평가되고 있습니다.

결론적으로, 태양 활동은 지구 상층 대기의 화학 및 역학 과정에 분명한 영향을 미치며, 지역적인 날씨 패턴에도 일부 영향을 줄 수 있습니다. 하지만 장기적인 지구 평균 기온 변화, 특히 최근 수십 년간의 급격한 온난화 추세를 설명하는 데 있어 태양 활동 변화는 주된 요인이 아닌 것으로 판단됩니다.

VIII. 태양을 주시하며 미래를 대비하다: 우주 날씨 예보

태양풍과 그로 인한 우주 날씨 변화는 우리의 첨단 기술과 사회 시스템에 실질적인 위협이 되기 때문에, 이를 꾸준히 감시하고 예측하려는 노력이 매우 중요합니다.

우주 속 파수꾼: 태양 활동 감시 위성들

정확한 우주 날씨 예보를 위해서는 태양에서부터 지구까지 이어지는 현상들을 다각도로 관측해야 합니다. 이를 위해 여러 국가와 기관(NASA, ESA, NOAA 등)이 다양한 우주 임무를 운영하고 있습니다.

• L1 라그랑주점 감시 위성: 지구와 태양 사이의 중력 균형점인 L1 지점(지구에서 약 150만 km 거리)은 태양풍이 지구에 도달하기 약 15분에서 60분 전에 미리 관측할 수 있는 최적의 감시 초소입니다. 이곳에 위치한 위성들은 태양풍의 속도, 밀도, 온도, 그리고 행성 간 자기장(IMF)을 실시간으로 측정하여 조기 경보를 제공합니다. 대표적인 L1 위성으로는 ACE, Wind, DSCOVR, 그리고 SOHO 등이 있습니다. 이 위성들이 노후화되고 있어 후속 임무(SWFO, SW Next 등)들이 계획 및 추진되고 있습니다.
• 태양 관측 위성: 태양 자체의 활동을 감시하는 위성들은 CME 발생을 미리 탐지하는 데 필수적입니다. 코로나그래프(SOHO의 LASCO, STEREO의 COR 등)는 인공적으로 태양면을 가려 희미한 코로나와 CME를 직접 촬영합니다. SDO, Solar Orbiter, Parker Solar Probe 등은 태양 표면의 자기장 활동, 플레어 발생, 코로나 구조 등을 상세히 관측하여 CME 발생 가능성을 예측하고 그 물리적 과정을 연구하는 데 기여합니다.
• 지구 자기권 탐사 위성: Cluster, THEMIS, MMS, Van Allen Probes 등 지구 자기권 내부에 위치한 위성들은 태양풍과 자기권의 상호작용, 자기 재연결, 입자 가속, 링 전류 변화 등 자기권 내부의 물리 과정을 직접 측정하여 우주 날씨 현상의 메커니즘을 이해하고 모델 검증에 필요한 데이터를 제공합니다.
  
  

핵심 관측 장비들

이러한 위성들은 다양한 종류의 과학 장비를 싣고 우주 날씨를 감시합니다.

• 코로나그래프: 태양 본체를 가리고 주변의 희미한 코로나를 촬영하여 CME의 발생과 초기 모습을 관측합니다.
• 플라스마 분석기: 태양풍 플라스마(이온 및 전자)의 속도, 밀도, 온도 등을 측정합니다.
• 자기장 측정기: 행성 간 자기장(IMF)의 세기와 방향(특히 Bz 성분)을 정밀하게 측정합니다.
• 고에너지 입자 검출기: 태양 에너지 입자(SEP)나 방사선대 입자 등 고에너지 입자의 종류, 에너지, 양 등을 측정합니다.
  
  

효과적인 우주 날씨 감시와 예보를 위해서는 이처럼 다양한 종류의 관측 장비를 태양 근처, L1 지점, 지구 궤도 등 여러 위치에 배치하여 종합적인 데이터를 확보하는 '시스템적인 접근'이 필수적입니다.

폭풍 예측: 모델링과 남은 숙제들

관측된 데이터를 바탕으로 우주 날씨를 예측하기 위해 다양한 모델들이 개발되어 활용되고 있습니다. 미국 해양대기청(NOAA) 우주기상예보센터(SWPC) 등 예보 기관에서는 WSA-Enlil과 같은 물리 기반 모델을 운영하여 CME의 지구 도달 시간과 태양풍 상태를 예측합니다. WSA 모델은 태양 표면 자기장 관측 자료를 바탕으로 태양풍의 초기 상태를 추정하고, Enlil 모델은 이를 입력받아 3차원 시뮬레이션을 통해 태양풍과 CME가 우주 공간을 퍼져나가는 과정을 계산합니다.

하지만 현재의 우주 날씨 예보 기술에는 여전히 많은 도전 과제가 남아 있습니다.

• CME 발생 예측: 언제, 어디서, 어떤 규모의 CME가 발생할지 예측하는 것은 매우 어렵습니다. 현재는 주로 태양 활동 영역의 자기장 구조 복잡성 등을 기반으로 확률적인 예측을 하는 수준입니다.
• CME 도달 시간 예측: WSA-Enlil 같은 모델로 CME의 지구 도달 시간을 예측하지만, CME의 초기 속도, 크기, 형태, 그리고 우주 공간에서의 상호작용 등으로 인해 예측 오차가 ±10시간 이상 발생할 수 있습니다.
• CME 자기장(Bz) 예측: 지자기 폭풍의 강도를 예측하는 데 가장 중요한 요소는 CME 내부 자기장의 남북 방향 성분(Bz)이지만, 이를 정확히 예측하는 것은 현재 기술의 가장 큰 난제입니다. 태양 근처에서 CME 자기장을 직접 측정할 방법이 제한적이고, CME가 이동하면서 내부 구조가 변형되거나 회전할 수 있기 때문입니다.
• 복합 이벤트 및 스텔스 CME: 여러 개의 CME가 연달아 발생하여 서로 영향을 주거나, 태양 표면에서 뚜렷한 폭발 징후 없이 발생하는 '스텔스(stealth) CME' 등은 예측을 더욱 어렵게 만듭니다.
  
  

이러한 어려움을 극복하기 위해 유럽우주국(ESA)은 유럽 내 여러 연구 기관과 기업들의 전문성을 통합하는 우주 날씨 서비스 네트워크를 구축하여 관측 데이터 공유, 모델 개발, 사용자 맞춤형 정보 제공 등을 추진하고 있습니다. 또한, Parker Solar Probe나 Solar Orbiter와 같은 최첨단 탐사선들이 태양 가까이에서 직접 관측한 데이터를 통해 CME 발생 및 전파 과정에 대한 이해를 높이고 예측 모델을 개선하려는 연구가 활발히 진행 중입니다. 우주 날씨 예보의 정확도를 높이기 위해서는 지속적인 관측망 확충, 모델 개선, 그리고 태양-지구 시스템에 대한 근본적인 물리 과정 이해 증진이 필수적입니다.

NOAA 우주 날씨 스케일 (간단 정리)

SWPC(우주기상예보센터)는 지자기 폭풍(G), 태양 방사선 폭풍(S), 전파 장애(R)의 세 가지 유형에 대해 1단계(약함)부터 5단계(극심함)까지 등급을 매겨 그 심각성과 잠재적 영향을 알기 쉽게 전달합니다.

스케일등급설명주요 영향 (예시)물리적 척도 (예시)

G	G1	약함	전력망 약한 변동, 고위도 오로라	Kp = 5
	G3	강함	전력망 전압 제어 필요, 위성 표면 대전/항력 증가, 간헐적 위성 항법/HF 통신 장애	Kp = 7
	G5	극심함	전력망 광역 문제/시스템 붕괴 가능, 변압기 손상, 위성 운영 심각 문제, HF 통신 불가	Kp = 9
S	S1	약함	고위도 HF 통신 약간 저하	>=10 MeV 입자 플럭스 10 pfu
	S3	강함	우주 비행사/고고도 항공기 방사선 위험, 위성 SEU/효율 저하, 극지방 HF 통신 장애	>=10 MeV 입자 플럭스 1000 pfu
	S5	극심함	우주 비행사/고고도 항공기 심각한 방사선 위험, 위성 사용 불가/제어 상실, 극지방 HF 통신 불가	>=10 MeV 입자 플럭스 100,000 pfu
R	R1	약함	태양 방향 지역 HF 통신 약간 저하	X선 등급 M1
	R3	강함	태양 방향 지역 HF 통신 광범위 두절, 저주파 항법 오류	X선 등급 X1
	R5	극심함	태양 방향 지역 HF 완전 두절 (수 시간), 모든 위성-지상 저주파 통신 두절, 저주파 항법 수 시간 두절	X선 등급 X20

(참고: 위 표는 NOAA 스케일의 일부 예시이며, 전체 내용은 SWPC 웹사이트 참조)

IX. 결론: 우리는 별의 영향 아래 살아가고 있다

지금까지 우리는 태양에서 불어오는 보이지 않는 바람, 태양풍의 흥미진진한 여정을 함께 따라왔습니다. 태양 코로나의 뜨거운 숨결에서 태어나 광활한 우주 공간을 가로질러 지구의 자기 방패와 격렬하게 부딪히고, 때로는 밤하늘에 환상적인 오로라를 그려내지만 때로는 우리의 기술 문명을 뒤흔드는 강력한 폭풍을 일으키는 과정까지 살펴보았습니다. 더 나아가, 태양풍이 지구 대기의 진화와 화학적 균형, 그리고 어쩌면 기후 시스템에까지 미치는 미묘하고 복잡한 영향도 탐구했습니다.

이 여정을 통해 우리는 태양과 지구가 얼마나 긴밀하게 연결되어 있는지, 그리고 태양 활동의 작은 변화가 지구와 인류 문명에 얼마나 큰 영향을 미칠 수 있는지 다시 한번 깨닫게 됩니다. 우주 날씨를 이해하고 예측하려는 노력은 단순한 과학적 호기심을 넘어, 우리가 변화무쌍한 우주 환경 속에서 지속 가능한 미래를 만들어가기 위한 필수적인 과제입니다.

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참고 자료

1. NASA Science Mission Directorate: Heliophysics Division - https://www.nasa.gov/wp-content/uploads/2018/08/smd_hpd_kr_tagged.pdf
2. Solar Wind | Sun - Space FM - https://www.space.fm/astronomy/earthmoonsun/solarwind.html
3. 지구 자기권 | 지구 | 태양계 | 천문학습관 - 천문우주지식정보 - https://astro.kasi.re.kr/learning/pageView/5139
4. 태양풍 - 위키백과, 우리 모두의 백과사전 - https://ko.wikipedia.org/wiki/%ED%83%9C%EC%96%91%ED%92%8D
5. 태양풍 | 태양 | 태양계 | 천문학습관 - 천문우주지식정보 - https://astro.kasi.re.kr/learning/pageView/5128
6. Solar wind - Wikipedia - https://en.wikipedia.org/wiki/Solar_wind
7. Coronal Mass Ejections | NOAA / NWS Space Weather Prediction Center - https://www.swpc.noaa.gov/phenomena/coronal-mass-ejections
8. Geomagnetic Storms | NOAA / NWS Space Weather Prediction Center - https://www.swpc.noaa.gov/phenomena/geomagnetic-storms
9. NOAA Space Weather Scales Explanation - https://www.swpc.noaa.gov/noaa-scales-explanation
10. Extreme space weather: impacts on engineered systems and infrastructure (Royal Academy of Engineering)- https://raeng.org.uk/media/lz2fs5ql/space_weather_full_report_final.pdf

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