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NASA 오늘의 천체사진(APOD)은 아이슬란드 북동부 화산 지대의 지열 활동 지역 흐베리르(Hverir)에서 촬영된 오로라 풍경을 소개했다. 태양 활동으로 촉발된 지자기 폭풍이 지구 자기장에 갇힌 고에너지 입자를 방출하고, 이 입자들이 고위도 상층대기로 침투하면서 오로라가 나타난다. 사진에는 분기공에서 뿜어져 나오는 유령 같은 증기와 가스 기둥이 녹색 북극광을 배경으로 춤추는 모습이 담겼다. 태양이 활동 주기 극대기에서 하강하는 초기 단계에 있어 지구의 오로라 활동은 당분간 높은 수준을 유지한다. 사진은 Stéphane Vetter가 촬영했다.
NASA
오로라를 통과하는 위성만으로는 자기장 정렬 전류의 구조가 짧게 지속되는 것인지 단순히 작은 것인지 구분할 수 없다. 연구팀은 오로라에서 발생하는 코히런트 레이더 에코 클러스터를 추적하고 레이더 스냅샷 간 이동 보정된 에코 쌍을 푸리에 변환해 점군(point-cloud)의 동적 구조 인자를 계산했고, 이를 통해 레이더 시선 방향이 지구 자기장에 수직인 영역에서 5~40km 범위의 오로라 전기장 공간 파워와 지속성을 정량화했다. 이는 E층 코히런트 레이더 에코가 전리층 전기장이 팔리-부네만(Farley-Buneman) 불안정성 문턱값을 넘는 곳에서만 나타나므로, 점표적 영상 레이더가 전기장의 초과집합(excursion set)을 자연스럽게 표본화한다는 점에 근거한다. 분석 결과 에코 패턴은 클러스터와 함께 이동하며, 대규모 구조는 수십 초간 유지되는 반면 10km 이하 스케일은 수 초 내에 갱신됐고, 스웜(Swarm) 위성 쌍과의 동시 관측에서도 자기장 정렬 전류에서 동일한 스케일 의존성이 재현됐다.
arXiv astro-ph.IM (관측기기)
연구진은 주노(Juno) Waves 탑재체가 약 10년간 수집한 현장(in-situ) 전기장 측정 자료를 2단계 합성곱 신경망(CNN)으로 분석해 먼지 충돌, 고립파(solitary wave), 기타 플라스마파를 식별·분류했다. 그 결과 먼지는 기존 광학 관측으로 알려진 헤일로보다 훨씬 안쪽까지 분포하며, 최내부 영역에서는 적도면에 대칭인 조밀한 층을 이루는 것으로 나타나 광학적 내부 경계가 먼지 분포의 끝이 아님을 보여줬다. 이 층은 바깥으로 가면서 수직 방향으로 넓어져 헤일로를 형성한 뒤 주 고리(main ring) 쪽으로 다시 수축하며, 목성 헤일로의 토로이드(도넛) 형태를 직접 드러냈다. 먼지 수밀도는 헤일로 내부와 주 고리–헤일로 전이 영역에서 높았고, 수직 분포에는 반구 비대칭이 거리에 따라 변하는 특성이 나타나 하전 먼지 역학에 목성 자기장 구조가 영향을 준다는 해석과 부합했다. 반면 고립파는 주로 고위도에서 발생했으며, 자기장 발자국을 투영한 위치가 목성 오로라 구조, 특히 주 오로라 타원과 강한 공간적 대응을 보였다.
arXiv astro-ph.EP (행성계)
나사(NASA)의 2026년 10월 14일 '오늘의 천문 사진(APOD)'은 스웨덴 란셰르브(Lansjärv) 인근에서 촬영된 화성과 벌집성단(M44, 프레세페)의 모습을 담았다. 2026년 10월 10일 태양 폭발에서 방출된 입자가 지구에 도달해 자기장에 강한 교란을 일으켰고, 이 입자들이 대기 분자와 충돌·여기되면서 사진 속 오로라가 나타났다. 공교롭게도 같은 시각 화성은 하늘에서 벌집성단 중심에 가장 가깝게 보였다. 벌집성단은 젊은 별들의 무리로, 이 별들의 자전 주기는 별이 항성풍으로 질량을 잃으며 점차 느리게 회전하게 되는 과정을 밝히는 데 기여했다. 촬영은 페트르 호랄레크(Petr Horálek), 요세프 쿠얄(Josef Kujal), 보얀 회퍼(Vojan Höfer)가 맡았다.
NASA
주노(Juno) 탐사선의 첫 60회 궤도에서 얻은 원격탐사·현장관측 자료로 목성 자외선(UV) 주오로라의 평균 특성 지도를 작성한 연구다. 주오로라에 침강하는 전자의 평균 에너지 피크는 양쪽 반구와 모든 지방시에서 일관되게 에너지 플럭스(밝기) 피크보다 극 쪽에 위치했으며, 이는 통계적으로 Zone-II 오로라 위치와 일치했다. 또한 Zone-I 오로라의 평균 전자 에너지 스펙트럼은 에너지 플럭스 1~100 mW m^-2 구간에서 멱법칙 형태를 유지한 반면, Zone-II는 약 5 mW m^-2를 넘어서면 평평한 '플래토' 형태로 바뀌었다. 연구진은 이를 근거로 Zone-I과 Zone-II 오로라가 현상학적으로 구분된다는 증거를 제시했다.
arXiv astro-ph.EP (행성계)
유럽우주국(ESA)과 중국과학원(CAS)의 SMILE 탐사선이 지구 자극(磁極)을 둘러싼 완전한 오로라 타원(auroral oval)을 자외선으로 촬영한 영상이 NASA APOD 2026년 10월 6일자 사진으로 소개됐다. 오로라 타원은 원이 너무 커서 지상에서는 전체를 볼 수 없지만, 지구 상공의 탐사선에서는 관측이 가능하며 이번 영상은 자외선 관측 덕분에 낮에 발생한 오로라를 담았다. 7월 말 약 1시간을 저속촬영(타임랩스)한 이 영상은 오로라가 실제로 얼마나 변화가 심하고 요동치는지 보여주며, 화면 양측의 광점들은 멀리 있는 별들로 SMILE이 지구를 돌면서 카메라 시야가 바뀌어 움직이는 것처럼 보인다. SMILE의 목표는 태양풍이 지구 자기권과 어떻게 상호작용하는지 규명해 태양 폭풍으로부터 우주비행사와 우주선, 지상 전력망을 보호하는 방법을 찾는 것이다.
NASA
주노(Juno)의 JADE와 JEDI 관측기가 함께 측정한 100 eV~1 MeV 범위 전자 데이터를 이용해, 목성 양 반구의 극지·주 오로라·외부 방출 등 6개 오로라 하위 영역의 평균 에너지 플럭스 분포를 PJ3~PJ35 구간에서 통계적으로 분석한 연구다. 평균 에너지는 약 21~119 keV, 에너지 플럭스는 약 9.5~28.7 mW/m²로 나타났고 대부분 영역에서 약 500 keV를 넘어서면 에너지 컷오프가 확인됐으며, 널리 쓰이던 기존 단일 카파 분포는 모든 하위 영역에서 맞지 않았다. 연구진은 네 개의 단일 카파 분포를 선형 결합하고 고에너지 지수 컷오프를 적용한 새로운 4-카파 분포를 제안해 6개 영역 모두를 정확히 재현했다. 동일한 에너지 플럭스와 평균 에너지 조건에서 수행한 수송 시뮬레이션 결과 4-카파 분포는 기존 분포보다 더 낮은 고도에 에너지를 침착시켜, 자외선 색비와 대기 화학·열구조, 전리층 전도도 해석에 영향을 줄 수 있다고 밝혔다.
arXiv astro-ph.EP (행성계)
EarthSky가 밤하늘에서 관측할 수 있는 오로라의 대표적인 형태들을 정리했다. 지자기 활동이 약하거나 폭풍이 시작·종료될 때 나타나는 가장 흔한 '확산 발광(diffuse glow)'은 뚜렷한 가장자리나 패턴이 없으며, 에너지를 가진 전자가 넓게 산란된 뒤 대기 입자와 충돌해 구름처럼 고르게 빛나면서 만들어진다. 활동이 강해지면 오로라 타원체(auroral oval)를 따라 빛의 띠가 형성되는 호(homogenous arc·rayed arc), 자기력선을 따라 수직으로 뻗는 광선(ray), 호가 평행하게 겹쳐 3D처럼 일렁이는 커튼·드레이퍼리 형태가 나타난다. 특히 강한 지자기 폭풍이 발생하거나 극지방에 가까울수록 나선·소용돌이 형태를 볼 수 있고, 오로라가 머리 위까지 내려와 하늘을 덮으면 코로나(corona)라고 부른다. EarthSky는 오로라가 왜 서로 다른 형태를 띠는지는 아직 완전히 밝혀지지 않아 현재도 연구가 진행 중인 분야라고 밝혔다.
EarthSky
오로라는 매년 봄·가을 분점(춘분·추분) 무렵에 더 자주 발생하며, 이 패턴은 100년 넘게 과학자들에게 알려져 왔다. 1912년 영국 예수회 천문학자 알로이시우스 코티(Aloysius Cortie)가 분점과 오로라의 연관성을 다룬 첫 주요 논문을 발표했고, 1940년 시드니 채프먼(Sydney Chapman)과 율리우스 바르텔스(Julius Bartels)도 저서 '지자기학(Geomagnetism)'에서 이 연 2회 주기를 논의했다. 현재 가장 널리 받아들여지는 설명은 UCLA의 크리스토퍼 러셀(Christopher Russell)과 로버트 맥퍼런(Robert McPherron)이 1973년 논문에서 제시한 '러셀-맥퍼런 효과'로, 태양풍이 운반하는 태양 자기장의 남북 성분(Bz)이 지구 자전축의 기울기와 맞물려 분점 무렵 변동이 가장 커지고, 이 Bz가 지구 자기장과 반대 방향일 때 지자기 폭풍과 오로라가 가장 빈번해진다는 내용이다. 여기에 분점 무렵 지구 자기극이 하루 두 차례 태양풍 흐름과 직각을 이뤄 태양풍 효과가 강해지는 '분점 효과(equinoctial effect)'도 더해진다. 태양 활동의 11년 주기는 2024년 말 정점을 지난 것으로 보이지만 태양은 여전히 비교적 활발한 상태다.
EarthSky
JWST 분광 관측을 토대로 한 최근 모델링에서 Y형 왜성 CWISEP J193518.59-154620.3과 T형 왜성 SIMP J013656.5+093347.3의 대기에 온도역전(thermal inversion)이 존재할 가능성이 제기됐고, 그 원인으로 오로라에 의한 에너지 유입이 거론돼 왔다. 연구진은 목성 오로라 전자 관측과 부합하는 여러 전자빔 에너지 스펙트럼을 갈색왜성에 예상되는 총 전자 플럭스에 맞춰 조정한 뒤 대기 반응을 시뮬레이션했다. 그 결과 두 천체 모두에서 오로라 에너지 유입만으로는 관측이 요구하는 온도역전의 크기와 압력 수준을 동시에 재현하지 못했으며, 모델에서 역전이 생기더라도 필요한 값보다 너무 낮은 압력대에서 나타났다. 연구진은 실제 오로라 전자 분포에 이번 모델보다 강한 고에너지 성분이 있거나, 추가적인 가열 메커니즘 또는 대기의 불균질한 가열이 관측된 방출에 기여했을 가능성을 제시했다.
arXiv astro-ph.EP (행성계)
저위도 오로라 관측 기록은 대형 우주기상 현상(SWE)만 드문드문 남긴 자료라 개별 태양 주기를 식별하기 어렵다. 연구진은 몬테카를로 시뮬레이션으로 최적 복원 절차를 찾아, 연평균 우주기상 현상 발생률이 약 3 이상이면 재구성한 극소기의 90% 이상이 실제 극소기와 ±2년 이내로 일치한다는 것을 확인했다. 이 조건은 슈푀러 극소기와 마운더 극소기 사이의 100년가량 정상 활동기인 초기 근대 활동기(EMAP) 대부분에서 충족된다. 연구진은 1610년 진행 중이던 최초의 망원경 관측 주기를 T0로 삼는 '망원경 시대' 번호 체계를 도입해 T-5부터 T2까지(1560~1640년) 8개 주기를 복원했으며, 1540년부터의 이전 주기도 신뢰도는 다소 낮지만 복원 가능하다고 밝혔다. 방사성 핵종 기반 복원 및 흑점 관측 자료와 비교한 결과 마운더 극소기 직전 마지막 주기를 제외하면 전반적으로 잘 일치했다.
arXiv astro-ph.EP (행성계)
ICEBEAR VHF 레이더가 관측한 3m 규모 팔리-부네만 불안정 구조를 클러스터 단위로 자동 추적하는 기법이 제시됐다. 4년간 지자기 교란 시기에 추적된 74,517개 클러스터의 속도 분포는 300~4,000m/s 전 구간에서 스웜(Swarm) A 위성의 횡단 이온 드리프트 분포와 확률밀도 기준 2배 이내로 일치했고, 2021년 5월 두 차례 동시 관측에서는 DMSP F16의 현장 이온 드리프트로도 검증됐다. 연구진은 지자기 활동도에 따른 전기장 분산을 σ² = 3.68×10⁵ (SME/100 nT)^0.353 m²s⁻²로 매개변수화했으며, 이는 관측 활동도 범위에서 30~60mV/m에 해당한다. 2024년 5월 10일 슈퍼 자기폭풍 당시에는 주간면 커스프 적도 쪽 닫힌 자기력선 영역에서 11,240±660m/s로 이동하는 클러스터가 포착돼 약 560mV/m의 전기장을 시사했다. 저자들은 이 매개변수화가 우주기상 모델에서 폭풍 시 줄 가열 수지의 격자 이하 기여를 채우는 데 쓰일 수 있다고 밝혔다.
arXiv astro-ph.EP (행성계)
NASA의 '오늘의 천문 사진(APOD)' 2026년 8월 27일자로 아이슬란드 스코가포스(Skógafoss) 폭포 위 밤하늘을 물들인 오로라 사진이 선정됐다. 사진작가 빅토르 리마(Victor Lima)가 2025년 4월 5초 단일 노출로 촬영했으며, 오로라 관측에는 높은 태양 활동과 어둡고 맑은 하늘, 대개 고위도의 관측 장소가 필요하다. 오로라는 태양풍의 하전 입자가 지구 자기권에 포획돼 자기장을 따라 극 지역으로 이동한 뒤 대기 중 기체 입자와 충돌하며 발생하고, 산소는 붉은색·초록색, 질소는 파란색·분홍색 등 기체와 고도에 따라 색이 달라진다. 남반구는 특히 남극권 주변에 육지가 적어 남극광보다 북극광이 더 쉽게 관측된다.
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