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영하 섭씨60도의 극한지대, 고도 1백㎞~5백㎞의 고공에서 펼쳐지는 빛의 향연 오로라.

지구의 자기위도(磁気緯度) 65~70도 부근에서 가장 잘 볼수있는 초고층 대기의 발광 현상을 극광이라고 한다. 오로라는 원래 로마신화속의 새벽의여신의 이름인데 프랑스의 물리학자 '가상디'(Gassendi)가 1621년 그의 저서 '물리학'에서 극광을 '오로라·보레알리스'(북방의 새벽)라고 부른 것이 극광을 오로라로 부르게 된 시초다.
 

오로라의 종류 넓은 의미에서의 오로라는 세가지로 대별된다. 하나는 지구의 자기위도 65~70도 부근(극광대)에서 가장 잘 보이는 것으로 극광대형 오로라라고 한다. 극광대형 오로라는 언제나 오로라오벌(같은 시각에 오로라가 보이는 영역)에 따라 이어지며 지구는 그 아래를 1일1회전 한다. 오벌은 낮 동안인쪽에서 지자기위도 75~80도, 밤쪽에서 65~70도로 기울어져 있다. 따라서 지자기위도의 60~80도 지역에서는 하늘이 어둡고 맑아있으면 하루중 반드시 오로라를 볼 수 있다. 협의의 오로라는 이런 형을 가리킨다고 생각해도 좋을 것이다.
 

극광대형 오로라는 커튼형 희박형 맥동형의 세가지로 다시 나뉘어진다.
 

희박형은 극광대보다 고위도쪽의 소위 극관(極冠)지방 특유의 희미하고 모양이 뚜렷하지 않은 오로라로 극관오로라라 부른다. 맥동형은 중위도 지방에서 때때로 볼 수 있는 붉고 희미한 오로라로 중위도오로라라고 부른다.
 

오로라 발광의 높이 발광(発光)하고 있는 높이는 커튼형과 희박형은 보통 지상 1백~1백30㎞ 정도이나 석양무렵에는 높이가 1천㎞까지 미치는 것도 있다. 맥동형은 일반적으로 커튼형 등 보다 낮아 90~1백㎞에 많다. 극관글로오로라는 더 낮아 지상 80~90㎞이고 거꾸로 중위도오로라는 지상 3백~5백㎞ 부근에 나타나며 4백㎞ 부근에서 더 밝다. 이 오로라는 고도가 높으므로 시베리아 상공에 나타나도 극동의 북쪽 지평선 가까이에서 볼 수도 있다.
 

오로라의 밝기 밝기는 대개 약하여 낮에는 물론 희미하게 밝은 해뜨기 전이나 해진후 얼마동안 같은 때도 보이지 않는다. 오로라의 가장 밝은 것은 만월과 같은 정도의 조도(照度)의 것으로 일반적으로는 달이 비친 구름정도의 밝기(오로라 녹선광도로 10~1백킬로레일리)정도 뿐이다.

그것도 위에 말한 오로라 중 극광대형의 커튼형과 그 변종의 것만이 이정도이고 그밖의 것은 훨씬 어둡다.
 

오로라의 빛 오로라의 빛은 주로 지구초고층대기의 산소나 질소의 원자, 분자 및 그것들의 이온이 내는 스펙트럼으로 특히 강한것(시각적으로)은 산소원자의금제선 5577Å(오로라녹선), 같은 산소원자 금제선 6천3백~6천3백64Å(오로라적선), 질소분자이온의 푸른띠스펙트럼(3914Å, 4278Å 등), 질소분자의 붉은띠 스펙트럼 등으로 Na의 5893Å도 볼 수 있다. 또 오로라에 따라서는 수소원자의 ${H}_{α}$, ${H}_{β}$ 등을 볼 수도 있다. 

극광글오로라에서는 ${H}_{α}$, ${H}_{β}$나 3914Å, 6300~6364Å가 약한 것이 특징으로 이 종의 오로라가 태양으로부터 직접 날아오는 고에너지 프로톤의 입사로 빛나고 있음을 알 수 있다. 극광대형의 오로라에서는 일반적으로 5577Å, 4278Å 등이 강하며 따라서 청록색일 때가 많으나 오로라활동이 성해지면 밑가장자리에 질소분자의 밴드가 나타나고 또 윗가장자리에는 6300~6364Å의 붉은 휘선(輝線 · bright line)을 볼 수도 있다. 또 극광대형 오로라는 부분적으로 강한 ${H}_{α}$나${H}_{β}$ 등을 포함하는 수가 있으나 이런 수소 휘선은 단파의 긴쪽에 도플러 편이하여 있는 것이 특징으로 프로톤의 입사를 나타내고 있다. 다만 일반적으로 수소 휘선이 강한 영역은 오로라로서는 어두운 곳에 대응하는 것 같다.
 

중위도오로라는 산소원자의 6300~6364Å가 특히 강하기 때문에 붉게 보인다. 이 적선의 발광에 대응하는 산소원자의 준안정상태 시정수(時定数)가 수백초로 길기 때문에 적선은 높이 2백㎞ 이상의 충돌빈도가 적은 곳에서 밖에 충분히 발광하지 못한다.
 

오로라 발광의 에너지원 초고층대기입자를 여기(勵起 · excitation · 원자력학적 개념으로 하나의 물질계, 예를 들면 원자 분자 등의 계가 에너지가 가장 안정된 상태에서 다른 것과의 상호작용에 의해 보다 높은 에너지 상태로 옮아가는 것)하여 오로라의 빛을 발광시키는 에너지원은 극관 글로오로라에서는 태양 플레어를 따라 방출되는 고에너지의 태양 프로톤이며 이것이 직접 입사하는 것이다. 따라서 극관 글로오로라는 태양의 프로톤플레어의 수시간 후부터 빛나기 시작한다고 알려져 있다. 극광대형 오로라의 경우는 태양풍에서 지구자기권에 쏠려들어와 주로 자기권 꼬리에서 가속된 전자의 입사에 의한 것이다. 석양무렵의 극광대의 저위도에서 볼 수 있는 희박형 오로라와 같이 수소휘선을 머금어 프로톤 입사를 나타내는 부분도 있으나 전형적인 밝은 극광대형 오로라는 거의가 전자입사에 의한 것이라 보아도 좋다. 커튼형 오로라의 입사전자 에너지는 1~10KeV로 자력선을 따라 가속이 일어나고 있음을 알 수 있다. 또 맥동형 오로라를 빛나게 하는 입사전자는 1~10KeV와 고에너지 전자를 머금으며 한번 자기권에 잡힌 고에너지 전자가 핏치각산란(pitch angle 散乱)을 받아 입사한것이라 생각된다. 또 커튼형 오로라는 히스형의 VLF전파를 함께 하며 맥동형 오로라는 코러스형 전파를 함께 하는 수가 많으며 이것들의 특성은 오로라전자의 가속이나 핏치각산란에 관련된 것으로 생각되나 그 기구는 아직 충분히 밝혀지지 않았다.
 

중위도 오로라의 에너지원은 극광대형 오로라의 폭발적 활동때에 자기권 꼬리에서 자기권안으로 쏠려 들어와 자기폭풍을 일으키는 고에너지 프로톤이라고 생각된다. 고에너지 프로톤군에서 아래쪽으로 전해지는 에너지에 의하여 높이 3백~5백km 부근의 산소원자를 여기하여 중위도 오로라가 발광하는 것이다. 자기폭풍과 중위도 오로라의 소장이 좋은 대응을 나타내는 것은 이런 점으로 이해할 수 있다.
 

오로라의 활동 오로라는 하루밤에 2~3회 폭발적인 활동을 하는 수가 많다. 활동은 오로라 오벌의 한밤중쯤 부터 시작하여 급속하게 밝아지면서 동시에 격렬하게 움직여 활동역의 폭이 양쪽으로 넓어져 몇분 사이에 폭이 수백km에서 1천km에 이른다. 이런 오로라의 폭발적활동은 태양풍의 자장의 남북성분에 의존하며 자장의 남쪽 방향 성분이 뛰어나면 오벌이 저위도 쪽으로 넓어져 몇십분 뒤에 폭발적활동이 일어난다.

오로라 폭발은 자기권 꼬리의 자기중성면(선)에서 자기권전류의 에너지가 급속히 입자 에너지로 변환되어 고에너지 입자가 만들어지기 때문이다. 오로라폭발에 따라 오로라 근방에는 서쪽으로 향하는 강한 전류(수십만 암페아 'ampere')가 흘러 소위 극자기 폭풍이 일어나고 또 입사전자의 제동방사에 의한 X선이 하층대기를 전리함으로써 전파의 흡수가 일어난다.