태양의 구조(광구, 채층, 코로나)와 활동(흑점, 플레어)편집자 확인

광구(光球, Photosphere)는 태양의 가시 표면층으로, 태양에서 나오는 가시광선 대부분이 방출되는 층이다. 이 층의 두께는 약 500km 정도이며, 태양 반경에 비해 매우 얇은 껍질에 해당한다. 광구는 태양의 가장 밝은 부분으로, 우리가 하늘에서 보는 태양의 원반 모양을 정의한다.

광구의 온도는 약 5,500~6,000 켈빈(K) 정도이다. 이 층의 아래쪽은 상대적으로 밀도가 높고 불투명하여, 내부에서 올라오는 복사 에너지가 광구를 통해 방출되면서 가시광선으로 변환된다. 광구의 표면은 완전히 매끄럽지 않으며, 입자(Granulation)라고 불리는 쌀알 모양의 무늬로 덮여 있다. 각 입자의 크기는 지구 대륙 정도로, 뜨거운 가스가 상승하는 밝은 중심부와 식어서 가라앉는 어두운 가장자리로 구성된다. 이 현상은 광구 아래의 대류층에서 발생하는 대류 운동을 직접적으로 보여준다.

광구를 자세히 관찰하면 태양의 흑점을 볼 수 있다. 흑점은 주변보다 온도가 약 1,500~2,000K 낮아 상대적으로 어둡게 보이는 영역이다. 광구의 스펙트럼을 분석하면 태양 대기의 화학적 구성 성분을 알 수 있는데, 이는 다양한 원소가 방출하거나 흡수하는 특정 파장의 빛, 즉 흡수선(Fraunhofer lines)이 관측되기 때문이다. 광구는 태양 활동의 무대이자, 태양 내부와 외부 대기를 연결하는 중요한 경계층 역할을 한다.

채층은 광구 바로 위에 위치한 태양 대기의 얇은 층이다. 두께는 약 2,000km에서 3,000km 정도이다. 채층은 광구보다 밀도가 낮아 평상시에는 가시광선에서 거의 보이지 않지만, 개기일식 동안 태양 본체가 완전히 가려질 때 붉은 빛을 띠는 고리 모양으로 관측된다. 이 붉은색은 주로 수소 원자가 방출하는 특정 파장의 빛인 H-알파선에 기인한다.

채층의 온도는 광구 상층부의 약 4,500K에서 시작하여 상승함에 따라 급격히 증가하여 채층 상부에서는 수만 K에 달한다. 이는 태양 대기의 난해한 가열 메커니즘 중 하나로, 자기 재결합이나 알파벤파동과 같은 과정이 에너지를 상층 대기로 전달하는 것으로 추정된다[2].

채층의 구조는 균일하지 않으며, 가시광선 관측에서는 바늘 모양의 미세 구조인 스피큘이 수 분 간의 수명을 가지고 끊임없이 솟아오르는 모습이 관측된다. 또한, 채층은 태양 플레어나 프로미넌스와 같은 격렬한 활동 현상이 일어나는 주요 영역이기도 하다. 이러한 현상들은 채층 내의 강력한 태양 자기장과 밀접한 관련이 있다.

코로나는 태양 대기의 가장 바깥층을 이루는 희박하고 고온의 플라스마 영역이다. 이 영역은 채층 바로 위에서 시작하여 행성간 공간까지 확장된다. 코로나는 광구보다 훨씬 어둡기 때문에 평상시에는 육안으로 관측하기 어렵지만, 개기일식 동안 태양 본체가 달에 가려지면 은빛으로 빛나는 헤일로 형태로 선명하게 드러난다.

코로나의 가장 큰 특징은 예상치 못한 고온이다. 광구 표면 온도는 약 5,800켈빈(K)이지만, 코로나의 온도는 100만에서 200만 켈빈에 이르며, 어떤 지역은 1,000만 켈빈을 넘기도 한다. 이렇게 외부 대기가 내부보다 뜨거운 현상을 '코로나 가열 문제'라고 부르며, 태양 물리학의 주요 난제 중 하나이다. 현재는 태양 자기장의 복잡한 에너지 방출 과정, 특히 알벤파[3]와 나노플레어의 축적이 주요 원인으로 여겨진다.

코로나의 구조와 형태는 태양 활동 주기에 따라 크게 변화한다. 활동 극소기에는 태양의 적도 부근에서 주로 뻗어 나가는 가는 플라스마 흐름인 극관이 두드러지며, 극 지역 주변에는 가시광선으로 보이는 긴 플럼 구조가 나타난다. 활동 극대기에는 코로나가 더 둥글고 복잡한 형태를 띠며, 흑점과 활동 영역 위에 형성되는 밀집된 고온의 코로나 루프가 널리 분포한다.

코로나에서 끊임없이 방출되는 태양풍은 초속 수백 킬로미터의 속도로 행성간 공간을 채운다. 또한, 코로나 내에서 대규모의 자기장 구조가 붕괴되거나 재결합되면 코로나 질량 방출(CME)이라는 거대한 플라스마 덩어리가 우주 공간으로 방출된다. 이러한 현상들은 지자기 폭풍을 일으켜 지구에 직접적인 영향을 미친다.

태양 내부 구조는 직접 관측이 불가능하지만, 태양중성미자 관측과 천체진동학 연구를 통해 그 모델이 정교하게 구축되었다. 태양은 크게 중심부에서 바깥으로 태양핵, 복사층, 대류층의 세 주요 영역으로 구분된다.

태양 중심부에 위치하는 태양핵은 반경 약 0.25 태양반경에 해당하는 영역이다. 이곳에서는 높은 온도(약 1500만 K)와 압력(지구 대기압의 약 2500억 배) 조건에서 양성자-양성자 연쇄 반응과 CNO 순환과 같은 핵융합 반응이 일어나며, 태양이 방출하는 에너지의 대부분이 생성된다. 생성된 에너지는 주로 감마선 형태로 외부로 전달되기 시작한다.

에너지가 외부로 이동하는 방식에 따라 핵 바깥의 두 층이 구분된다. 핵을 둘러싼 복사층은 반경 약 0.25에서 0.7 태양반경까지 펼쳐진다. 이 영역에서는 생성된 고에너지 복사가 물질을 통해 흡수되고 재방출되는 과정을 수만 년에 걸쳐 반복하며 매우 느리게 외부로 전달된다[4]. 복사층 바깥의 대류층에서는 물질 자체의 상하 운동, 즉 대류 현상이 주된 에너지 수송 방식이다. 뜨거운 기체가 상승하여 표면 근처에서 열을 방출한 후 식어서 다시 가라앉는 순환이 일어난다. 이 대류 운동은 태양 표면의 입자구조와 같은 미세 구조를 만드는 원인이 된다.

이러한 내부 구조 모델은 태양에서 관측되는 중성미자 플럭스와 표면의 태양진동 패턴을 성공적으로 설명하며, 표준 태양 모델의 핵심을 이룬다.

흑점은 태양 표면인 광구에 나타나는 상대적으로 어두운 영역이다. 이는 주변보다 온도가 낮기 때문에 어둡게 보인다. 흑점의 핵심부인 본영은 약 3,700~4,500K 정도의 온도를 가지며, 주변 광구의 평균 온도인 약 5,800K보다 낮다. 본영을 둘러싼 반영은 온도가 조금 더 높아 덜 뚜렷하게 보인다.

흑점은 강력한 태양 자기장이 광구를 뚫고 나오는 지역에서 형성된다. 이 자기장은 대류에 의한 열 수송을 억제하여 국부적인 냉각을 일으킨다. 흑점은 보통 쌍을 이루거나 군집을 형성하여 나타나며, 그 크기는 지구 크기보다 작은 것부터 수십 배에 이르는 것까지 다양하다. 개별 흑점의 수명은 몇 시간에서 길게는 몇 달까지 지속될 수 있다.

흑점의 출현과 분포는 태양 활동 주기와 밀접한 연관이 있다. 활동 극대기에는 많은 흑점이 관측되며, 주로 태양 위도 30도 전후에 나타난다. 활동 극소기에는 거의 관측되지 않는다. 흑점의 자기장 극성 분포는 11년 주기와 더불어 22년을 주기로 반전하는 경향을 보인다[5].

흑점은 플레어나 코로나 질량 방출과 같은 다른 격렬한 태양 활동 현상의 주요 발원지이다. 따라서 흑점을 관측하고 모니터링하는 것은 태양 활동과 우주 기상을 예측하는 데 중요한 지표가 된다. 역사적으로 흑점 관측은 태양의 자전 주기를 밝히는 데 기여하기도 했다.

플레어는 태양 대기 중 채층과 코로나에서 발생하는, 갑작스럽고 강력한 폭발 현상이다. 이는 태양 표면의 흑점 주변의 복잡한 자기장이 재연결되면서 막대한 양의 에너지가 순간적으로 방출되는 과정에서 발생한다. 방출되는 에너지는 전자기파의 모든 파장대에 걸쳐 있으며, 특히 엑스선과 자외선, 가시광선, 전파의 형태로 우주 공간으로 분출된다. 하나의 대형 플레어가 방출하는 에너지는 수백만 개의 수소폭탄을 동시에 터뜨리는 것에 필적할 정도로 막대하다.

플레어는 방출되는 엑스선의 세기에 따라 A, B, C, M, X 등급으로 분류된다. 각 등급은 10배씩 에너지가 증가하며, M과 X 등급은 특히 강력하여 지구에 상당한 영향을 미칠 수 있다. 플레어 발생 시, 고에너지 입자와 태양풍의 속도와 밀도가 급격히 증가하는 코로나 질량 방출 현상이 동반되는 경우가 많다. 플레어에서 방출된 강력한 자기파와 고에너지 입자는 광속에 가까운 속도로 우주 공간을 이동한다.

플레어의 영향은 주로 전리층을 교란시켜 나타난다. 강력한 엑스선과 자외선이 지구 대기의 전리층을 추가로 이온화시켜 고주파 무선 통신에 의존하는 단파 통신을 정지시킬 수 있다. 또한, 플레어와 함께 방출된 고에너지 양성자는 인공위성의 전자 장비를 손상시키거나 우주 비행사에게 위험한 방사선 환경을 만들기도 한다. 플레어 발생 후 수십 시간 내에 도달하는 코로나 질량 방출은 더 큰 규모의 지자기 폭풍을 유발하여 전력망과 위성 운용에 심각한 장애를 일으킬 수 있다.

프로미넌스는 태양의 채층에서 발생하는 거대한 가스 구조물이다. 이는 태양 표면으로부터 수만 킬로미터까지 솟아오르는 밝고 빽빽한 플라스마 기둥이나 고리 모양을 띤다. 프로미넌스는 상대적으로 차갑고 밀도가 높은 물질로 구성되어 있으며, 주변의 뜨겁고 얇은 코로나 배경과 대비를 이루어 어두운 태양 가장자리에서 밝은 필라멘트 형태로 관측된다.

프로미넌스는 크게 정적 프로미넌스와 폭발적 프로미넌스로 분류된다. 정적 프로미넌스는 안정된 자기장 구조에 갇혀 수일에서 수주 동안 비교적 안정적으로 존재한다. 반면 폭발적 프로미넌스는 불안정해져서 물질이 우주 공간으로 방출되는 현상이다. 이는 종종 코로나 질량 방출이나 태양 플레어와 연관되어 발생한다.

프로미넌스의 형성과 안정성은 태양의 복잡한 자기장에 의해 지배된다. 자기력선이 루프를 이루며 그 안에 차가운 채층 물질을 가두는 형태로 생성된다. 다음은 주요 프로미넌스 유형과 특징을 정리한 표다.

이 현상은 태양 활동 주기에 따라 그 빈도와 규모가 변화한다. 프로미넌스를 연구함으로써 태양 대기의 물질 순환과 자기장 에너지의 저장 및 방출 메커니즘을 이해하는 데 중요한 단서를 얻을 수 있다.

코로나 질량 방출(CME)은 태양의 가장 바깥쪽 대기층인 코로나에서 거대한 플라스마와 자기장 덩어리가 우주 공간으로 방출되는 현상이다. 이는 태양 활동의 가장 격렬한 형태 중 하나로, 태양계 공간 환경에 중대한 영향을 미친다.

코로나 질량 방출은 보통 태양 플레어와 연관되어 발생하지만, 독립적으로 일어나기도 한다. 방출되는 물질의 질량은 수십억 톤에 달하며, 속도는 초속 수백 킬로미터에서 극단적인 경우 초속 3,000킬로미터 이상에 이르기도 한다. 이 방출물은 주로 전자와 양성자로 이루어진 태양풍보다 훨씬 밀도가 높고 구조화된 플라스마 구름이다. 방출 방향이 지구를 향할 경우, 보통 1~3일 후에 지구에 도달하여 지자기 폭풍을 유발한다.

코로나 질량 방출의 빈도는 태양 활동 주기와 밀접한 관련이 있다. 활동 극대기에는 하루에 여러 차례 발생할 수 있는 반면, 극소기에는 며칠에 한 번 꼴로 발생한다. 이 현상을 관측하는 주요 수단은 태양 관측 위성에 탑재된 코로나그래프이다. 이 장비는 태양 원반을 인공적으로 가려 코로나의 희미한 빛을 관측할 수 있게 해준다. 코로나 질량 방출의 연구는 우주 기상 예보의 핵심 분야로, 방출의 규모와 방향을 예측하여 지구에 미칠 영향을 사전에 평가하는 것이 중요하다.

태양 활동의 11년 주기는 흑점 수의 증가와 감소가 약 11년을 주기로 반복되는 현상을 가리킨다. 이 주기는 흑점의 관측 기록을 통해 1843년 하인리히 슈바베에 의해 처음 확인되었으며, 이후 태양의 다양한 활동 현상이 이 주기를 따라 변화한다는 사실이 밝혀졌다. 한 주기는 흑점 수가 최소가 되는 태양 활동 극소기에서 시작하여 최대가 되는 태양 활동 극대기를 거쳐 다시 극소기로 돌아오는 과정으로 정의된다.

이 주기의 물리적 원인은 태양 내부의 대류층과 태양 다이나모 작용과 깊은 연관이 있다. 태양의 자기장은 대류 운동과 복잡하게 상호작용하며 꼬이고 강화되는데, 이 과정이 주기적으로 반복되어 표면에 흑점 형태로 나타난다. 주기가 진행됨에 따라 흑점이 나타나는 태양 위도도 변화하는데, 활동 극대기에는 중위도(약 ±30도)에, 활동 극소기로 갈수록 저위도(적도 부근)에 주로 나타나는 경향을 보인다. 이를 나타내는 대표적인 도표가 나비다이어그램이다.

11년 주기는 완벽하게 규칙적이지 않으며, 주기의 길이와 활동의 강도는 변동한다. 역사적으로 흑점이 거의 관측되지 않은 마운더 극소기(1645년~1715년)와 같은 예외적 시기도 존재했다. 또한, 11년 주기는 실제로는 약 22년의 헤일 주기의 절반에 해당한다. 이는 한 주기에서 흑점 쌍극자 자기장의 극성이 반전되고, 다음 주기에서 다시 원래 상태로 돌아오는 데 걸리는 전체 자기장 주기를 의미한다.

태양 활동 극대기는 흑점 수와 태양 플레어 발생 빈도가 가장 높은 시기를 가리킨다. 이 시기에는 태양 활동 주기의 정점에 해당하며, 코로나 질량 방출과 같은 강력한 폭발 현상이 빈번하게 일어난다. 극대기에는 흑점의 평균 개수가 100개 이상에 달할 수 있으며, 복잡한 자기장 구조를 가진 흑점 그룹이 많이 나타난다. 이로 인해 X급 플레어와 같은 최고 등급의 폭발이 발생할 확률이 크게 높아진다.

반대로 태양 활동 극소기는 흑점 수가 거의 관측되지 않거나 전혀 없는 시기이다. 태양 표면은 비교적 조용한 상태를 유지하며, 대규모 폭발 현상은 드물게 일어난다. 극소기에는 태양의 극 지역에서 발생하는 코로나홀이 더 크고 장기간 지속되는 특징을 보이기도 한다. 역사적으로 1645년부터 1715년까지 지속된 마운더 극소기와 같은 특별히 활동이 침체된 기간도 기록되어 있다[7].

극대기와 극소기는 약 11년을 주기로 반복되지만, 그 강도와 지속 기간은 주기마다 상당한 차이를 보인다. 예를 들어, 24주기(2008-2019)의 극대기는 비교적 약한 활동 수준을 보였던 반면, 19주기(1954-1964)의 극대기는 역사상 가장 강력한 활동을 기록했다. 이러한 변동성은 태양 내부의 다이너모 과정의 복잡성에 기인한다.

지자기 폭풍은 태양 활동, 특히 코로나 질량 방출이나 강력한 플레어에 의해 방출된 대량의 태양풍 입자들이 지구의 자기권과 상호작용하면서 발생하는 전지구적 자기장 교란 현상이다. 이 고속의 하전 입자 흐름은 지구 자기장을 압축하고 뒤틀어 급격한 변화를 일으키며, 이는 지표에서 측정 가능한 자기장 세기의 강한 변동으로 나타난다.

지자기 폭풍의 강도는 주로 Dst 지수나 Kp 지수와 같은 지수로 정량화된다. Dst 지수는 지구 자기장의 수평 성분이 평균값에서 얼마나 감소했는지를 나타내며, 그 값이 낮을수록 폭풍이 강력함을 의미한다. Kp 지수는 3시간 간격으로 전 세계 관측소의 데이터를 종합하여 0부터 9까지의 단계로 폭풍의 규모를 분류한다.

강력한 지자기 폭풍은 사회 기반 시설에 광범위한 영향을 미친다. 변동하는 자기장은 지표의 긴 도체(송전선, 파이프라인, 통신 케이블 등)에 유도 전류를 발생시켜 변압기를 과부하시키거나 손상시킬 수 있다. 1989년 캐나다 퀘벡 주의 대규모 정전 사태는 이러한 유도 전류에 의한 변전소 변압기 손상이 주요 원인이었다[9]. 또한 위성 궤도 대기의 가열 및 팽창은 저궤도 위성의 궤도 저항을 증가시키고, 무선 통신과 GPS 신호의 전파를 방해할 수 있다.

오로라는 태양에서 방출된 고에너지 입자들이 지구의 자기권과 상호작용하여 발생하는 대기 발광 현상이다. 주로 지구의 양극 지역인 북극권과 남극권 근처의 고위도 지역에서 관측된다. 북반구에서 보이는 오로라는 오로라 보리얼리스(Aurora Borealis, 북극광)라 불리며, 남반구에서 보이는 오로라는 오로라 오스트랄리스(Aurora Australis, 남극광)라 불린다.

이 현상은 태양 활동, 특히 태양풍과 코로나 질량 방출(CME)에 의해 촉발된다. 태양에서 방출된 하전 입자(주로 전자와 양성자)가 지구 자기장에 포착되어 전리층으로 유도된다. 이 입자들이 대기 중의 산소와 질소 원자와 충돌하면 원자가 여기되었다가 기저 상태로 돌아가면서 특정 파장의 빛을 방출한다. 산소 원자는 주로 녹색(557.7 nm)과 적색(630.0 nm) 빛을, 질소 분자는 청색과 자주색 빛을 내며, 이들의 혼합으로 다양한 색상의 오로라가 만들어진다.

오로라의 형태와 활동 강도는 태양 활동의 세기에 직접적으로 영향을 받는다. 태양 활동 극대기에는 강력한 태양풍과 빈번한 코로나 질량 방출로 인해 오로라 활동이 활발해지고, 관측 지역도 중위도까지 확대된다. 반대로 태양 활동 극소기에는 활동이 약해진다. 오로라의 주요 관측 지역과 형태는 다음과 같다.

오로라 연구는 단순한 자연 현상의 관찰을 넘어 우주 기상을 이해하고 지자기 폭풍의 영향을 예측하는 데 중요한 과학적 자료를 제공한다. 또한 역사적으로 다양한 문화권에서 신화와 전설의 소재가 되었다.

강력한 태양 플레어와 코로나 질량 방출에 의해 발생한 고에너지 입자와 복사, 지자기 폭풍은 지구의 첨단 기술 시스템에 심각한 장애를 일으킬 수 있다.

통신 시스템은 특히 취약하다. 전리층의 격렬한 교란은 단파 무선 통신을 차단하거나 심각하게 저하시킨다. 이는 항공, 해상 통신 및 일부 군사·비상 통신에 영향을 미친다. GPS 신호의 전파 지연은 위치 정확도를 수 미터에서 수십 미터까지 떨어뜨려 항법 시스템에 오류를 발생시킨다. 위성 통신 자체도 고에너지 입자에 직접 노출되어 고장이 발생하거나 신호 전송에 방해를 받을 수 있다.

전력망은 또 다른 주요 피해 분야이다. 강력한 지자기 폭풍은 지표에 유도된 전류를 생성하는데, 이는 변압기와 같은 대형 전력 설비에 과부하를 걸어 영구적인 손상을 입힐 수 있다. 역사적으로 1989년 캐나다 퀘벡 주의 대정전은 약 9시간 동안 600만 명에게 영향을 미쳤으며, 그 원인은 강력한 태양 폭풍으로 확인되었다. 대규모 정전은 사회 기반 시설 전체를 마비시킬 수 있는 잠재력을 가지고 있다.

이러한 위험을 완화하기 위해 미국 해양대기청의 우주기상예보센터와 같은 기관들은 태양 활동을 지속적으로 모니터링하고 조기 경보를 발령한다. 전력 회사는 유도 전류의 영향을 줄이기 위해 예비 발전기를 준비하거나 일시적으로 그리드 부하를 줄이는 조치를 취할 수 있다. 위성 운영자도 중요한 시스템을 안전 모드로 전환할 수 있다. 태양 활동이 극대기에 접어들수록 이러한 시스템 장애의 가능성과 잠재적 피해 규모는 증가한다.

지상에서의 태양 관측은 오랜 역사를 지니며, 맨눈 관측에서 시작해 현재는 다양한 특수 장비를 활용하여 이루어진다. 가장 기본적인 방법은 태양 필터를 장착한 망원경을 사용하는 것이다. 이 필터는 태양으로부터 들어오는 강력한 빛과 열의 대부분을 차단하여 관측자의 눈과 장비를 보호한다.

주요 지상 관측 시설은 대기 간섭을 최소화하기 위해 고지대에 위치하며, 대형 태양 망원경을 운영한다. 이러한 망원경들은 흑점의 세부 구조, 광구의 입자 모양, 채층의 폭발 현상 등을 고해상도로 관찰한다. 특정 파장의 빛만을 관측하는 필터그래프나 태양 표면의 자기장 분포를 측정하는 자기장계 같은 전문 장비가 함께 사용된다.

지상 관측의 한계는 지구 대기에 의해 빛이 흐트러지고 특정 파장이 흡수된다는 점이다. 이를 극복하기 위해 적응광학 기술이 발전했다. 이 기술은 대기의 요동을 실시간으로 측정하고 망원경의 거울 형태를 미세하게 조정하여 선명한 영상을 얻는다. 또한, 전 세계에 분산된 태양 전용 망원경들을 네트워크로 연결하여 태양을 24시간 연속 관측하는 프로젝트도 진행 중이다[12].

태양 관측을 위한 우주 관측 위성은 지구 대기의 간섭 없이 태양의 다양한 파장대를 지속적으로 관측할 수 있다는 장점을 지닌다. 초기 임무부터 최신 임무에 이르기까지, 각 위성은 태양의 구조와 활동 현상을 이해하는 데 특화된 과학 장비를 탑재하고 있다.

태양 관측 위성의 역사는 1960년대부터 시작되었다. 초기의 관측 위성들은 주로 흑점과 플레어의 X선 및 자외선 영상을 획득하는 데 집중했다. 1990년대 이후에는 태양의 내부 구조와 대기, 태양풍을 종합적으로 연구하는 임무들이 본격화되었다. 대표적인 예로, 태양과 지구 간 관계를 연구한 SOHO 위성, 태양 표면의 자기장을 고해상도로 측정한 힌데 위성, 그리고 태양의 극지역을 관측한 울리스 위성이 있다.

21세기에 들어서는 태양 대기의 가열 메커니즘과 태양 활동이 우주 날씨에 미치는 영향을 집중적으로 조사하는 임무들이 수행되고 있다. 소호의 후속 임무인 솔라 다이내믹스 오버서버토리(SDO)는 초고해상도로 태양을 촬영하며 데이터를 실시간으로 전송한다. 또한, 파커 솔라 프로브는 태양 대기인 코로나 속으로 직접 돌진하여 태양풍의 기원과 가속 과정을 관측하는 최초의 임무이다. 이와 병행하여, 솔라 오비터는 태양의 극지방을 포함한 전역을 관측하고 태양풍과 행성간 공간을 측정한다.

이러한 우주 관측 위성들은 단독으로 운영되기도 하지만, 종종 복수의 위성이 협력 관측을 수행한다. 예를 들어, 지구 궤도상의 SDO와 태양 근접 궤도의 파커 솔라 프로브가 동시에 관측 데이터를 수집하면, 태양 활동 현상의 발달 과정을 입체적으로 추적할 수 있다. 이 데이터들은 태양 활동 주기 예측 모델을 정교화하고, 지자기 폭풍 등 우주 날씨 현상에 대한 조기 경보 시스템의 정확도를 높이는 데 기여한다.