1.태양의 구조

<천문학 및 천체물리학> 10장. 태양 : 표준이 되는 별

1. 태양의 구조

1) 태양의 물리량

반지름 6.96×10⁵km 지구의 109배 질량 1.99×10³⁰kg 지구의 33만배 광도 3.86×10²⁶W

평균 밀도 1,410kg/m³ 표면 중력 2.74×10²m/s

이탈속도 6.18×10⁵m/s

유효온도 5,770K

2) 구조

- 고온 가스(주로 H, He)으로 이루어져 있으며 중심으로 갈수록 온도, 압력, 밀도는 증가함.

- 가스는 거의 완전히 이온화된 상태(플라즈마)로 존재함.

중심핵 · 수소가 헬륨으로 전환되며 생산된 막대한 에너지가 광자와 열운동의 형태로 방출됨.

복사층 · 에너지가 복사의 형태로 퍼져나가는 층

대류층 · 에너지가 가스의 끓는 운동(대류)에 의해 전달됨.

광구

· 대류층 바로 위에 존재하고 태양 대기층이 시작되는 곳

· 우리가 관측할 수 있는 최대한의 깊이에 해당하는 얇은 가스층

· 태양의 광도를 이루는 복사의 대부분이 방출됨.

채층 광구 위에 자리하고 있으며, 스피큘, 프로미넌스가 분출됨 코로나 채층 밖으로 엷고 넓게 퍼진 층으로 태양풍 방출

3) 태양의 내부 상태 추측 방법

① 태양에서 방출되는 중성미자 검출

- 태양 모형에 의한 예측 값과 관측 값을 비교

② 태양 표면의 운동 분석 : 주기적 진동 현상 발견

- 광구와 채층에서 형성되는 스펙트럼선들의 도플러이동량의 측정에서 발견됨.

- 진동 주기는 5분~2시간 40분까지 다양함.

○ 태양의 5분 진동

- 태양 표면에서 상하로 수직 운동함.

- 진폭이 최대일 때 속도는 0.4km/s - 태양 내부에서 발생된 음파로부터 비롯됨.

ⅰ. 음파가 태양표면 아래에서 반사 또는 굴절되기 때문에 일정한 크기의 동공 속에 갇혀있게 된다.

ⅱ. 이러한 파동과 그들의 조화파들을 통해 태양 내부의 성질을 알 수 있다. ⇨ 일진학

➂ 일진학 연구에 의한 태양 대류층의 구조

- 진동의 일부는 대류층 내의 난류 이동으로 발진되며, 대류층의 물리적 성질을 밝히는데 기본 자료가 됨.

- 음파 연구에 의하면 대류층이 태양 반지름의 30%까지 확장되어 있음을 추측할 수 있다.

2. 광구

1) 쌀알무늬(granule)

- 작고(평균 지름 약 700km) 끊임없이(5~수십min) 변하는 광구의 무늬 - 검고 줄무늬로 둘러싸인 밝은 부정형의 쌀알 같은 모양

- 광구 바로 밑에 존재하는 대류층 상단의 표면층에 나타남.

- 대류층에 의해 열에너지가 운반되며, 고온의 가스 덩어리(대류세포)가 상승하여 밝은 쌀알 무늬로 나타남.

2) 광구의 온도

- 스테판-볼츠만 법칙에서 정의되는 광구의 유효온도는 5,800K.

○ 주연감광

- 태양 원반의 밝기가 중심에서 가장자리로 갈수록 감소하는 현상

- 태양 원반 관측에서 중심부의 시선이 가장자리 보다 깊고 뜨거운 층에 이르기 때문에 생김.

(단, 태양 대기를 통하여 일정한 거리 d만큼만 볼 수 있다고 가정한 경우, <그림 10-5> (A))

<그림 10-5> 주연감광의 기하학

- 주연감광 현상은 광구의 낮은 층에서 높은 층으로 올라갈수록 온도가 감소한다는 것을 의미함.

- 실제적으로 채층의 하단 높이를 0으로 할 때 온도가 급속히 감소하다가 500km 높이에서 온도가 급격히 오르게 된다. 즉, 채층에서 온도가 증가한다면 주연감광 현상의 원인을 단순히 온도라고 말할 수 없다.

- 이러한 모순을 해결하기 위한 개념이 불투명도와 광학적 깊이이다.

○ 불투명도와 광학적 깊이

- 우리의 시선은 복사가 방해받지 않고 빠져나올 수 있는 태양 대기의 깊이까지 뚫고 들어갈 수 있다.

- 이보다 안쪽에서의 복사는 가스의 원자나 이온에 의하여 항상 흡수되고 재복사 된다.

ⅰ. 불투명도 ೌλ : 일정한 파장에서 흡수 정도를 나타내기 위한 물리량, 단위[m²kg^-1]

- 복사의 플럭스 Fλ가 두께 dx, 밀도 ρ[kgm^-3]인 가스층을 지나는 경우 흡수된 복사의 플럭스는

_  __ ⇨식(10-1)

로 표시되며, 균일한 매질의 경우 식(10-1)을 길이 x에 대해 적분하면 아래와 같다.





_ _exp  _ ⇨식(10-2) - 즉, 플럭스는 투과하는 깊이에 따라 지수함수적으로 감소함을 알 수 있다.

ⅱ. 광학적 깊이 τ_λ

- 복사의 흡수 정도를 편하게 나타내기 위한 방법으로 무차원 양이며, 아래와 같이 정의한다.

_≡ _  ⇨식(10-3) - 이를 이용하여 식(10-2)를 다시 정리하면 간단히 아래와 같다.

__ _exp  _ ⇨식(10-4)

- τλ ≪ 1 일 때 복사는 거의 일정하고, 가스는 이 파장에서 광학적 두께가 얇다고 한다.

- τλ > 1 일 때는 광학적으로 두꺼운(불투명한) 가스이며, 광구의 밑바닥이 이에 해당한다.

☆ 간단히 정리하면, 주연감광 현상은 태양의 가장자리 부근에서 출발한 복사가 광학적으로 두꺼운 경로를 지나야하기 때문에 어둡게 보이는 것이라고 할 수 있다.(<그림 10-5> (B) 참고)

3) H^- 연속흡수

- 태양의 적외선 및 가시 영역에서의 연속 스페트럼 방출은 H^-이온이 연속흡수 계수의 주된 역할을 하기 때문이다.

- 음의 수소이온은 이온화 에너지가 0.75eV로 작기 때문에 쉽게 해리와 재결합 반응이 일어나며, 이 때 발생하는 자유-자유 천이와 속박-자유 천이에 의해 연속 흡수가 만들어진다.

4) 프라운호퍼 흡수스펙트럼

① 스펙트럼선

- 1814년 독일의 물리학자 프라운호퍼가 광구의 연속스펙트럼 위에 나타난 수많은 흡수선의 계보를 만듦 - 태양의 연속스펙트럼은 H^- 이온의 희박한 가스가 만드는 것이기 때문에, 프라운호퍼 흡수선은 연속스펙

트럼과 같은 태양 대기의 영역에서 형성된다.

약한 흡수선은 광구의 낮은층에서 생기며, 강한 선은 높은 층에서 생긴다.

가장 강한 선(발머선, CaⅡ의 H와 K선)은 주로 채층에서 형성된다.

채층의 흡수 계수는 대부분의 파장에서 낮은 값을 가지지만 스펙트럼선을 만드는 원소의 함량비와 천이확률이 클 경우 대기의 높은 층에서도 강한 흡수선이 만들어질 수 있다.

- 스펙트럼선이 생성되는 깊이는 선마다 다르고, 한 선의 윤곽 안에서도 달라진다.

- 즉, 프라운호퍼 흡수선은 태양 대기의 높이가 다른 여러 층을 탐사하는데 강력한 수단이 된다.

- 한편, 근자외부보다 짧은 파장역(λ<165nm)에서는 방출선이 압도적으로 많다 ⇛ 채층&코로나에서 생성

<그림 10-8> 광구의 깊이와 스펙트럼선의 윤곽

○ 프라운호퍼선의 톱니 모양 미세 구조 흔들림 - 고 분산스펙트럼 사진으로부터 알게 됨.

- 광구 속의 소규모(지름 1,000km) 구조가 약 0.4km/s 정도로 연직 운동함으로써 생긴 도플러 이동 - 파장의 진동 현상은 광구의 쌀알무늬에서 시작되어 채층까지 계속되는 가스 운동에서 비롯됨.

○ 태양 면에 평행한 가스의 수평 운동

- 보다 큰 규모의 구조(지름 30,000km)인 초대형쌀알 속에서 일어나는 운동

- 가스가 초대형쌀알의 중심에서 주변으로 천천히 흐르며, 가스의 흐름에 따라 자기력선이 주변으로 운반되고, 자기장은 더욱 더 국소화되고 집중된다.

- 일반 쌀알무늬보다 낮은 층에서 발생하지만 겉보기에는 높은 채층 구조와 관련되어 있다.

➁ 원소 함량비

- 스펙트럼선의 상대적 강도는 화학조성에 관한 정보를 알려줌.

- 하지만 모든 원소의 함량비를 정확히 아는 것은 어려움(오차 범위 2배~10배) - 흡수선의 스펙트럼이 겹쳐져 있을 경우 정확도가 아주 불확실해진다.

3. 채층

- 광구 위로 약 10,000km까지 퍼져 있고, 가스 밀도는 광구에서보다 훨씬 낮다.

- 색깔이 분홍색(수소의 발머 방출선에 기인)이고 개기일식 때만 볼 수 있다.

1) 채층의 스펙트럼

- 높이에 따른 특징적인 변화를 나타냄.

ⅰ. 중성금속 원소처럼 들뜸에너지가 낮은 원자의 천이 : 채층의 밑바닥에서만 나타남.

ⅱ. 이온화된 철이나 칼슘 선

: 좀 더 높은 곳에서 뚜렷이 나타남.

ⅲ. 수소의 발머선과 중성 헬륨선 : 광구 위 수천 km에서 나타남.

- 채층의 스펙트럼은 높이와 더불어 약해지는데, 높은 들뜸에너지를 요구하는 He선들은 채층 상부의 높은 온도 때문에 강한 상태로 유지된다.

○ 선의 세기가 높이에 따라 약해지는 원인 ⅰ. 가스의 밀도가 높이와 함께 급속히 감소한다.

ⅱ. 온도는 광구 상단으로부터의 높이에 따라 급격히 상승한다.

- 채층의 온도가 광구보다 높음에도 수소의 발머선은 주로 채층에서 형성된다.

: 왜냐하면 발머선이 만들어지기 위해서는 수소가 제 1들뜸 상태에 있어야 하는데 광구의 온도가 낮아 수소를 바닥상태에서 제1들뜸 상태로 올리기에 충분하지 않기 때문이다.

2) 채층의 미세 구조

플라쥐(plage)와 줄무늬(filament) : 태양 활동과 관련(뒤에 나옴) 그물조직 : 초대형 쌀알무늬의 경계에 있는 자기장과 관련

스피큘 : 태양 가장자리에서 폭이 500~1500km인 작열하는 엷은 가스의 분출 수만 km정도 뻗어 나오며 솟아오르는 속도는 20~25km/s에 이름 태양 표면의 1% 이하를 차지하고, 수명은 15분 정도 또는 그 이하

채층, 코로나, 태양풍 사이의 질량 균형을 맞추는 데에 중요한 역할을 하고 있음.

초대형쌀알무늬의 경계를 이루는 채층의 그물조직의 일부를 이루며 분포함.

⇛ 자기장이 강화된 영역에서만 생성된다고 할 수 있음.

<그림 10-9> 채층과 코로나의 온도 구조

<채층의 그물구조>

<그림 10-12> 채층 자기장의 그 물조직 일부 및 스피큘 모형

3) 천이 영역

- 자외선 파장의 스펙트럼은 채층의 높은 온도 때문에 형성되므로 채층의 상층과, 채층-코로나 천이 영역을 탐사하는데 좋은 정보를 제공함.

- 광구의 복사강도는 초자외선 파장 영역에서 대단히 약하여 복사 들뜸이 일어날 수 없다.

- 그러나 태양 상층 대기의 높은 온도에서는 충돌에 의한 들뜸이 가능하며, 이들이 다시 바닥상태로 천이 될 때 방출선이 형성된다.

- 이 방출선은 태양을 배경으로 두어도 관측이 되는데 광구 배경 복사에 압도되지 않기 때문이다.

- 자외선 파장 영역에서 가장 강한 것은 라이만 알파(Lα)선이다.

: 채층에서 수소는 제 1들뜸 상태에서 강한 발머 흡수선을 보이는데 이 원자들이 다시 바닥상태로 되돌아가며 Lα선을 방출한다.

- 이 영역에서 수소가 n=2로 들뜨기 위해서는 오직 충돌과 Lα 광자를 흡수하며(자기 흡수) 가능하다.

⇛ 광구의 연속 스펙트럼이 이 파장영역에서 전무하기 때문에 수소를 들뜨게 할 광자가 없음.

⇛ Lα로 찍은 사진은 CaⅡ선으로 본 것과 같은 그물조직이 나타남 - 천이 영역의 구조에 관한 연구 재료

ⅰ. 70,000K에서 절정을 이루는 C Ⅲ 방출선 ⅱ. 100,000K에서 절정을 이루는 N Ⅲ 방출선 ⅲ. 300,000K에서 절정을 이루는 O Ⅵ 방출선

<그림> 채층 모델 : 실선은 자기장,

점선은 중성 흐름 의 대기 유선, 녹 색이 광구

- 출처

https://iopscienc e.iop.org/article /10.3847/1538-4 357/aa85e1

<그림> 채층 관측 (a) Lα 방출선, (b) HeⅡ방출선 (c) FeⅨ/Ⅹ 방출선 (d) HMI 시선 마그네그램

<그림> 온도, 수소 개수에 따른 사하-볼츠만 흡수계수

(λ는 전파 관측 파장, Hmin=H^-, Hff :자유-자유 천이, Hbf : 속박-자유 천이)

4. 코로나

1) 가시 파장역의 코로나

- 광학 파장대에서 본 코로나의 연속스펙트럼은 두 부분으로 이루어짐.

K 코로나 : 태양 가까운 곳에 두드러지게 보이는 코로나 ⦁ 전자가 빛을 산란하여 연속 스펙트럼 형성

⇛ 때문에 광구의 연속 스펙트럼과 동일

⇛ 빠른 속도로 움직이는 전자의 도플러 선폭 증대에 의해 광구의 흡수선이 나타나지 않음.

⇛ 엄청난 선폭 증대는 높은 온도의 증거, 약 1~2×10⁶K F 코로나 : 태양 반지름의 수배에 이르는 바깥쪽 코로나 ⦁ 전자와 티끌 입자에 의한 산란이 중첩되어 나타남 ⇛ 티끌 입자에 의해 흡수스펙트럼이 나타남.

⦁ F 코로나의 외각은 황도광으로 연결됨.

○ F 코로나와 K 코로나를 분리할 수 있는 근거

: 프라운호퍼선은 F 코로나에서만 나타나고, 전자와 티끌은 빛을 산란할 때 편광을 일으키는 방식이 전혀 다르기 때문에

○ 태양활동에 따른 K 코로나의 변화 흑점수 극대기

: 코로나가 매우 밝고 태양 둘레에 고르게 나타남.

밝은 코로나 빛줄기나 응결 덩어리들은 활동 구역에서 뚜렷하게 나타남.

흑점수 극소기

: 코로나는 태양의 극 쪽보다는 적도 쪽으로 상당히 멀리 퍼짐.

코로나의 빛줄기가 적도에 집중되며, 극에서는 극깃털무늬가 나타남.

2) 전파 코로나

- 태양 대기의 이온화된 가스 속에서 전파복사를 방출 또는 흡수하는 입자는 자유전자이며, 이와 관련한 상호작용은 ‘자유-자유 천이’이다.

ⅰ. 전자는 이온이나 원자 옆을 지나가며 낮은 에너지의 광자를 흡수 또는 방출하며, 이 때 전자의 운동 에너지가 약간 변한다.

ⅱ. 충돌 후 전자는 붙잡히는 것이 아니고 여전히 자유로우며, 전자가 산란체에 가까이 지나갈수록 상호 작용의 빈도나 강도는 증가한다.

⇛ 즉, 자유-자유 천이에서 광자의 성질은 가스 밀도에 관계된다.

⇛ 가스 밀도가 클수록 관여하는 광자는 높은 에너지를 가지게 된다.

⇛ 때문에 가스 밀도에 의해 채층과 하부 코로나는 짧은 파장(1~20cm), 바깥쪽 코로나는 긴 파장(10cm 이상)의 복사 특징을 가진다.

- 약 20cm 보다 긴 파장으로 관측하면 태양은 원반의 가장자리로 갈수록 더욱 밝게 보이는데, 이는 긴 파장으로 관측할수록 코로나의 보다 높은 층을 보고 있음을 확인해준다.

- 즉, 전자의 밀도는 전파 영역에서 코로나의 불투명도를 결정한다.(긴 파장에서 불투명도가 높음.)

3) 방출선

① 금지선

- 코로나의 대표적 금지선은 Fe ⅩⅣ의 녹색선과 Fe Ⅹ의 붉은색 선이 있다.

- 진공에 가까운 코로나에서는 충돌에 의한 되가라앉음이 극히 제한되므로, 광구의 복사나 충돌에 의해 준 안정 상태에 이른 원자나 이온이 편리한 때에 되가라앉으며 금지선을 방출한다.

➁ 극단의 자외선

- 코로나 속에서 원자는 고도로 이온화되어 있으며, 남은 전자들은 강하게 구속되어 있으므로 허용된 천이 는 매우 높은 들뜸에너지를 필요로 하고, 그 때 방출되는 파장은 자외선 영역에 있다.

- 코로나에서 자외선을 방출하는 이온은 FeⅧ~ⅩⅥ, Si Ⅶ~Ⅻ, Mg Ⅷ~Ⅹ, Ne Ⅷ~Ⅸ, S Ⅷ~Ⅻ rk 있다.

⇛ 위와 같은 확실한 방출선들을 이용하면 원소함량비를 쉽게 구할 수 있다.

③ 코로나 루프와 코로나 구멍

- 코로나 가스는 온도가 대단히 높아 저에너지 엑스선을 방출함.

- 엑스선 관측 결과 코로나 가스는 태양 둘레의 바깥쪽에 불규 칙하게 분포함.

- 코로나 주변의 거대한 루프 구조는 이온화된 가스가 태양의 표면 위를 향하여 높은 아치를 이루고 있는 자기장을 따라 이 동하고 있음을 제시함.

- 고온의 가스는 이러한 루프를 이루는 자기장에 포획되어 있음.

(코로나 루프)

○ 코로나 구멍

: 어둡게 보이는 코로나의 일부 영역으로 다른 코로나 보다 밀도가 작고 온도가 낮음

태양 표면의 자기장이 루프를 이루면서 가스가 태양 바깥 우주 공간으로 빠져나가기 때문에 생김 ⇛ 코로나 가스는 이 영역에서 구속되지 않고 코로나 구멍을 통하여 멀리 날아감.(태양풍)

- 코로나 가스는 광구에서 볼 수 있는 차등 자전을 따르지 않고, 지구에서처럼 모든 고도에서 모두 일정한 각속도로 자전한다.

⇛ 이것은 코로나의 자기루프가 광구의 하부, 태양 대류의 밑바닥에 깊이 뿌리박고 있음을 제시함.

○ 코로나의 온도가 높은 이유

- 광구의 운동에 의해 루프를 이루는 자기장이 꼬이며 전기장이 발생하고 발생한 전기장은 코로나를 가열시킴

⇛ 코로나 가스가 희박하여 가열에 많은 에너지가 들지 않음 ⇛ 즉, 쉽게 온도가 높아짐.

5. 태양풍

- 코로나의 온도가 너무 높아 태양의 만유인력은 코로나를 붙들어 두기에는 충분하지 못하다.

- 때문에 지속적으로 태양으로부터 불어나가는 태양풍이 존재한다.

☆ 태양풍은 대략 같은 개수의 전자와 양성자로 이루어진, 플라즈마이다.

- 플라즈마의 열전도율은 매우 높기 때문에, 태양으로부터 먼 거리까지 고온의 상태가 유지된다.

⇛ 때문에 태양풍은 팽창하면서 가속되고 입자밀도는 감소한다.

- 플라즈마는 자력선에 밀착되어 있어, 태양풍은 태양 자기장을 행성 간 공간까지 끌어낸다.

⇛ 때문에 거대규모의 태양 자기장은 부채꼴 구조를 이루며, 행성 간 자기장과 직접 관련된다.

⇛ 태양은 멀어져 가는 자기장과 가스에 대해 회전하므로, 부채꼴의 경계는 나선 모양으로 변형된다.

○ 태양풍의 변동

- 태양풍은 구조가 복잡하고 시간에 따라 변하는데 이는 코로나 구멍과 밀접하게 관련되어 있다.

⇛ 자기루프 내에 코로나 물질을 가열시키는 에너지 중 일부는 가스를 가속시키는데 사용된다.

⇛ 이로 인해 태양풍 폭발이 일어나 물질을 700km/s 이상의 속도까지 가속시킬 수 있다.

- 태양 활동 중 플레어에 의해 발생한 높은 에너지의 구름으로 태양풍의 변동이 발생할 수 있다.

6. 태양활동

1) 태양주기

- 태양 활동은 태양 주기 기간 중에 나타나는 태양의 자기장과 자전에 밀접한 관련이 있다.

- 활동태양에 대해 흑점, 홍염, 플라쥐, 플레어 등이 발생하는 곳을 활동 영역이라고 한다.

① 흑점

- 광구에서 둘레의 광구면 보다 온도가 낮아서 검게 보이는 영역, (광구면 : 5800K, 흑점 : 3800K) 본영 : 흑점에서 가장 어두운 중심부

반영 : 본영보다 밝은 방사선 상의 줄기 구조를 가진 부분 - 흑점은 미소흑점에서 발전하는데 대부분의 미소흑점은 곧 깨진다.

- 흑점의 자기장은 광구로 에너지를 운반하는 대류를 억제하므로, 흑점의 온도를 그 둘레의 광구보다 낮게 만든다.

- 흑점 반영에서는 가스가 낮은 줄기를 따라 밖으로, 높은 줄기를 따라 안으로 흐르는 수평 흐름이 발생 하는데, 이 또한 자기장과 관련된 현상이다.

- 흑점은 하나의 자기극성을 가지므로 보통 서로 반대의 극성을 띤 2개의 흑점이 쌍극성 흑점군 안에 나타난다.

☆ 예외적으로 다른 쪽 자기장이 너무 퍼져서 한쪽 흑점만 나타 나는 경우도 있다.

- 한편, 많은 흑점으로 된, 크고 복잡한 흑점군이 나타날 때도 있는데, 이는 활동 영역의 핵심이 될 수 있다.

<그림> 자기장과 태양풍 모형

<그림>자기장으로 보는 흑점

➁ 흑점수

- 흑점 수는 시간에 따라 변하며, 주기가 11년인 주기적 현상이다.

몬더의 극소기

- 몬더의 극소기 : 1645년~1705년까지 60년 동안 흑점이 거의 나타나지 않았던 시기 ⇛ 이 기간은 16세기~18세기까지 나타났던 소빙하기에 포함된다.

③ 위도에 따른 변화

- 흑점은 한 주기의 시초에는 높은 위도(±35°)에 나타나는 경향이 있다.

한 주기의 시초

ð ^{흑점 수 극대기} ð ^{주기의 마지막}

높은 위도(±35°)에 나타남 대부분 ±15° 근처에 있음 대부분 ±8° 근처에 있음

☆ 흑점은 생겨났던 위도에서 없어진다. 즉, 한 주기 동안 흑점이 이동하는 것이 아니라 새로운 흑점이 차차 낮은 위도에서 나타나는 것이다.

- 흑점이 ±40° 보다 높은 위도에서 나타나는 경우는 극히 드물다.

- 흑점의 수명은 며칠~몇 개월 사이에 있다.

- 큰 활동 영역이나 흑점군들은 뚜렷하지 않지만, 한 흑점주기 내에서 특별히 선호하는 활동경도대가 있다.

⇛ 보통 활동경도대는 대략 180° 서로 떨어져있다.

<그림> 흑점의 위도 분포

④ 흑점의 극성

- 흑점은 자기적으로 쌍극성인 군을 이루는 경향이 있으므로 선행흑점과 후행흑점으로 구별함.

⇛ 태양 자전 방향을 기준으로 하여 구별하며, 관측 시 선행흑점은 후행흑점의 서쪽에 위치함.

- 태양의 같은 반구에 있는 모든 쌍극성 흑점군(선행흑점 또는 후행흑점)은 같은 극성을 가지며, 다른 반구 에서는 반대의 극성을 가진다. (북반구 선행흑점이 모두 양이라면, 남반구 선행흑점은 모두 음)

- 극성의 부호는 주기마다 역전된다. (북반구 선행흑점이 이번 주기에 양이라면, 다음 주기에는 음) ⇛ 즉, 진정한 태양활동 주기는 22년이라고 할 수 있다.

<그림> 쌍극성 흑점군

- 흑점군의 대조적인 자기 극성을 확인할 수 있다.

출처 : A new dynamo pattern revealed by the tilt angle of bipolar sunspot groups

(http://inspirehep.net/record/1 218960?ln=en)

➄ 태양의 자전

- 갈릴레이가 흑점 관측을 통해 약 1개월 동안에 동쪽으로 한 바퀴 자전한다는 것을 밝힘.

- 태양은 위도에 따라 차등 자전을 하며, 자전 주기는 높은 위도에서보다 적도에서 더 짧다.

⇛ 즉, 적도에서의 자전 속도가 빠르다.

○ 태양 흑점과 태양 자기 현상

- 흑점은 태양 자기 현상의 복잡성과 변동성을 작은 규모에서 보여줌.

- 흑점 내의 상당 부분은 시간에 따라 변하는 자기조직체, 즉 본영과 반영이 채우고 있으며, 상부로 가면서 깔때기 모양으로 넓게 퍼지는 자속관으로 채워져 있다.

- 흑점의 자기장은 대류층 내에서 상승하는 고온의 가스를 억제하고 그 결과 흑점은 주변 광구보다 온도가 낮아진다.

2) 활동 영역

① 쌍극성 자기 영역과 플라쥐

ⅰ. 쌍극성 자기 영역(bipolar magnetic region : BMR)

: 서로 다른 극성들이 뒤섞인 흑점군도 쌍극성의 성질을 갖는데, 이 영역을 쌍극성 자기영역이라고 함.

⇛ BMR은 자기장에 의해 나타난 제만효과를 자기사진기로 관측함으로써 구조를 파악할 수 있다.

ⅱ. 백반(faculae)

: 백색광으로 볼 때 활동 영역을 나타내는 밝은 영역으로 주변보다 온도와 밀도가 높다.

백반 위쪽으로 채층의 플라쥐가 나타난다.(엄밀하게 같은 원인으로 다른 곳에서 나타나는 현상) ⅲ. 플라쥐(plage)

: 태양 채층에서 흰 구름같이 보이는 밝은 지역으로 주변보다 밀도와 온도가 높다.

Hα선, CaⅡ선으로 찍은 분광 태양 사진에 잘 나타난다.

☆ 플라쥐가 연결된 구조가 바로 그물 조직이다.

ⅳ. 코로나에서 활동영역 : 코로나 빛줄기와 백생광 코로나 응축의 형태로 나타난다.

ⅴ. 코로나 질량 유출 : 활동 기간 중 발생되는 다량의 질량 방출로 코로나를 크게 교란한다.

➁ 홍염과 그 밖의 현상

- 홍염(prominence) ; 채층으로부터 수만 km에 이르는 코로나 영역까지 뻗은 채층의 가스 흐름

정온홍염 : 수주일 동안 지속됨. 코로나에서 채층으로 천천히 내려오는 가스의 장막 쌍극성 자기 영역의 두 극을 분리하는 중립선을 따라 나타나는 경향이 있음.

활동홍염 : 대개 몇 시간 동안 지속, 그 중 가장 활발한 것은 루프 홍염 이 시간 동안 BMR은 두 극을 잇는 자력선을 따라 흘러내린다.

플레어와 밀접히 관련되어 있다.

<그림> 홍염의 분류 (출처 : https://www.daystarfilters.com/Prominences.shtml)

<그림> 태양 필라멘트 분류 체계

: 자기쌍극자에 의해 필라멘트(그물) 구조가 발달하는 유형을 보여준다.

(a) 단일 쌍극자의 내부 PIL 위에 형성되는 필라멘트 (b) 쌍극자 간 또는 쌍극자와 단극 플럭스 영역 사이의 외부 PIL 형성

(c) 쌍극자 내의 내부 PIL과 쌍극자 외부의 외부 PIL 위에 놓인 필라멘트

(d) 확산 형 양극성 분포 (다중 플럭스 출현을 통해 형 성됨)에서 형성되는 필라멘트

3) 태양 플레어(Solar flare)

- 가장 극적인 태양 활동 현상으로 엄청나게 많은 에너지를 발산한다.

- 태양우주선(양성자, 전자, 원자핵 같은 고에너지 입자)의 방출도 수반한다.

- 플레어의 엑스선과 자외선 복사는 지구의 이온층을 교란시키고 지상의 전파통신을 방해(델린저 현상)

① 광학적 현상

- 보통 플라쥐에서 Hα의 밝기가 강해지는 현상으로 나타난다.

⇛ Hα선은 방출선으로 나타나고, 5분 이내에 최대 밝기에 도달한 뒤, 약 20분 이내에 다시 어두워진다.

- 플레어의 크기는 10,000km~30,000km에 이르며, 크기가 클수록 더 활동적이다.

- 태양 주기의 극대기에 작은 플레어는 평균 1시간에 1개, 큰 플레어는 1개월에 1개 정도 발생함.

(태양 주기의 극소기에는 반대로 거의 나타나지 않음.)

➁ 엑스선과 전파 폭발

- 어떤 플레어에서 엑스선과 센티미터 파장의 전파가 함께 발생하는데, 이들은 채층 상부 또는 코로나에서 복사되는 것으로 여겨짐.

- 엑스선과 전파는 2개의 성분으로 이루어짐.

ⅰ. 약 30분 동안 지속되는 느린 성분

: 코로나가 4×10⁶K으로 가열되기 때문에 발생함(즉, 열적 복사) ⅱ. 몇 분 동안 지속되는 돌발 성분(또는 폭발 성분)

: 대부분 비열적 복사, 부분적으로 열적 전파복사는 극단의 이온화 현상을 야기함.

- 전자 밀도의 증가는 자외선과 금지선의 방출을 돕는다.

- 아주 높은 상층에서 발생된 플레어는 미터 파장의 싱크로트론 전파를 방출한다.

③ 태양우주선

- 플레어 발생 시 고에너지로 가속된 양성자, 전자, 원자핵 - 관측되는 입자의 대다수는 양성자

⇛ 전자는 코로나 속에서 전자 폭발을 일으키며 에너지를 잃고, 원자핵은 함량비가 낮기 때문 - 플레어 에너지의 1%만이 태양우주선에 분배됨.(약 1/2은 Hα선, 1/2은 충격파에 분배됨.)

④ 플레어 모형

<그림 10-25> 플레어 모형

4) 태양 주기 모형

- 태양 다이너모 일반모형

: 태양의 자기장과 차등 자전을 결합하여 태양 다이너모 범주 내에서 22년의 태양주기를 가진 모형

향극자기장 : 자오선 방향의 자기장

환형자기장 : 태양 둘레를 휘감는 위도 방향의 자기장

☆ 간단히 태양은 차등자전에 의해 향극자기장이 환형자기장의 형 태로 바뀌며, 가스 압력 차이에 의한 대류 현상으로 자력선은 보 다 복잡해지고 꼬인 후 풀어지며 다시 향극자기장 성분을 형성하 게 되는데, 이 과정이 반복되며 태양 주기가 결정된다.

<그림> 태양 다이나모 모형

[Ω 효과는 차등자전에 의해, α 효과는 대류 지역의 저기압 난기류의 영향을 받음.]