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활동중인 태양

활동중인 태양
흑점주기
태양흑점의 수
흑점주기
태양의 표면을 관측하다보면 검은 점 같은 것이 보이는데, 이것을 흑점이라 한다. 흑점을 망원경을 이용하여 최초로 관측한 인물은 갈릴레오이다. 이후 과학자들이 관측한 결과, 흑점은 그 수가 일정하지 않고 변하고 있었다.

태양흑점의 수는 흑점 각각의 수와 태양흑점군의 수를 세어서 계산한다. 학자들은 두 개의 공식적인 기록인 벨기에의 국제 태양흑점 수(International Sunsopt Number)와 미국의 노아 태양흑점개수(NOAA sunsopt number)를 분석하여 태양의 매달 평균적인 흑점수가 11년을 주기로 증가와 감소를 반복한다는 것을 알아내었다.

거대한 흑점은 가끔 맨눈으로도 볼 수 있지만 눈이 다칠 염려가 있으므로 절대로 시도해서는 안 된다. 망원경을 사용하여 태양을 관측할 시에는 더더욱 주의를 요구한다. 망원경은 빛을 모으는 역할을 하기 때문에 빛의 세기를 줄여주는 장비(태양필터) 없이 태양을 보는 것은 매우 위험하다.
태양 극소기
태양의 활동이 가장 약한 시기를 태양극소기라 한다. 실제로 태양흑점이 거의 없었던 17세기 말은 작은 빙하기라 불리는 '소빙기' 시기와 일치한다. 이런 자료를 토대로 태양활동과 지구의 기후사이에 대한 관련성 연구가 현재 진행 중이다.
나비도표
나비도표
태양의 흑점을 위도에 따라 표시하면 약 11년을 주기로 한 나비의 형태로 보인다. 이를 나비도표(butterfly diagram)라고 한다.

지난 2세기에 걸친 관측에서 태양흑점의 개수는 대략 주기적이고, 약 11년마다 반복된다는 것을 알아냈다. 그리고 태양흑점이 형성되는 평균위도 또한 주기적이라는 것을 알아냈다. 이것들을 시간의 함수로 만들고, 태양흑점이 태양표면을 덮은 비율과 함께 나타낸 그래프가 나비도표이다.

태양의 흑점은 대부분 한 달 이상을 넘기지 못하는 짧은 수명을 가지고 있다. 흑점들은 사라지기 전까지 같은 위도에 존재하지만, 이후 더 낮은 위도에서 생성되는 경향이 있다. 그리하여 적도부근까지 내려오게 되고, 마지막 흑점이 사라지면, 새로운 흑점이 위도 ±40°에서 생겨난다. 이렇게 반복되어 나비도표를 만들어 내는 것이다.
태양 흑점 주기 예상
흑점 주기
태양흑점 수를 예상하는 일은 매우 어렵다. 마샬 우주비행센터(MSFC) 태양 물리 연구소의 멤버인 윌슨(Wilson)과 해서웨이(Hathaway) 그리고 라이흐만(Reichmann)은 미래의 태양 흑점의 활동을 예상하는데 도움을 될 만한 특성에 대한 연구를 위해 태양흑점의 기록에 전념해 왔다. 하지만 아직도 우리는 다음 몇 년 동안에 대한 태양활동을 알려주는 연결고리를 모르고 있다. 비록 태양흑점들은 그 자체가 태양 빛과 열의 방출에 적은 영향을 끼치더라도, 태양흑점을 동반하는 자기작용은 여러 형태로 지구에 좋지 않은 영향을 끼치게 된다. 따라서 우리는 태양흑점주기를 예상할 수 있는 연결고리를 찾는 것이 필요하다.
태양 플레어
플레어 특징들
태양 플레어는 태양표면 위의 거대한 폭발현상을 말하는 것으로 단 몇 분 만에 물질을 수백만도로 가열하고 10억 메가톤 이상의 에너지를 방출한다. 그것들은 태양흑점들 근처에서, 보통 반대로 유도되어 있는 자기장 사이를 나누는 선을 따라 발생하며, 전자기복사(감마선, 엑스선), 활동적인 입자들(양자와 전자), 그리고 물질의 흐름과 같은 많은 형태로 에너지를 방출한다.
플레어
플레어 관측
태양은 맨눈으로 관측할 수 없을 정도로 매우 밝다. 따라서 플레어를 관측하려면 특별한 방법을 사용해야 한다. 태양 플레어는 주로 태양 스펙트럼의 붉은 지역(H-alpha 스펙트럼선)에서 수소 원자들에 의해서 방출된 빛만 모아주는 필터를 사용함으로써 관측되는데, 대부분의 태양 관측소들은 H-alpha 망원경들을 가지고 있으며 몇몇의 관측소는 매 수초마다 태양의 이미지를 촬영하여 태양 플레어를 관측한다.

플레어
플레어
옆의 이미지는 BBSO(Big Bear Solar Observatory)에서 관측된 것으로 이미지의 좌측은 1971년 10월 10일에 태양의 가장자리 부근의 플레어에서 물질의 폭발을 보여준다. 이 플레어에 대한 동영상은 물질이 어떻게 수 분 동안에 태양으로부터 빠져 나오는가를 보여준다. 우측 이미지는 1972년 8월 7일에 태양에서 관측된 두 개의 리본(two-ribbon)모양의 플레어의 한 예이다.
플레어와 자기장의 끊어짐
플레어와 자기장
태양플레어는 자기장이 재결합하면서 끊어짐에 따라 폭발할 수 있다. 태양플레어에 대한 예상과 이해의 열쇠는 태양흑점 주변에 있는 자기장의 구조이다. 만일 이 구조가 꼬이거나 끊어지게 된다면 자기력선들은 에너지의 폭발적인 방출로 재 연결되거나 가로지를 수 있다. 이미지 상에서 푸른 선의 왼쪽 부분은 반대로 유도된 자기장 지역 사이에 중성 선을 나타내는데, 일반적으로 자기장은 +지역(나오는 방향의 점)에서 -지역(들어가는 방향의 점)으로 가로질러 나가는 고리선이다. 작은 선 부분은 MSFC의 벡터 자력기록으로 측정된 자기장의 세기와 방향을 보여주며, 플레어(밝은 지역)는 중성 선을 따라서 놓여있다. 우리는 이러한 끊어짐이 태양플레어의 발생에서 중요한 요소임을 발견했다.
플레어 고리
플레어
플레어
태양플레어 발생이후 우리는 태양의 표면 위로 고리모양의 보게 된다. 이러한 고리들은 태양 스펙트럼의 붉은 영역에 있는 수소(H-alpha 방출)에 의해 방출된 빛이 나타날 때 가장 잘 보인다. 왼쪽에 보이는 고리들은 1992년 6월 26일에 활동적인 지역에서 플레어가 발생하고 난 후에 형성된 것이다. 저속도 촬영은 이러한 고리들의 위 부분에서 태양의 뜨거운 코로나로부터 물질들이 어떻게 응축되며 표면위로 고리들을 늘어뜨리는지를 보여준다. 이러한 고리들의 자기범위 내에서, 물질은 약 100만K의 코로나와 분리되어 훨씬 더 낮은 온도에 이를 수 있다. 이런 특별한 고리들은 몇몇의 플레어들에 대한 이론적인 모델에 비해 두드러지는 특징을 가지는 "bent-over" 고리의 형태를 포함하기 때문에 흥미롭다.

이러한 고리들에서 물질의 흐르는 속도는 "도플러효과"를 이용하여 결정할 수 있다. 우리에게 다가오는 물질로부터 나오는 빛은 스펙트럼의 푸른색 쪽으로 이동되는 반면, 우리로부터 멀어지는 물질에서 나오는 빛은 붉은색 쪽으로 이동된다. 오른쪽 이미지는 수소 알파 방출선의 도플러 이동을 보여준다. 이 정보는 고리 안에서 3차원 물질의 흐름을 결정하기 위해 관측되는 물질의 운동으로부터 얻을 수 있다.
코로나 방출
코로나방출
코로나 질량 방출은 주로 전자와 양성자를 포함하고 약간의 헬륨 등의 원소들을 포함하여 폭발하는 태양현상이다. 태양 코로나가 수천 년에 걸쳐 태양의 개기일식동안 관측되어 왔지만, 코로나 물질방출의 존재는 우주시대가 열릴 때까지 인식되지 못했다. 이러한 동적인 사건들의 관측적인 초기 증거는 1971년에서 1973년까지 OSO 7 (7th Orbiting Solar Observatory)의 '광관의'에 의해 만들어졌다. 광관의는 태양 이미지 위에 엄폐하는 원반을 놓음으로써 태양의 인공적인 식을 만들어내는 것이다. 태양의 자연적인 일식동안에 코로나는 기껏해야 몇 분 동안만 보이지 않는다. 이는 코로나 특징들에서의 어떤 변화를 알아채기에 너무나도 짧은 시간이기에 인공적으로 태양을 가려 코로나를 관측하는 것이다. 우주에서도 코로나는 계속적으로 관측될 수 있다.

코로나 물질의 방출은 때때로 태양 플레어 및 홍염 폭발과 관련되기도 하지만, 이러한 과정들과 관계없이 발생하기도 한다. 코로나 물질의 방출의 주기는 태양흑점 주기에 의해 바뀌는데, 태양 극소기 때에는 일주일에 약 하나정도가 관측되며, 태양 극대기에는 일주일에 평균적으로 2-3개의 코로나 물질의 방출이 관측된다.
태양 표면의 흐름
태양의 표면은 자전, 셀 형태의 대류, 진동, 그리고 자오선 흐름에 의해 일정한 운동을 하고 있다. 그 중 가장 큰 속도를 가지는 것은 약 2000m/s의 태양의 자전이다. 진동과 대류의 움직임은 약 300m/s의 변동 폭을 가지고 있으며, 자오선의 흐름은 약 20m/s 로 가장 느리다. 이러한 성분들 각각은 태양 활동의 11년 주기의 생성과 우리가 태양을 이해하는데 도움을 주는 중요한 역할을 한다.

태양 표면
태양의 속도 데이터는 GONG(Global Oscillation Network Group) 기기들과 SOHO 위성으로부터 얻을 수 있다. 속도의 흐름은 태양 대기 중 온도가 낮은 층에서 니켈 원자에 의해 형성되는 스펙트럼선의 도플러 이동을 측정함에 따라 결정할 수 있다. GONG 데이터는 현재 세 개의 다른 스펙트럼 위치에서 구성되어 있다. 이 세 부분의 이미지들은 원래 데이터를 만들어내기 위해 이용된다. 또한, 가공되지 않은 이미지들의 조합은 태양흑점들과 주연감광을 보여주는 해상도를 제공하는데, 세 개의 스펙트럼 위치에서 변화의 정도는 자기장이 펼쳐져 있는 대략적인 위치를 보여주는 조정이미지를 제공한다. 실험실 위치에 관계된 스펙트럼선의 위치이동은 태양의 자전과 셀 모양의 태양대류에 의해 조절되는 속도 이미지를 제공한다. GONG는 또한 태양의 자기장 이미지인 자력 기록도 제공하는데, 이러한 GONG 속도 이미지들의 주된 목적은 태양의 진동을 분석하는 데이터를 제공하는 것이다.

태양 표면
꾸준한 흐름의 연구에 대하여 진동하는 신호는 잡음을 나타내는 것으로 데이터로부터 제거될 필요가 있다. 이것은 1분 간격으로 찍은 것으로 거의 꾸준한 흐름의 이미지인 17개 속도 이미지의 가중 평균을 구하여 얻는다. 이러한 평균 이미지들은 다양한 성분으로 신호를 분류하는 이미지 분석 프로그램에 의해 처리된다.

SOHO의 MDI(Michelson Doppler Imager)데이터는 스펙트럼선으로 네 개의 다른 스펙트럼에 위치하는데, 이런 고해상도의 데이터는 셀 형태의 흐름에서 우수한 정보를 제공한다. 같은 이미지 분석 프로그램을 사용하여 흐름 성분들을 분류하는 작업은 더 명확한 supergranulation 복사 형태의 이미지를 제공한다. 이 기기는 또한 3배 확대 모드의 고해상도를 갖고 있다. 이러한 높은 확대는 태양의 대류흐름요소들을 훨씬 더 상세하게 알아낼 수 있다.
3차원 자기장
태양의 자기장
태양은 복잡한 그물 모양의 자기구조를 가지고 있다. 이러한 구조들은 채층과 코로나에서 볼 수 있다. 그러나 우리는 태양대기의 가장 안쪽 층인 광구에서 자기장을 측정하고 있다. 그리고 기술의 변화는 관측된 구조들과 비교될 수 있는 가장 바깥쪽의 층으로 세밀하게 자기장 전체의 그림을 만들어 가는데 사용된다.

이러한 자기장 계산들의 예를 보여주는 네 가지의 연구가 있다.

(a)는 1994년 1월 4일에 Yohkoh 우주왕복선에서 약한 X-ray에 의해 얻어진 태양의 코로나 이미지를 나타낸다. 이것은 태양 적도의 상반되는 양쪽의 활동지역사이로 뜨거운 코로나 고리들의 상호연결시스템을 보여준다.

(b)는 자기장의 양성지역은 흰색으로 음성지역은 검은색으로 나타내어 자기장 측정을 시각적으로 보여준다.

(c)는 표면지역의 자기장을 측정하고 수학적인 방법으로부터 3차원적인 자기력선들을 보여준다. (a)가 약간의 눈에 띄는 예외를 제외하고는, 이러한 선들은 관측된 것들과 일치한다.

(d)는 이러한 자기력선들의 옆모습을 보여준다.
태양발전기
태양 자기장은 태양 내부에서 자기발전에 의해서 생성된다고 생각된다. 태양 자기장이 단지 몇 년간의 과정에 걸쳐 극적으로 변화한다는 사실과 주기적으로 변한다는 사실은 자기장이 태양내부에서 계속해서 생성되고 있음을 나타낸다. 태양 발전에 대한 성공적인 모델은 몇 몇의 관측들을 설명할 수 있어야 한다. 1)태양흑점의 11년 주기 2) '나비도표'로 보이는 활동적인 위도의 적도지역으로의 이동 3)해일의 양극 법칙과 22년의 자기주기 4) 태양흑점 무리들의 관측된 기울기에 대한 조이의 법칙 5)자기의 나비도표에서 보이는 시간주기의 최대점 근처에 나타나는 양극자기장의 역전현상으로 다섯 가지이다. 자기장은 전자들의 흐름에 의해 형성되는데, 이러한 흐름은 태양의 뜨겁고, 이온화된 기체들의 흐름에 의해서 태양 내부에서 생성된다. 우리는 태양의 표면과 그것의 내부에서 다양한 흐름을 관측하는데, 이러한 흐름들의 거의 대부분이 태양 자기장의 생성에 한 방향, 혹은 다른 방향으로 기여한다. 자기장들은 작은 고무 밴드들과 비슷하며, 압력과 팽창력 모두를 가지는 자기력선들의 끊임없는 고리들로 이루어져 있다. 고무 밴드들과 같이 자기장은 팽팽히 잡아 늘여짐에 따라 강화되고, 다시 원래대로 수축할 수 있다. 이러한 잡아 늘여짐과, 꼬임, 그리고 수축은 태양내부에서의 유동적인 흐름들에 의해서 이루어지는 것이다.
오메가 효과
태양 내부의 자기장은 뻗어져 나가서 태양의 차등회전에 의해서 태양 둘레에 휘감긴다. (차등회전 - 태양 내부에서 반지름과 위도의 함수로 자전율의 변화. 이것은 자전을 나타내기 위해 그리스 문자가 사용되고 난 이후에 오메가 효과라고 불린다.) 태양의 위도에 따른 차등회전은 북-남으로 방향을 갖는 자기력선들을 잡아서 약 8개월에 한 번씩 태양 둘레를 휘감는다.
알파효과
자기력선들의 꼬임은 태양의 자전 효과에 의해서 생기는데, 꼬인 고리와 같이 보이는 것을 그리스 문자를 따라 알파 효과라고 불린다. 태양발전의 이른 모델들에서 자기력선의 꼬임은 태양의 표면으로 열을 보내는 대류흐름들에 의해 생성되었다고 가정했다. 이러한 가정이 갖는 한 가지 문제점은 예상되는 꼬임이 너무 많아서 2년인 자기 주기를 만들어낸다는 것이다. 최근의 발전 모델들은 자기력선의 꼬임이 태양 내부의 깊은 곳으로부터 올라오는 "튜브" 들에 대한 태양자전의 영향 때문이라고 가정한다. 알파 효과에 의해 생성된 꼬임들은 태양흑점 그룹들을 만들어내고 또한 자기장이 태양흑점주기에서 다음주기로 가면서 역전되도록 만드는 것이다.
오메가 효과알파효과
태양 자기발전의 이런 모델들은 발전활동이 전체적인 대류층에 걸쳐서 일어난다는 생각에서 발전된 것이었다. 그러나 곧 대류층 내부의 자기장이 급속하게 표면으로 올라가서 알파효과나 오메가 효과를 거치기에 충분한 시간이 없다는 것을 알게 되었다. 자기장은 주변의 압력에 영향을 미치게 되고, 자기장을 가지는 지역들은 주변의 기체를 옆으로 밀어놓으며 표면으로 줄곧 올라가는 기포들을 만들어낸다. 이러한 부력은 대류층 아래의 안정된 층에서는 생성되지 않는다. 복사층 내부에서 자기 기포는 그 주변의 밀도만큼 되는 짧은 거리만 올라 갈 것이다. 이것은 태양의 자기장이 복사층과 대류층 사이의 접합층에서 생성된다는 생각을 이끌어 냈다.
태양 자오선의 흐름
태양 자오선의 흐름은 태양 자기발전에서 중요한 역할을 함에 틀림없다. 이것은 안쪽에서 태양 표면으로, 적도에서 극으로 그리고 양극에서 적도의 깊숙한 안쪽으로의 흐름을 갖는다. 표면에서의 이러한 흐름은 약 20m/s 이지만 밀도가 훨씬 높은 태양의 안쪽에서의 되돌아오는 흐름은 훨씬 느린 1∼2m/s 이다. 이런 느린 흐름은 극지방에서 적도지방으로 약 20년 동안 물질을 이동시키게 되고, 이러한 흐름은 나비도표에서 볼 수 있는 태양흑점 활동밴드와 매우 비슷하다.
태양 자오선의 흐름
최종수정일

2017년 6월 19일