흑점

요약 흑점은 태양의 표면이라고 일컫는 광구(photosphere)에서 일어나는 현상이다. 흑점에서 가장 어두운 부분은 본영(本影, umbra)이라 하고, 그 둘레에 본영보다 밝은 방사선상의 줄기 구조로 이룬 부분을 반영(半影, penumbra)이라고 한다

태양흑점

흑점의 특징

흑점은 주변의 광구면보다 상대적으로 온도가 낮아서 어둡게 보이는 현상이다. 비록 어둡게 보이지만 실제 온도는 4000~4500K(켈빈온도)로 매우 높다. 다만 주변의 광구 온도가 약 5700K로 더 높을 뿐이다. 크기는 망원경으로 겨우 보이는 지름 1500km의 작은 것부터 십만여 km에 이르는 다양한 것이 있다. 수명은 작은 것은 1일 이내, 큰 것은 변화하면서 수개월에 이른다.

흑점 생성 원인

광구의 특정 지점에서 강력한 자기장이 형성되면 에너지가 전달되는 대류 과정이 잘 일어나지 못하게 된다. 이로 인해 자기장 주변은 온도가 떨어지게 되어 상대적으로 어둡게 보여서 흑점이 되는 것이다. 자기력의 세기는 100~4만G(가우스)이고, 북의 자기극(N극)에서 남의 자기극(S극)으로 자력선이 발달하게 된다. 이러한 자기장의 쌍극성(bipolar)으로 인해 보통 2개의 흑점이 함께 나타나게 된다. 때로는 자기장 영역이 매우 넓게 퍼져 있어서 한쪽 흑점만 보이거나, 한쪽 극이 나뉘어져서 여러 곳으로 퍼진 형상을 보이기도 하는 등의 복잡한 흑점군을 형성하기도 한다.

흑점의 운동

투영판 등과 같은 간단한 기구로도 흑점 관측이 가능해서 기원전부터 관측한 기록이 있었으나 서기 약 1700년쯤부터 흑점 관측 결과를 체계적으로 이루었다. 그 결과 약 11.2년을 주기로 하여 흑점의 개수가 증가하였다가 감소하는 경향을 띤다는 것을 알게 되었다. 흑점은 태양의 고위도에서 생성되어 적도부근으로 서서히 내려오면서 흑점의 개수가 최대에 이르게 되는데 이를 쉬푀러의 법칙(Sporer's law)이라고 한다.

또한 1800년대에 태양 관측을 위한 위성 관측 결과를 통해 태양의 밝기 변화를 측정하였다. 결과적으로 0.1% 정도의 밝기 변화를 관측할 수 있었는데, 이는 흑점이 주변보다 온도가 낮아서 생기는 현상이므로, 흑점이 많을수록 태양의 밝기가 줄어들어서 밝기 변화를 일으킨다는 것을 확인하였다.