태양흑점

태양흑점은 백색광으로 본 태양 원반, 즉 광구에 나타나는 검은 점이다. 그림 1에서 보듯이 백색광으로 본 태양, 곧 광구는 둥근 판, 즉 원반과 같은 모습을 하고 있는데 이 원반 위 이곳 저곳에 나타나는 검은 점이 바로 흑점이다. 사실상 흑점은 수학적인 점도 아니고 검지도 않다. 수학적인 점은 크기가 없으나, 흑점은 대개 지구보다 크다. 작은 것은 지름이 3600 km 정도이며, 아주 큰 흑점은 50000 km나 된다. 흑점은 가장 어두운 암부와, 이 암부를 둘러싸고 있는 반쯤 어두운 반암부로 이루어져 있다. 암부는 매우 어두워 보이나 주변 밝기의 10% 정도의 빛은 내고 있다. 암부가 어두운 것은 온도가 낮기 때문이고, 온도가 낮은 것은 자기장이 강하여서 대류에 의한 열전달이 활발하지 못하기 때문이다. 암부는 온도가 3700 K 정도이고, 자기장 세기는 2000 가우스에서 4000 가우스 사이이다. 대개 흑점은 생긴 후 일주일 이내에 사라진다. 하지만 매우 큰 흑점은 수 개월씩 살아남는다. 흑점은 아무데서나 생기는 것은 아니며, 그림 1에서 보듯이 대부분 태양 적도 주변과 위도가 @@NAMATH_INLINE@@\pm30^\circ@@NAMATH_INLINE@@ 사이에 있는 저위도 지역에서 생긴다.

고해상도 관측 영상을 보면 흑점은 매우 다양한 세부 구조로 이루어져 있음을 알 수 있다. 암부에는 암부반점이 많이 있으며, 종종 빛다리도 존재한다. 또 반암부에는 수많은 반암부 필라멘트와 반암부 알갱이가 있다. 이 세부 구조는 모두 강한 자기장이 있는 환경에서 일어나는 자기대류 현상과 연관이 있을 것으로 보인다. 한편 에이취알파 필터 등을 이용해서 관측한 흑점의 채층은 백색광으로 보는 흑점과 다르다. 광구의 반암부 바깥에 위치하는 초반암부가 보이고, 암부가 갑자기 밝아지는 암부 섬광, 암부의 밝기와 속도가 진동하는 암부 진동, 반암부에서 파동이 퍼져나가는 것처럼 보이는 반암부파가 보인다.

태양흑점은 태양활동의 대표 현상이다. 흑점과 주변 지역은 자기활동이 활발해서 활동영역이라고 부른다. 활동영역은 근지구 우주환경에 영향을 끼치는 플레어, 홍염분출, 코로나질량방출과 같은 태양폭발 현상이 발생하는 지역이다. 오랫동안 사용되어 온 태양자기활동 지수는 흑점군 수의 10배에 개별 흑점의 수를 더한 울프흑점수(Wolf' sunpsot number)이다. 이 흑점수는 대략 11년 주기로 변하는 것으로 알려져 있다. 이 흑점수의 주기를 태양주기라고 한다. 흑점수가 많은 태양극대기에는 태양폭발이 자주 일어나고 흑점수가 적은 태양극소기에는 태양폭발이 덜 일어난다. 새로운 태양주기가 시작되면 흑점들은 주로 고위도 지역에서 생기며, 시간이 갈수록 발생 위도가 낮아지다가, 태양주기가 끝날 때에는 주로 적도 근처에서 생긴다. 이런 특성 때문에, 모든 흑점의 출현 위도를 출현 시각에 따라 점으로 표시하면, 나비 모양의 그림이 된다. 이 흑점나비도(butterfly sunspot diagram)는 태양 다이나모이론을 검증하는 매우 중요한 관측 자료이다.

그림 1. 백색광 태양 사진과 흑점. 태양은 원반 모양이고, 그 원반 위에는 크고 작은 흑점들이있다. 태양이 지구의 100배 가량임을 생각해 보면 여기 보이는 큰 흑점들은 지구보다 훨씬 큼을 알 수 있다. (출처: 한국천문연구원 제공)

그림 2. 갈릴레오의 1613년 흑점 관측 기록(출처: GettyimagesKorea)

목차

동서양을 막론하고 사람들은 오래 전부터 맨눈으로 흑점을 관측했던 것 같다. 현재 알려진 가장 오래된 흑점 관측 기록은 기원전 28년에 이루어진 중국 관측 기록이다. 우리나라에서는 삼국사기에 흑점 관측으로 추정돠는 기록을 찾아볼 수 있으며, 매우 분명한 흑점 기록들은 고려사와 증보문헌비고에 나온다. 1105년 기록부터 시작해 모두 35개의 흑점 기록이 있다. 흥미로운 것은 흑점을 크기에 따라 자두, 계란, 복숭아, 배로 구분해 기록했다는 점이다. 가령 1151년 기록에는 '해에 흑자(흑점)가 있는데 크기는 계란 만했다'라고 했다. 1370년 고려사 기록을 보면 당시에 흑점 출현은 왕의 허물 때문이라고 여겨졌음을 알 수 있다.

망원경을 이용한 최초의 흑점 관측은 1610년 경에 영국, 네덜란드, 독일, 이탈리아에서 동시 다발적으로 이루어졌다. 그 중 가장 잘 알려진 것은 갈릴레오(Galileo Galilei)의 흑점 관측이다(그림 2 참조). 갈릴레오는 망원경 관측 자료를 분석하여 흑점이 수성과 같이 태양 주위를 도는 천체가 아니라 태양표면에 붙어 있으면서 태양의 자전과 더불어 움직이는 태양 안의 형체임을 보였다. 1774년 윌슨(Alexander Wilson)은 흑점이 분화구처럼 주변보다 내려앉은 곳임을 밝혔고, 1851년 슈바베(Samuel Heinrich Schwabe)는 흑점수가 약 10년주기로 변한다는 것을 처음 발표했다. 1857년 캐링턴(Richard Carrington)은 고위도 흑점이 저위도 흑점에 비해 자전 주기가 길다는 것을, 그 다음 해에는 흑점의 위도 분포와 변화 특성을 발표했다. 1892년 헤일(Hale)은 분광태양사진기(spectroheliograph)를 개발하여 흑점의 에이취알파 단색광 사진을 처음 찍었으며, 이로부터 흑점이 자석과 같은 것이라고 추정했다. 헤일은 실제로 1907년 제만 효과(Zeeman effect)를 이용해 흑점이 강한 자기장 지역임을 입증했다.

그림 3. 태양 흑점 중심부의 고해상도 영상(출처: 서울대학교 채종철,조규현 제작)

흑점은 얼마나 자세히 보느냐에 따라 모습이 다르다. 그림 1과 같은 저해상도 태양 영상에서도 흑점의 모양은 쉽게 확인할 수 있다. 단순히 둥근 모양도 있지만, 비대칭 모양이 많다. 크기가 어느 정도 되는 흑점은 매우 어두운 가운데 부분과 그 부분을 둘러싸고 있는 덜 어두운 부분으로 구성된다. 매우 어두운 부분은 암부(umbra)라고 덜 어두운 부분을 반암부(penumbra)라고 한다. 크기가 매우 작은 흑점은 반암부가 없다. 이를 미소흑점(pore)이라고 한다. 종종 반암부만 보이는 흑점도 있다.

그림 3과 같은 고해상도 흑점 영상을 보면 흑점이 매우 복잡한 세부 형체로 구성되어 있음을 알 수 있다. 암부 안에는 작지만 밝은 점들(암부반점, umbral dot)이 흔히 있고, 어떤 경우에는 암부를 다리처럼 가로지르는 밝은 형체인 빛다리(light bridge)가 있다. 반암부는 실 같이 긴 밝거나 어두운 형체들인 반암부 필라멘트(penumbral filament)로 이루어져 있으며, 암부와 접하는 경계지역에는, 길다랗고 밝은 형체, 곧 반암부 알갱이(penumbral grain)가 보인다. 흑점 주변에는 광구 명점(photospheric bright point)들이 늘어선 필리그리가 많이 있다.

고해상도 관측 동영상(동영상 1)을 보면 반암부 바깥쪽에 있는 어두운 필라멘트에서는 밖으로 나가는 흐름이 있고 반암부 안쪽에 있는 밝은 알갱이들은 암부 안쪽으로 움직이는 것처럼 보인다. 반암부에서 바깥으로 나가는 흐름 때문에 원반 중심에서 떨어진 흑점을 비스듬한 각도로 관측하면, 도플러효과 때문에 원반 중심에 가까운 반암부에서는 청색이동이, 그 반대편 반암부에서는 적색이동이 주로 관측된다. 이런 체계적 관측 특성을 에버쉐드효과(Evershed effect)라고 한다. 또 반암부에서 밖으로 나가는 흐름을 에버쉐드흐름(Evershed flow)라고 한다

흑점의 채층의 구조와 운동은 에이취알파선이나 전리칼슘 8542 분광선과 같은 강한 분광선의 중심 파장에서 관측할 수 있다. 동영상 2를 보면 흑점의 암부와 반암부의 밝기 차이가 광구만큼은 크지 않음을 알 수 있다. 흑점 채층의 가장 두드러진 특징은 광구 반암부 바깥 경계를 넘어 확장된 초반암부(superpenumbra)이다. 한편 암부에서는 일부 지역이 갑자기 밝아지는 일이 생긴다. 이것이 암부섬광(umbral flash)이다. 또 암부 내에서는 밝기 또는 시선속도가 대략 3분 내외의 주기로 진동한다. 이를 암부진동(umbral oscillation) 또는 3분 진동, 채층진동이라고 한다. 암부섬광은 사실 밝기의 변화 폭이 매우 큰 암부진동 현상이다. 이 암부진동은 반암부/초반암부로 파동처럼 퍼져 나가는 듯이 보인다. 이를 반암부파(penumbral wave)라고 한다.

흑점은 자기장이 매우 강한 지역이다. 흑점 중심에서 자기장의 세기는 2000 가우스에서 4000 가우스까지이다. 흑점이 클수록 자기장이 더 세다. 흑점이 없는 태양 정온영역의 평균 자기장 세기가 1 가우스 정도이고, 지구 적도 지표면에서 지자기 세기가 0.5 가우스임을 참고하며 흑점의 자기장이 얼마나 강한지 짐작할 수 있다. 흑점 중심에서 자기장의 세기가 가장 강하고, 방향은 수직이다. 중심에서 멀어지면서 자기장은 세기가 약해지고, 방향은 수직에서 멀어지게 된다. 반암부에서는 자기장이 거의 수평 방향이다.

흑점이 주변보다 어두운 것은 주변보다 온도가 낮기 때문이다. 백색광이 나오는 주변 온도는 6000 K 가량인 반면 흑점 암부의 온도는 3700 K 가량이다. 흑점이 주변보다 이렇게 온도가 낮은 것은 내부에서부터 열이 잘 공급되지 않기 때문이다. 내부에서부터 표면까지 열을 전달하는 것은 기체의 대류 운동이다. 그런데 흑점에는 강한 자기장이 있어 기체를 붙들어 매고 있어, 유체의 운동을 방해한다. 따라서 흑점에서 대류는 정상적으로 일어나지 못하며, 열은 내부에서 충분히 공급되지 못한다. 비록 대류가 정상적으로 일어나지는 못해도 흑점에서 대류가 제한적이나마 일어나는 것은 분명하다. 이마저도 없다면 흑점은 정말 깜깜할 것이다. 자기장이 있는 지역에서 일어나는 비정상적인 대류를 자기대류(magnetoconvection)이라고 한다. 흑점에 나타나는 암부명점, 빛다리, 반암부 필라멘트, 반암부 알갱이 등의 세부 형체들은 자기대류와 연관있을 것이다. 흑점에서 일어나는 자기대류 현상은 아직 충분히 연구되지 않았다.

그림 4에서 보듯이 흑점은 대개 무리지어 출현한다. 흑점의 무리, 곧 흑점군은 형태와 극성에 따라 분류된다. 같은 흑점군에 안에서 모든 흑점들이 한 가지 극성만을 가지면 단극성 흑점군(@@NAMATH_INLINE@@\alpha@@NAMATH_INLINE@@형), 두 극성의 흑점들이 잘 구분되어 나타나면 쌍극성 흑점군(@@NAMATH_INLINE@@\beta@@NAMATH_INLINE@@형), 두 극성의 흑점들이 서로 섞여 나타나면 복잡 흑점군(@@NAMATH_INLINE@@\gamma@@NAMATH_INLINE@@형)이라고 한다. 복잡 흑점군 중 두 극성의 흑점이 완전히 밀착하여서 하나로 보이는 흑점을 델타(@@NAMATH_INLINE@@\delta@@NAMATH_INLINE@@)형 흑점이라고 한다.

흑점군들 중에서 쌍극성 흑점군은 가장 질서있게 출현한다(그림 4 참조). 어떤 지역에서 두 극성의 작은 흑점들이 나타나기 시작하고 시간이 갈수록 같은 극성끼리는 뭉쳐 큰 흑점이 되고, 다른 극성끼리는 분리되어 서로 멀어지면서 동서로 정렬한다. 최초 출현에서 동서 정렬이 끝나는데까지 수 시간에서 수 일 걸린다. 쌍극성 흑점군의 출현 위도 빈도, 극성의 동서 배치는 태양주기에 따라 결정된다.