울프흑점수

그림 1. 태양흑점의 울프흑점수. 1749년까지는 연별 평균 태양흑점수이고, 그 이후부터는 13개월 이동평균한 월별 평균 태양흑점수이다.(출처: )

태양의 활동성을 나타내는 지수 중 가장 오래 된 것은 태양흑점수이다. 태양면에서 관측되는 태양흑점의 수를 세는 방법은 1848년 울프(Rudolf Wolf)가 처음으로 고안하였다(그림 1 참조). 취리히 흑점수(Zurich number)라고 부르기도 하였는데 지금은 국제 태양흑점수(International Sunspot Number), 혹은 상대 태양흑점수(Relative Sunspot Number)라고 부르고 있다.

울프는 관측 여건이 나쁠 때에 작은 흑점들을 빼놓을 위험을 최소화하기 위해, 흑점이 하나라도 보이는 지역을 흑점군으로 정의하고, 이 흑점군에 보이지 않는 작은 흑점들이 10개가 있다고 가정함으로써, 보이는 흑점들은 물론이고 보이지 않는 작은 흑점들까지 고려하는 지수를 고안하였다. 울프흑점수는 보이는 흑점들과 흑점군의 수를 각각 세어 둘의 수를 조합한 흑점수

@@NAMATH_DISPLAY@@R=k(10g+s) @@NAMATH_DISPLAY@@

로 정의된다. 여기에서 @@NAMATH_INLINE@@g@@NAMATH_INLINE@@는 흑점군 수이고 @@NAMATH_INLINE@@s@@NAMATH_INLINE@@는 보이는 흑점들의 수이다. @@NAMATH_INLINE@@k@@NAMATH_INLINE@@는 관측자나 관측 기기 등의 조건에 따라 달라지는 것을 보정하는 비례계수이다. 날씨가 나쁘거나 관측할 수 없는 상황이 발생하여 측정을 못하는 경우가 생기면 보완할 수 있는 또 다른 관측 결과가 필요하다. 서로 다른 관측 결과를 연결하다보면 일관되게 태양흑점수가 높거나 낮은 경우가 있어 이를 체계적으로 보정해야 할 경우가 있다. 이 때 필요한 것이 바로 비례계수 @@NAMATH_INLINE@@k@@NAMATH_INLINE@@이다. 현재는 국제 네트워크에서 제공되는 측정값의 가중 평균치를 기준으로, 각 개별 관측 자료의 @@NAMATH_INLINE@@k@@NAMATH_INLINE@@를 정하고 있다.

목차

그림 2. 취리히 태양흑점수의 구성.(a) 슈바베(Samuel Heinrich Schwabe)의 관측 결과 연결 전(1849년),(b) 슈타우다크(Staudach) 관측 결과 연결 전(1857년),(c) 2를 곱하여 슈타우다크(Johann Caspar Staudach) 결과 보정(1861년),(d) 모든 자료의 비교를 통한 교정(1882년),(e) 울퍼(Alfred Wolfer)가 관측한 태양 주기 5번에대한 교정(1902년),(f) 울프 자료(파란색), 울퍼 자료(녹색), 부루너(William Brunner) 자료(붉은색), 월드마이어(Max Waldmeier) 자료(하늘색)(출처: Clette, F., Svalgaard, L., Vaquero, J.M., Cliver, E.W.: 2015, Revisiting the sunspot number. In: Balogh, A., Hudson, H., Petrovay, K., von Steiger, R.(eds.) The Solar Activity Cycle, Space Sci. Ser. ISSI 53, Springer, New York 35)

1849년부터 131년동안 취리히 천문대가 일관되게 태양흑점을 관측하고 계산하여 울프흑점수를 제공하였다(그림 2 참조). 1980년 취리히 천문대 대장인 월드마이어(Max Waldmeier)가 은퇴하자 취리히 천문대는 더 이상 이 일을 계속할 수 없게 되었고, 1981년 1월 1일 이후에는 벨기에 왕립 천문대(Royal Observatory of Belgium)가 설립한 태양 영향 자료 분석 센터(Solar Influences Data Analaysis Center, SIDC)가 태양흑점수의 계산과 발표를 맡고 있다.

태양흑점수의 측정은 애초부터 다소 주관적이라고 할 수 있다. 관측자의 숙련도 뿐 아니라 대기의 상태, 관측 기기에 따라 값이 달라질 수 밖에 없기 때문이다. 실제로 긴 태양흑점 자료를 구성하기 위해 여러 차례 비교와 조정이 있었다. 그나마 다행스러운 것은 관측자가 일관되게 관측한 덕분에 오차가 체계적이어서 단순히 비례계수의 곱으로만 보정이 가능하였다. 최근들어 2015년 7월 1일에 다시 한번 공식적인 태양흑점수의 개정 결과를 발표하였다. 전통적으로 1893년 이후 자료에 대해 0.6배를 곱하여 일괄 보정하였는데, 이 보정을 더 이상 하지 않기로 한 것이다. 1947년 이후 적용하던 가중치도 더 이상 적용하지 않기로 하였다. 결과적으로 과거 태양흑점수와 현대 태양흑점수의 차이가 줄어들게 되었다.

일별 태양흑점수 외에 월별 평균 태양흑점수와 이를 다시 혹은 13개월 이동 평균하여 제공하기도 한다. 필요에 따라 년별 평균 태양흑점수를 사용하기도 한다.

태양흑점 면적을 사용하기도 하는데 이 때는 지구에서 볼 수 있는 태양면의 면적에 대한 비율로 나타낸다. 이 비가 매우 작기 때문에 일반적으로 지구에서 관측 가능한 '반구의 백만분의 일(ppm of Solar Hemisphere, MH)'을 단위로 사용한다. 보통의 경우 전형적인 태양흑점의 면적은 수십에서 100 MH 정도이고, 맨눈으로 볼 수 있다고 여겨지는 정도의 큰 태양흑점의 면적이라고 하는 것도 300 MH에서 500 MH 정도이다.

다음과 같이 정의되는 흑점군 수를 사용하기도 한다.

@@NAMATH_DISPLAY@@ R_G=12.08 \Sigma k_i G_i/N @@NAMATH_DISPLAY@@

이다. 여기에서 @@NAMATH_INLINE@@G_i@@NAMATH_INLINE@@는 @@NAMATH_INLINE@@i@@NAMATH_INLINE@@번째 관측자가 관측한 흑점군 수이고, @@NAMATH_INLINE@@k_i@@NAMATH_INLINE@@는 @@NAMATH_INLINE@@i@@NAMATH_INLINE@@번째 관측자의 보정계수이다. @@NAMATH_INLINE@@N@@NAMATH_INLINE@@는 관측자의 수이고, 12.08은 울프흑점수와 맞추기 위한 상수이다.