천이영역

그림 1. 태양 대기층의 온도와 밀도 변화. 광구 채층, 코로나, 천이영역을 구간으로 표시하고, 온도와 밀도 그래프임을 표시하고 있다. 온도 곡선을 보면 온도최저영역이 잘 나타난다.(출처: ))

그림 2. TRACE(Transition Region and Coronal Explorer ) 위성에서 C IV에서 나온 빛을 촬영한 모습.(출처: )

태양의 천이영역은 채층과 코로나 사이에 있으며, 온도가 매우 급격히 변화하는 얇은 대기층이다. 종종 채층-코로나 경계영역(chromosphere-corona interface region)이라고도 한다.

태양 대기에서 온도는 광구에서부터 밖으로 갈수록 감소하다가 온도최저영역(temperature minimum region)에서 최저가 된다. 그 위에 있는 채층에서는 온도가 높이에 따라 완만히 증가한다. 그리고 그 위에서 온도가 1만 K에서 1백만 K 이상으로 급격하게 상승하는 지역이 바로 천이영역이다(그림 1). 이 지역에서 압력은 연속적으로 완만하게 변하므로, 밀도는 온도와 반대로 급작스럽게 낮아진다. 천이영역 아래 영역은 주로 태양의 중력과 기체 압력이 구조를 결정하는 중요한 요소인 반면, 천이영역 위 영역은 자기력을 포함한 동역학적 힘이 대기 입자의 운동과 구조를 결정한다.

그림 1를 보면 천이영역은 높이가 약 2300 km인 곳에 있다. 이는 태양 정온 지역의 평균값일 뿐이다. 실제 천이영역의 높이는 지역에 따라, 시간에 따라 크게 달라진다. 가량 스피큘과 상단의 코로나 사이에 있는 천이영역은 스피큘이 솟구침에 따라 높이가 2300 km 정도에서 10000 km까지나 늘어났가, 다시 스피큘이 떨어지면 다시 천이영역의 높이도 다시 줄어든다.

천이영역을 대표하는 온도는 10만 K이다. 이런 온도에서 수소는 완전히 전리되어 있어 빛을 내지 않는다. 반면에 C IV, O IV, Si IV 이온들이 주로 원자외선(far ultraviolet, FUV) 영역에서 방출선을 낸다. 그림 2는 C IV 이온에서 나온 방출선 빛을 써서 찍은 태양 천이영역 영상이다.

천이영역에서 태양 헬륨은 부분적으로 전리되어 있어 중성 헬륨 He I과 한 번 전리된 He II 이온이 혼재하는 형태로 존재한다. 온도가 낮은 천이영역의 아랫부분에는 주로 He I이 있어 광구에서 나온 빛을 산란시킨다. 온도가 높은 천이영역 윗부분에는 주로 He II 이온이 존재하며 열을 받아 방출선을 낸다.