주연감광

그림 1. 2012년 금성이 태양면을 통과할 때의 모습. 흑점과 더불어 태양면의 중심부에서 바깥으로 갈수록 어둡게 보이는 주연감광 현상을 확인할 수 있다.()

주연감광은 태양면을 관측할 때 태양면 중심에서 가장자리로 갈수록 어둡게 보이는 현상이다(그림 1). 에너지가 만들어지는 태양의 중심부에서 멀어질수록 밀도가 작아지고 온도가 낮아지기 때문에 나타난다. 식쌍성(eclipsing binary) 관측이나 미시중력렌즈(gravitaitonal microlensing)의 관측 결과에 따르면 태양 뿐 아니라 모든 항성에서도 태양에서 볼 수 있는 주연감광 현상이 나타난다. 주연감광이 일어나는 정도를 정확히 알게 되면 태양을 포함한 항성대기에서 높이에 따른 온도 분포를 관측적으로 결정할 수 있다. 한편 전파나 자외선과 같은 다른 파장대에서 태양면을 관측하면 가장자리로 갈수록 밝아지는 주연증광(limb brightening) 현상이 나타나기도 한다.

목차

그림 2. 주연감광이 발생하는 원리. '대기'의 밀도가 일정하다고 가정하면 우리가 볼 수 있는 태양 반경은 태양면 중심에서 가장자리로 갈수록 증가한다. 한편 온도는 태양의 바깥으로 갈수록 낮아지기 때문에 태양면 중심부를 보는 것이 태양면 가장자리를 볼 때보다 더 뜨거운 깊은 곳을 보는 결과가 된다.()

태양면의 가장자리를 볼 때, 태양면의 중심을 볼 때와 같은 깊이를 볼 수 없다(그림 2 참조). 왜냐하면 태양의 내부(혹은 하층 대기)는 밀도가 높아 불투명해서 우리가 볼 수 있는 최대한의 한도가 있기 때문이다. 안개가 끼면 멀리 볼 수 없는 것과 마찬가지 이유이다. 결과적으로 우리가 볼 수 있는 태양 반경은 태양면 중심에서 가장자리로 갈수록 증가한다. 태양의 바깥으로 갈수록 온도가 낮아지기 때문에 태양면 중심부를 보는 것이 태양면 가장자리를 볼 때보다 더 뜨거운 깊은 곳을 보는 결과가 된다. 흑체복사(blackbody radiation) 이론인 슈테판볼츠만법칙(Stefan-Boltzmann Law)에 따르면 밝기는 온도의 4승에 비례하므로 태양면 중심부의 밝기가 가장자리 밝기보다 밝게 보인다.

간단히 설명하기 위해 그림2에서처럼 항성대기의 밀도가 일정하다고 하도라도 주연감광 현상을 잘 설명할 수 있다. 게다가 실제로는 별의 바깥으로 갈수록 밀도가 감소하기 때문에 이 효과가 더욱 두드러지게 된다.

그림 3. 주연감광을 설명하기 위한 태양면의 모습. 태양과 관측자는 각각 @@NAMATH_INLINE@@O@@NAMATH_INLINE@@와 @@NAMATH_INLINE@@P@@NAMATH_INLINE@@에 위치한다. 태양의 반지름은 @@NAMATH_INLINE@@R@@NAMATH_INLINE@@이고 중심면에서 멀어지는 각거리는 @@NAMATH_INLINE@@\theta@@NAMATH_INLINE@@로 측정하게 되며 그 각거리가 @@NAMATH_INLINE@@\Omega@@NAMATH_INLINE@@가 되는 곳이 태양면의 끝이 된다.()

관측 결과에 따르면 간단한 관계식

@@NAMATH_DISPLAY@@\frac{I(\psi)}{I(0)} = 1 + \sum_{k=1}^N A_k(1 - \cos \psi)^k,@@NAMATH_DISPLAY@@

으로 주연감광 효과를 잘 나타낼 수 있다(그림 3 참조). 여기에서 @@NAMATH_INLINE@@I(0)@@NAMATH_INLINE@@은 태양면 중심에서의 밝기이고 @@NAMATH_INLINE@@I(\psi)@@NAMATH_INLINE@@는 관측자가 바라볼 때 중심에서 각거리가 @@NAMATH_INLINE@@\theta@@NAMATH_INLINE@@ 만큼 떨어진 지점 S 에서의 밝기이다. 관계식에서 @@NAMATH_INLINE@@\cos^2 \psi@@NAMATH_INLINE@@ 항까지만 전개하여 주연감광 효과를 나타낸다고 가정하면, 가시광선에서 관측한 태양의 주연감광을 가장 잘 설명하는 계수 @@NAMATH_INLINE@@A_1@@NAMATH_INLINE@@과 @@NAMATH_INLINE@@A_2@@NAMATH_INLINE@@는 각각 @@NAMATH_INLINE@@ -0.47 @@NAMATH_INLINE@@과 @@NAMATH_INLINE@@ -0.23 @@NAMATH_INLINE@@이다. 이 경우 관계식에 따르면 태양면 경계의 밝기는 중심부 밝기의 30% 정도가 되는데, 결과적으로 태양면 평균 밝기는 중심부 밝기의 80% 정도가 된다.

그림 4. 전파의 주연증광 효과. 광학 관측과 여러 파장대의 전파 관측 결과를 비교해 보면 태양면 중심에서 멀어질수록 전파의 세기가 증가함을 알 수 있다.(출처: )

가시광선으로 관측하는 태양의 모습과는 대조적으로 전파로 태양을 관측하면 강한 주연증광(limb brightening) 현상을 확인할 수 있다(그림 4). 태양에서 전파가 대기의 상층으로부터 방출되기 때문이다. 전파 복사는 매질 내의 자유 전자에 의해서 차단되기 때문에 태양표면에 인접한 곳에서 방출된 전파는 쉽게 빠져나갈 수가 없다. 태양의 상층 대기는 높이에 따라 밀도가 낮아지는데 밀도가 일정하다고 가정하더라도 주연증광 현상은 전자의 방해를 설명할 수 있다. 한편 전파는 파장이 짧을수록 보다 쉽게 빠져나가기 때문에 파장이 상대적으로 짧은 mm파 전파 관측은 보다 깊은 대기층의 모습을, 상대적으로 긴 파장에서의 cm 전파 관측은 상층 대기의 모습을 나타낸다.