플레어

플레어는 어떤 천체가 갑자기 밝아졌다 서서히 어두워지는 현상이다. 플레어 중 가장 잘 알려진 플레어는 태양 대기에서 발생하는 태양 플레어이다. 태양 플레어는 주로 흑점 부근 대기에 축적된 자기에너지가 자기재연결(magnetic reconnection)로 짧은 시간에 폭발적으로 방출되어 강렬하게 빛나는 현상이다. 플레어가 발생할 때 주변 플라스마는 수천 만도까지 가열되며 밝게 빛난다. 대략 10분 정도의 시간 동안, 플레어에서는 대량의 엑스선과 자외선이 방출된다. 사실상 플레어는 모든 파장대의 전자기파를 방출하기 때문에, 플레어 관측은, 전파, 가시광, 자외선, 극자외선, 엑스선 등 다양한 파장대에서 이루어진다. 플레어의 계급은 엑스선 플럭스의 최대값을 써서 정한다. 강해지는 순서로 플레어는 A, B, C, M, X급으로 분류한다. 강력한 플레어는 지구상의 통신과 위성 운용에 직접 영향을 끼친다. 그러므로 플레어 관측 자료는 거의 실시간으로 제공되고 국제적으로 공유된다. 태양플레어의 발생 빈도는 11년 주기를 가지는 흑점주기와 관련이 있다. 태양활동이 활발할 때에는 하루에도 수차례 강력한 플레어가 발생하고, 태양활동이 활발하지 않을 때에는 한 주 동안에 한 번도 일어나지 않는 경우도 있다. 강한 플레어는 흔히 코로나질량방출(CME)과 밀접한 관계를 가지고 있는 것으로 알려져 있다.

목차

플레어 발생은 자기장의 급격한 변화와 깊은 관련이 있으며, 플레어 폭발의 에너지원은 흑점 부근에 축적된 자기 에너지이다. 서로 반대 방향을 향하는 자기장들이 상호작용하고 소멸하면서 새로운 자기력선으로 재연결되는데, 플레어는 이러한 과정을 통하여 자기 에너지가 하전 된 입자의 운동에너지 및 복사에너지로 전환되며 급격히 외부로 방출되는 것이다. 플레어의 에너지는 대략 @@NAMATH_INLINE@@10^{22} J@@NAMATH_INLINE@@ 로 100메가톤 수소 폭탄 수백만개 분에 해당하는데, 전파에서 감마선에 이르기까지 전체 스펙트럼의 복사 외에도 고에너지입자(양성자, 원자핵, 전자)를 방출한다. 아주 강한 플레어의 전체 에너지는 약 @@NAMATH_INLINE@@10^{24} J @@NAMATH_INLINE@@ 에 이른다.

일반적인 플레어는 다음과 같이 세 단계를 거쳐 발생하며 모든 단계는 수십 초에서 수십 분에 걸쳐 관측된다.

그림 2. 2000년 7월 12일부터 15일 사이에 GOES 위성이 관측한 X2, M5, X6 플레어의 엑스선 플럭스 값을 나타낸 그래프. (출처: )

플레어는 지구근처 GOES(Geostationary Operational Environmental Satellite) 위성에서 측정한 엑스선의 최대 플럭스(단위 면적당 단위 시간당 에너지, @@NAMATH_INLINE@@W/m^{2}=J/s/m^{2}@@NAMATH_INLINE@@)에 따라 A, B, C, M, X 등급으로 구분한다. 각 등급은 이전 등급에 비해 최대 플럭스가 10배 차이나며, 최고 등급인 X 등급의 경우 최소 플럭스가 @@NAMATH_INLINE@@10^{-4} W/m^{2}@@NAMATH_INLINE@@ 단위이다. 하나의 등급에는 선형 단위로 1에서 9까지의 세부 등급이 존재한다. 상대적으로 강한 M 및 X 등급의 경우는 지구에 영향을 줄 수 있다.

위성 관측 이전 플레어 분류는 H-alpha 스펙트럼 관측에 기초했다. 이 방법은 플레어의 면적 크기와 빛의 세기(광도)를 모두 고려하였다. 플레어의 크기는 반구의 백반분의 1 비율로 측정하여 S(Subflares), 1, 2, 3, 4로 구분하였고, 밝기의 정도는 희미함(Faint), 보통(Normal), 밝음(Brilliant)과 같이 정성적으로 구분하였다. SF 등급의 플레어가 가장 작고 희미하게 보이는 플레어 이며, 4B 등급의 플레어가 가장 크고 밝게 보이는 플레어를 나타낸다.

플레어에 의해 방출되는 고에너지 전자기파(엑스선과 자외선)는 지구의 전리층을 교란시켜 지상에서 방출된 단파 무선통신을 방해하기도 한다. 이를 델린저 현상이라고 부르는데, 1935년 미국의 존 하워드 델린저가 전리층의 전자 밀도가 크게 증가하여 단파무선통신이 끊어지는 전파 장애현상이 태양과 관련이 있음을 발견하였다.

또한 플레어 발생은 지구의 열권을 가열 팽창시키는데 이로 인하여 대기 밀도가 증가하게 되고 대기 항력(drag)이 급격히 증가하게 된다. 특별히 저궤도위성(수백 km 고도)은 이러한 대기 항력의 영향을 받아 고도가 감소되고 인공 위성의 수명이 줄어들기도 한다.

태양 대기에서 발생하는 플레어는 전파부터 감마선까지 다양한 파장으로 그 에너지를 방출함으로 아래와 같이 여러가지 망원경과 관측 기기를 사용한다.

그림 3. 2015년 5월 5일에 발생한 X2.7 등급 플레어를 Nobeyama Radioheliogh의 17 GHz와 34 GHz로 관측한 사진. 색상 분포도는 온도를 나타낸다. (출처: )

그림 4. 2015년 5월 5일에 발생한 X2.7 등급 플레어를 Big Bear Solar Observatory에서 광학망원경으로 관측 한 사진. 플레어는 태양 가장자리에 보이는 흰색 부분이다. (출처: )

그림 5. 2015년 5월 5일에 관측된 X2.7 등급 플레어를 SDO AIA의 171 파장대와 131 파장대로 관측하여 합성한 사진. (출처: )

전파를 이용하여 플레어를 관측 할 수 있으며 10MHz 에서 약 400GHz 에너지 대역을 이용한다. 아래는 전파 관측기를 최소 관측 에너지 대역 순으로 정리한 것이다.

일반적으로 지상에서 플레어를 관측하기 위해서는 H-alpha 파장을 이용한다. 플레어 발생 시 H-alpha 영역에서 가장 많은 양의 방사선을 방출하기 때문에, 광학망원경에 수소 알파 스펙트럼인 656.28 @@NAMATH_INLINE@@nm@@NAMATH_INLINE@@ 대역의 매우 좁은 필터를 설치하여 관측한다.

이 외에도 현재 건설 중이거나 건설 예정인 태양 망원경은 , 등이 있다.