백반

그림 1. 태양 표면에서 관측되는 태양흑점과 백반(출처: )

백반은 백색광 태양 영상에서 주변보다 밝은 점들이 무리지어 나타나는 지역이다. 태양흑점이 주변보다 어두운 것과 대조된다. 자기력선이 집중되어 있는 태양흑점(sunspot) 주변 활동영역에서 발생한다(그림 1 참조). 주로 태양흑점과 함께 나타나지만 언제나 그런 것은 아니다. 태양면 중심부보다는 주변(limb) 에서 쉽게 관측된다. 칼슘이온 분광선 영상에 잘 보이는 채층(chromosphere) 현상인 플라쥐(plage)와는 달리, 백반은 광구(photosphere) 현상이다. 광구 백반 위에 채층 플라쥐가 발생한다고 보면 된다. 백반은 태양흑점과 마찬가지로 태양 활동성에 따라 그 발생 빈도가 변하는데 태양흑점의 수가 많을수록 백반의 수도 증가한다. 백반은 태양상수의 변화를 결정하는 중요한 양이기도 하다(그림 2 참조).

그림 2. 태양주기 21, 22, 23의 활동성 지수. 태양흑점 관측, 태양복사량, 플레어, 전파10.7 지수 모두 일관되게 극대기와 극소기가 일치하는 것을 볼 수 있다.()

그림 3. 태양흑점수(R), 태양흑점의 면적(A_S), 백반의 면적(A_F). 백반의 면적이 태양흑점과 상관관계가 매우 높다는 것을 알 수 있다.(출처: )

목차

지구에 입사되는 태양복사에너지가 흑점극소기 때보다 흑점극대기 때에 더 크다는 사실이 알려지면서 백반의 존재는 더욱 주목 받기 시작했다. 포칼(Peter Foukal)을 포함한 연구자들은 태양흑점의 수에 따라 백반의 수와 면적이 증가하기도 하고 감소하기도 하는데 태양흑점에 의해 감소되는 태양복사에너지보다 백반에 의해 초과 방출되는 태양복사에너지가 많기 때문에 결과적으로 태양상수가 커진다고 설명하였다(그림 3). 단위 면적당 방출되는 플럭스가 온도의 4승에 비례하기 때문에 태양 표면에서 온도의 변화가 생기면 태양의 평균 온도가 일정하더라도 복사에너지는 달라지게 된다.

태양(sun)의 백반과 마찬가지로 태양계 행성(planet) 이나 위성(satellite) 표면에서 관측되는 밝은 점도 백반이라고 부른다(그림 4). 이들은 주로 원형으로 나타나는데 광원이거나 반사점이라고 생각된다. 원인에 대해서는 연구가 진행 중이다.

그림 4. 왜소행성 세레스(Ceres)에서 관측된 백반. 특정 물질에 의한 반사도의 일시적 변화 때문에 밝게 보인다고 생각되며, 과거에 있었던 화산활동의 흔적이었다고 추정된다.(출처: )