태양스펙트럼

[ solar spectrum ]

태양스펙트럼은 햇빛의 스펙트럼이다. 흑체복사(blackbody radiation) 스펙트럼(spectrum)과 유사한 연속스펙트럼(continuum) 위에 수많은 검은 흡수선(absorption lines)이 있는 흡수스펙트럼이다. 주로 광구(photosphere)에서 만들어지는 이 흡수선들은 프라운호퍼선(Fraunhofer lines)이라고 불린다(그림 1 참조). 프라운호퍼가 발견한 500여개 선들을 포함하여 293.5 nm와 877.0 nm사이에서 20000개 이상의 흡수선들이 확인되고 있다. 태양스펙트럼은 프라운호퍼스펙트럼이라고도 한다.

태양스펙트럼은 가시광을 포함한 모든 전자기파를 아우르고 있다. 우리가 관측하는 모든 빛은 태양의 대기에서 나온다. 대기는 복사 방출로 열을 잃어버리고 있지만, 그만큼 내부에서 열을 공급하기 때문에, 거의 일정한 온도를 유지하면서, 지속적으로 빛을 낼 수 있다. 대기에 열을 공급해 주는 것은 태양심(solar core)에서 일어나고 있는 수소핵융합반응(hydrogen thermonuclear fusion)이다. 이 핵반응에서 감마선 광자들이 나온다. 하지만 이 감마선 광자는 주변 물질에 의해 흡수되므로 대기에 도달할 수 없다. 대신에 흡수와 방출을 반복하는 과정에서 복사 에너지는 가시광 광자들의 형태로 광구(photosphere)에 도달한다. 태양 광구의 유효온도(effective temperature)는 약 5,860 K로서, 태양스펙트럼을 구성하는 가시광과 근적외선 빛을 낸다. 가시광선보다 광자의 에너지가 높은 자외선은 광구보다 위에 있는 채층에서 나온다. 자외선 중에서 에너지가 높은 극자외선과 엑스선 등의 전자기파(electromagnetic wave)는 코로나에서 나온다. 채층과 코로나에서는 이 외에도 적외선과 전파를 낸다. 극자외선과 엑스선은 온도가 1백만도 이상인 코로나에서 나온다. 특히 자기재연결(magnetic reconnection) 등의 과정으로 플라스마 가열이 활발하게 이루어지는 활동영역(active region)에서 강하게 나온다,

그림 1. 고해상도 태양스펙트럼.(출처: )

태양의 광구에서 가시광선과 적외선 영역의 연속스펙트럼을 만드는 가장 중요한 것은 전자가 중성 수소 원자와 반응하여 만들어진 수소음이온 H@@NAMATH_INLINE@@^{-}@@NAMATH_INLINE@@이다. 수소음이온은 전리 에너지가 0.754 eV로 낮은 편이어서(중성 수소의 전리 에너지는 13.6 eV이다) 구속-자유(bound-free), 자유-자유(free-free)천이로 태양의 광구에서 연속 스펙트럼의 근원이 된다.

그림 2에서 볼 수 있듯이 400 nm에서 500 nm와 1600 nm 부근에서 태양빛의 세기가 흑체복사보다 약간 세다. 이것은 H@@NAMATH_INLINE@@^{-}@@NAMATH_INLINE@@의 흡수가 작기 때문에 태양의 안쪽의 고온 층에서 나온 빛을 보고 있기 때문이다. 800nm 부근은 흑체복사와 태양빛이 대략 같은데, 이 영역에서는 H@@NAMATH_INLINE@@^{-}@@NAMATH_INLINE@@의 흡수가 많아 온도가 낮은 층까지밖에 보이지 않는다는 것을 나타낸다.

그림 2. 지구 대기 상층부에 도달한 태양스펙트럼과 대기를 통과한 후 해면에 도달한 태양스펙트럼. 비교를 위해 5525 K 흑체가 복사하는 열적복사를 함께 나타냈다.()

프라운호퍼선

프라운호퍼선은 태양의 가시광선 스펙트럼에서 처음으로 검은 띠를 발견한 프라운호퍼(Joseph von Fraunhofer)의 이름을 따서 지어졌다(그림 3 참조). 1814년 프라운호퍼는 태양의 스펙트럼에 나타난 검은 띠의 파장을 측정하는 등 체계적으로 흡수선을 연구하여 570개가 넘는 선을 확인하고 중요한 선들에 A부터 K까지 알파벳을, 나머지 약한 선들에는 다른 기호를 붙였다. 45년후 키르히호프(Gustav Kirchhoff)와 분센(Robert Bunsen)이 이 선들이 온도가 높은 기체에서 나오는 방출선(emission line)과 파장이 같다는 것을 인식하고 태양스펙트럼에서 관측된 검은 선이 태양 대기에 있는 원소들이 만든 흡수선이라고 밝혀냈다.

프라운호퍼가 정한 기호로 C, F, G'은 수소의 발머 알파, 베타, 감마에 해당하고, D@@NAMATH_INLINE@@_1@@NAMATH_INLINE@@과 D@@NAMATH_INLINE@@_2@@NAMATH_INLINE@@는 나트륨 2중선이다. H선과 K선은 칼슘 II 이중선이다.

그림 3. 프라운호퍼선.()


기호	원소	파장(nm)	기호	원소	파장(nm)
y	O₂	898.765	c	Fe	495.761
Z	O₂	822.696	F	Hβ	486.134
A	O₂	759.370	d	Fe	466.814
B	O₂	686.719	e	Fe	438.355
C	Hα	656.281	G'	Hγ	434.047
a	O₂	627.661	G	Fe	430.790
D₁	Na	589.592	G	Ca	430.774
D₂	Na	588.995	h	Hδ	410.175
D₃ or d	He	587.5618	H	Ca⁺	396.847
e	Hg	546.073	K	Ca⁺	393.366
E₂	Fe	527.039	L	Fe	382.044
b₁	Mg	518.362	N	Fe	358.121
b₂	Mg	517.270	P	Ti⁺	336.112
b₃	Fe	516.891	T	Fe	302.108
b₄	Mg	516.733	t	Ni	299.444

가시광선 영역 외 복사

전파

태양은 지구 밖에 존재하는 전파원(radio source) 중에서 가장 강한 전파원이다. 태양에서 방출되는 전파 복사는 태양활동이 활발하던 시기에 해당하는 1930년 중반에 처음으로 관측되었다. 1942년 조용한 태양에서도 전파가 방사된다는 것이 확인되고나서 1946년에 본격적인 태양 전파 연구가 체계적으로 시작되었다. 조용한 광구에서 나오는 열적 전파 외에 것은 흑점(sunspot)이나 플라쥐(plage) 상부의 활동지역(active region)과 관련이 있다. 가시광선으로 본 태양과는 대조적으로 전파로 본 태양에서는 강한 주연증광(limb brightening) 현상을 보인다. 태양 전파 복사가 태양 대기의 상층으로부터 방출되기 때문이다. 전파 복사는 태양 대기에 존재하는 자유 전자에 의해서 차단되기 때문에 태양 표면에서 방출된 전파는 태양 대기를 쉽게 빠져나갈 수가 없다. 하지만 파장이 짧은 전파일수록 쉽게 빠져나갈 수 있으므로 mm파의 전파 관측은 보다 깊은 대기층의 모습을, 긴 파장에서의 전파관측은 상층 대기의 모습을 보인다. 예를 들어, 10cm 전파 복사는 채층의 상층 대기층에서 방출되며 1m 전파 복사는 코로나에서 방출된다.

특히, 센티미터 파장에서 태양으로부터 오는 방출선은 주로 활동지역에 의한 것이다. 파장이 10.7cm인 전파 관측 값으로 태양 활동 지수를 삼는 것은 활동지역에서 자기장에 갇힌 코로나 플라스마의 자외선 방출량과도 상관관계가 좋기 때문이다. F10.7 지수는 1947년부터 기록되었으며 흑점의 수를 제외하고는 태양의 활동성 지수 가운데 가장 오래되었다. 플레어(flare)는 10MHz 에서 약 400GHz 에너지 대역의 강력한 전파를 방출하여 지구의 전리권(특히 D층)을 교란시켜 지구의 전파 통신을 방해하기도 한다.

극자외선과 엑스선

사실상 플레어는 모든 파장대의 전자기파를 방출하기 때문에 플레어 관측은 가시광선 영역 외에도 전파, 자외선, 극자외선, 엑스선 등 다양한 파장대에서 이루어진다. 코로나의 평균 온도는 수백만 K로 극자외선이나 엑스선 영역의 전자기파를 방출하기 때문에 채층이나 코로나를 관측할 때 극자외선이나 엑스선 우주망원경을 활용한다. 태양 전파의 경우와 마찬가지로 고에너지 복사의 원천은 열적복사(thermal radiation)와 비열적복사(nonthermal radiation)이다. 총 태양 복사와 비교하면 고에너지 복사의 양은 상대적으로 적지만 지구 고층대기에 미치는 영향은 심각하다. 태양 자외선은 성층권의 화학조성을 변화시키는 주요 원인이고, 전리권의 온도와 전기 전도도에도 상당한 영향을 미친다.

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