태양

태양연구의 역사

태양표면에 나타나는 흑점은 이미 고대로부터 중국에서 관측했었으나, 과학적으로 관측하기 시작한 것은 갈릴레오와 C. 샤이너 등이 당시에 발명된 망원경을 사용하기 시작한 1600년대부터이다. 샤이너가 흑점을 스케치한 것은 아직까지도 널리 쓰일 정도로 뛰어난 것이었다. 독일의 약제사이자 아마추어 천문가인 S.H. 슈바베는 수성보다도 태양에 더 가까이에 있을지도 모르는 미지의 행성을 발견하고자, 태양면을 통과하는 내행성과 흑점을 구별하기 위해 오랜 기간에 걸쳐 흑점을 관측하던 중 우연히 태양의 흑점이 11년을 주기로 증감하는 것을 발견했다.

스위스의 천문학자 R. 볼프는 슈바베의 발견을 확인하기 위해 많은 사람들의 관측자료를 조사한 결과, 관측자에 따라서 흑점을 세는 방법이 다르다는 것을 알게 되었다. 볼프는 이러한 방법들을 통일하기 위해 흑점상대수(볼프 상대수)를 생각해냈다. 이것은 흑점의 총수에 흑점군을 10배한 수를 더한 것인데, 이것을 사용해서 많은 관측자들의 흑점상대수를 조사하여 분명한 주기성이 보인다는 것을 알았다. 19세기 중반에는 분광학연구가 발전하게 되어 태양의 구성물질과 그 물리적 상태를 조사할 수 있게 되었다. 프라운호퍼는 태양 스펙트럼에 나타나는 강한 흡수선에 긴 파장에서부터 A, B, C,…… 등과 같은 이름을 붙였다. G형별에는 G로 표기된 분자에 의한 띠형태의 흡수선이 현저하다. D선은 나트륨 원자에 의한 것이고, H선이나 K선은 전리된 칼슘원자에 의한 흡수선이다. 흡수선의 생성에 대한 이론은 1859년 G. R. 키르히호프가 제안했다. 그는 태양표면의 대기가 내부보다 저온이기 때문에 흡수선이 나타난다고 했다.

개기일식이 일어날 때는 밝은 태양이 달에 가려지기 때문에 태양을 둘러싸고 있는 코로나가 보이게 된다. 1886년 로키어와 장센은 개기일식이 일어날 때 태양 가장자리에 접해 있는 붉은색의 대기층이 있음을 알아낸 뒤 이것을 채층이라고 했으며, 이것의 스펙트럼에서 당시에 지구에서는 발견되지 않은 원소에 의해 생긴 휘선을 발견하고 이 원소에 그리스어로 '태양'이라는 뜻을 가진 헬륨이라는 이름을 붙였다. 헬륨은 그후 라듐 붕괴나 천연 가스에서도 발견되었다.

코로나의 휘선에서도 알려지지 않은 휘선이 관측되어, 한때 코로니움이라는 원소에 의한 것으로 여겼으나, 1942년 그로트라인과 에드렌이 전리된 철과 니켈의 이온 때문에 생긴다는 것을 밝혀 코로나의 온도를 해명하는 데 도움이 되었다.

헤일의 태양 연구

1895년 미국의 천문학자 G.E 헤일은 천문학, 특히 태양물리학에 혁명을 일으킨 특수한 망원경을 설계하는 한편, 망원경을 위한 기금모금에도 재능을 발휘했다.

그는 이미 매사추세츠공과대학 학생시절에 스펙트로헬리오그래프를 고안했는데, 이것은 분광기를 단색기로 사용하여 임의의 파장을 갖는 빛으로 태양의 단색상을 찍을 수 있는 장치이다. 그는 여키스 천문대에 세계에서 가장 큰 굴절망원경을 설치했다. 한편 지면 근처에서는 대류의 영향 때문에 태양의 모습이 흔들리게 보이는데, 헤일은 이러한 현상의 영향을 피하기 위해 지상에서 수십m 높이에서 태양광선을 받을 수 있도록 고안한 탑 망원경을 윌슨 산 천문대에 설치하여 이전보다도 태양을 훨씬 잘 관측할 수 있었다.

헤일은 분광기를 이용하여 스펙트럼의 제만분리를 관측했으며 흑점에 자장이 있다는 것도 발견했다. 또 22년 이상 흑점을 관측하여 흑점자장의 성질(헤일-니콜슨의 법칙)을 발견했다. 즉 하나의 흑점군은 동서방향으로 나란한 2개의 그룹으로 나뉘며 그 극성은 N극과 S극을 가지고 있다는 사실과, 태양의 북반구에 나타난 흑점군의 극성 NS가 동서방향으로 배열되어 있을 때 남반구에서는 SN으로 배열되며, 그 다음의 활동주기 동안에는 NS의 방향이 남·북반구에서 역전된다는 것을 발견했다.

1939~40년 프랑스의 B.F. 리오는 코로나그래프와 리오필터라는 중요한 장치를 만들었다. 코로나그래프는 개기일식이 일어나지 않더라도 코로나의 휘선을 관측할 수 있는 장치이며, 리오필터는 복굴절성을 이용한 투과파장폭이 좁은 필터로서 이것을 이용하면 2차원의 태양단색광을 찍을 수 있다. 리오는 이 필터를 써서 코로나와 홍염을 찍어 처음으로 시간에 따른 코로나와 홍염의 변화를 영상으로 보였다.

태양대기의 연구

1942년 그로트라인과 에드렌은 앞에서 언급한 정체불명의 코로나 휘선이 전리된 철이나 니켈의 이온에 의한 것이라는 사실을 밝혔다.

이같은 이온이 존재하는 것은 코로나가 적어도 100만K이상의 고온이라는 것을 보여주는 것이었다. 위성천문학은 단파장 영역의 연구에, 전파천문학은 장파장 영역의 연구에 발전을 가져왔다. 태양의 X선영상은 광구면 위에 있는 코로나의 모습을 보여주었고, 코로나홀(코로나의 암부)의 존재도 밝혀주었다.

장기선 전파간섭계의 높은 해상도로 플레어가 고에너지 전자를 발생시키는 영역에 대한 자료도 얻을 수 있었다. 또한 진공망원경이나 호수 주변에 설치된 망원경을 이용하면 흔들리는 공기의 영향을 적게 받기 때문에 태양의 미세한 현상을 관측할 수 있게 되었다. 태양의 영상을 검출·기록할 때는 사진 필름을 쓰고 있으나, 최근에 개발되고 있는 광전소자와 컴퓨터의 이용으로 화상처리가 쉬워지자, 이전에는 해석에 곤란을 겪었던 시간적·공간적으로 변화가 심한 현상을 해석할 수 있게 되었다.

구조

태양의 질량·반지름·표면온도·광도와 기체의 물리적 성질을 이용하면 태양의 내부상태를 예측할 수 있다. 예를 들면 중심부의 밀도는 158g/㎤, 온도는 약 1,500만K로 알려져 있다. 태양표면으로 갈수록 온도는 낮아지며, 변화가 1km당 20K이기 때문에 대류가 일어나지 않아서 태양내부는 안정된 복사평형상태에 가깝다.

중심부는 상당한 고온이기 때문에 수소가 헬륨으로 변하는 열핵융합반응이 일어나며, 이것이 태양의 에너지원이 된다. 태양의 질량은 1.99×10³³g이고, 전체 질량의 0.7％가 에너지로 변환된다고 생각되므로 태양은 앞으로도 1.2×10⁵²erg, 즉 1,000억 년 이상 쓸 수 있는 에너지를 보급할 것이다. 현재 태양에서 방출되고 있는 에너지 양으로 추정하면 매초 4×10³⁸개의 수소원자가 핵반응을 일으키고 있는 것이 된다. 이러한 핵반응이 1회 일어날 때마다 1개의 중성미자가 생기므로 매초 1,300억 개/㎠의 중성미자가 지구에 도달한다. 그러나 관측되는 중성미자의 양은 많지 않다. 현재는 비록 고에너지의 중성미자만 관측되지만, 예상치의 1/3이 검출되고 있다.

대류는 태양표면에서 태양반지름의 0.2배 정도 되는 깊이로부터 발생하고 있다고 생각된다. 대류현상은 태양활동의 중요한 현상이다. 중심부의 온도는 매우 높기 때문에 수소가 헬륨으로 변하는 열핵융합반응이 일어나, 이것이 태양의 에너지원이 되고 있다.

중심부는 고온이기 때문에 원자들은 전자가 모두 벗겨진 핵이 되어 복사선을 흡수하지 못한 채 표면으로 흘러나가게 된다. 그러나 표면 근처는 저온이기 때문에 전자는 이온에 의해 붙잡혀, 수소나 헬륨이 중성이 되기 시작하고 흡수계수가 증가한다. 이러한 이유로 태양내부에서 나오는 복사는 방해를 받아 흐름이 갑자기 멈춘다. 그결과 태양내부와 표면 사이의 온도차가 크게 된다. 거리에 따른 온도변화가 크게 변화하면 에너지는 복사보다 대류에 의해 효과적으로 운반되게 된다. 대류현상은 태양활동의 근원이 되므로 중요하다.

태양상수

태양상수란 지구대기권 밖에서 관측되는 태양의 복사 에너지로 그 양이 매분 2㎈/㎠이지만 지상에서는 대기의 흡수 때문에 줄어들어 1㎡당 약 700W이다. 태양상수가 변하면 지구에는 기후변동이 일어날 것이다.

진화

태양은 탄생 후 계속 변화해왔다고 생각되지만 과거 100억 년 동안 태양의 밝기가 달라졌다는 증거는 거의 없다. 태양의 중심핵에서는 핵반응에 의해 수소의 양이 줄고 헬륨의 양은 늘어나지만 전체 입자수는 1/4 줄어든다. 이때문에 압력은 그만큼 낮아지만 온도가 높아지기 때문에 중심핵이 붕괴되지 않는다. 10억 년이 지나면 태양의 온도는 10％ 정도 올라갈 것으로 생각된다. 중심핵의 수소가 소비되면 핵반응은 중심핵 주위에 있는 수소를 소비하게 된다. 그후 1억 년 정도 지나 중심핵의 온도가 높아지면 헬륨의 폭발적인 반응이 일어나 대기의 일부는 방출되고 행성상성운이 된다. 이후에는 태양도 연료를 다 써버리고 온도가 낮아져 백색왜성이 될 것이다.

진동

1962년 레이턴과 그의 동료는 태양표면층이 5분주기로 진동하고 있다는 것을 발견했다. 이 진동은 Hα(6562.8Å)선과 같은 강한 흡수선으로 찍은 태양면의 영상을 보면 분명히 알 수 있다.

도이브너는 진동수와 진동하는 영역의 크기 사이에는 어떤 관계가 있다는 것을 보였다. 이것은 태양의 내부구조에 의한 것이므로 태양의 진동을 연구하면 내부상태를 알 수 있다.

태양진동학에 따르면 태양의 중심부(태양반지름의 약 0.2배 깊이)까지 조사할 수 있는 것으로 알려졌다. 그결과 태양은 내부와 표면이 같은 속도로 회전하고 있음을 알았다. 지금까지 관측된 태양의 진동은 압축파이다. 진동주기가 기하학적으로 큰 중력파를 이용하면 태양 중심부의 상태를 알 수 있다. 이 중력파의 발견은 매우 중요한 것이지만 아직 관측되지 않고 있다.

여러 가지 현상

광구(光球)

태양은 모든 영역의 온도가 매우 높아 가스 상태를 이루고 있으므로 지구표면과 같이 단단한 부분은 없다.

내부로 갈수록 밀도가 커지며 불투명하게 되어 내부는 볼 수 없다. 눈으로 볼 수 있는 대기층을 광구라고 부르며, 그 밀도는 10^－7g/㎤에 지나지 않는다. 광구에서 나오는 빛은 색온도로 약 6,000K인데 프라운호퍼선을 이용해도 같다. 온도는 내부로 갈수록 높아지며 표면은 저온이다. 주변부는 광구가 비스듬히 보이는 것과 같으므로 표면 근처의 저온부를 보는 것과 마찬가지이기 때문에 광구면은 주변으로 갈수록 어둡게 보인다.

태양 스펙트럼의 흡수선은 어둡게 보인다.

갈릴레오는 태양표면의 흑점이 이동하는 것을 보고 광구가 자전하고 있다고 생각했다. 적도의 자전주기는 25항성일이지만 지구가 하루에 약 1°씩 공전하고 있으므로 지구에서 보면 약 26.9일이 된다. 태양면의 서로 다른 위치에 있는 흑점은 이동속도가 다르다. 태양의 적도에 있는 흑점은 빠르게 움직이고 위도 45°에 있는 것은 지구에서 볼 때 약 29일의 주기를 갖는다. 그러나 대규모 자장은 적도와 고위도에서 같은 속도로 이동한다. 흑점의 이동속도는 적도에서는 빠르지만 위도가 높을수록 늦어진다(미분회전 또는 적도가속이라고 함). 그러나 태양의 안쪽 어느 정도의 깊이까지 이런 식으로 회전하고 있는지는 알려지지 않고 있다.

광구면의 모양

광구에는 다양한 규모의 특징적인 형태가 관측된다.

광구 아래에 있는 대류가 광구까지 올라가면 대류의 꼭대기가 쌀알무늬로 관측된다. 쌀알무늬의 크기는 약 1,000km이며 쌀알무늬과 쌀알무늬 사이의 경계는 어두운 줄무늬처럼 보인다. 흑점을 제외하면 쌀알무늬은 태양표면 전체에 걸쳐 나타난다. 쌀알무늬의 수명은 평균 약 8분이고 이후에는 분열되어 없어진다. 쌀알무늬의 스펙트럼을 조사한 결과, 온도가 높은 부분은 상승하고 낮은 부분은 하강하여 검은 테두리가 생긴다는 것을 알았다.

쌀알무늬보다 규모가 큰 초쌀알무늬의 지름은 약 3만km이다. 태양표면의 테두리 근처에는 주위보다 밝게 보이는 백반이 있다. 백반은 강한 자장을 가지고 있다. 쌀알무늬의 가스 밀도는 10¹⁷개/㎤이며, 그 운동 에너지는 자장의 에너지보다 크기 때문에 자장의 영향을 거의 받지 않는다. 그러나 흑점 주위에는 3,000G(가우스) 정도의 강한 자장이 있기 때문에 쌀알무늬의 모양에 영향을 미쳐 쌀알무늬의 형태가 약간 작아진다.

태양 스펙트럼

가시광선영역의 태양 스펙트럼에는 전자를 1개 잃은 이온과 중성원자 때문에 생긴 흡수선이 많다.

특히 강한 흡수선은 중성수소나 칼슘 이온의 H선·K선이다. 흡수선의 강도는 그 원소의 양·전리도·여기상태 등에 의존한다. 흡수선을 해석하여 태양대기에 있는 각 원소들의 상대량을 구한 결과, 약 90％가 수소, 9％는 헬륨, 나머지 1％는 탄소·질소·산소·마그네슘·실리콘·철 등으로 구성되어 있었는데, 이러한 값은 퀘이사·유성 등 여러 가지 다른 천체의 경우에도 거의 같은 값이었다.

채층(彩層)

채층은 광구와 코로나 사이에 있는 층이며, 일식이 일어날 때 태양이 달에 가리면 그 주위에 붉은색의 호(弧)처럼 보인다.

이 붉은색은 Hα선이 강하게 복사되기 때문에 나타나는 색이다. 채층을 연구하려면 채층에서 나오는 빛을 리오필터와 분광기를 통과시켜 단색광을 만들어야 한다. Hα선이나 칼슘 K선의 단색광은 채층의 모양을 잘 나타내고 있다.

채층의 가스 밀도는 높은 곳일수록 줄어들지만 자장의 크기가 변하는 것보다 빨리 감소하기 때문에 높이가 높아짐에 따라 가스의 세력이 약해져서 채층의 모양은 자장의 형태에 따라 결정된다. 채층 속에 놓인 2개의 자극을 강하게 연결하고 있는 자장영역은 자장의 에너지를 받아 주변보다 온도가 올라가기 때문에 밝아지지만, 자장이 수평상태이면 에너지의 보급이 적어져 채층은 어둡게 된다.

초쌀알무늬 주위에는 수직자장이 모여 있기 때문에 주위보다 강한 자장이 분포한다. 따라서 주변보다도 밝아서 채층의 그물눈구조를 볼 수 있다. 이곳에서부터 스피큘이라고 부르는 제트의 흐름이 7,000km 높이까지 도달한다. 스피큘의 가스는 하나의 그물눈구조와 다른 그물눈구조를 연결하는 자력선을 따라 흐르고 있다. 스피큘은 거의 수직상태이기 때문에 일식이 일어날 때는 채층과 더불어 많은 수의 스피큘을 볼 수 있다.

스피큘의 본질은 아직 알려져 있지 않으나 작은 규모의 플레어라고 생각되며 코로나를 가열하는 역할을 한다고 여겨진다.

채층에서 코로나로 넘어가는 영역을 채층-코로나 전이층이라 하며, 이곳은 고온이며 밀도도 비교적 크기때문에 전리된 이온이 많아서 극자외선을 강하게 낸다. 초쌀알무늬의 그물눈구조를 둘러싼 내측의 영역에서는 대기의 진동이 관측된다.

코로나

개기일식이 일어날 때 옅은 진주색으로 빛나는 코로나는 그 밝기가 매우 약하기 때문에 일식이 아닐 때는 코로나그래프를 이용하지 않으면 망원경으로도 관측하기 힘들다.

그러나 극자외선이나 X선 영역의 복사선은 코로나에서 방출되기 때문에 태양의 X선 사진을 찍어보면 코로나가 나타난다. 코로나의 온도는 약 1,000만K의 고온이기 때문에 수소와 헬륨이 거의 전리되어 있다. 코로나의 스펙트럼선에는 13개의 전자를 잃은 철 이온과 14개의 전자를 잃은 칼슘 이온 등에 의한 금지선이 있다. 자외선영역에는 고온으로 전리된 이온의 휘선이 많이 보인다.

코로나 밑의 이온 밀도는 약 4억 개/㎤이며 이 값은 지구대기보다도 10조 배 희박하고 압력은 100배가 낮은 값이다.

코로나의 구조

코로나의 모양은 채층과 같이 태양표면 자장의 영향을 많이 받는다.

서로 떨어져 있는 양극의 자장이 종종 밝은 고리 모양으로 연결되어 자력선을 나타내고 있다. 이 활동영역 위에는 고리 모양의 자장이 형성되어 고온의 가스가 빠져나가지 못하게 하는 그릇역할을 하고 있기 때문에 온도와 밀도가 높다. 자장이 우주공간을 향해 수직으로 연장되어 있을 때는 고온을 유지하는 그릇역할을 하는 자장을 만들지 못해서 가스는 우주공간으로 빠져나가 코로나 홀이 된다. 코로나의 밀도와 온도는 전파망원경을 이용하여 알 수 있다.

또한 전파관측과 자이로 주파수의 흡수효과를 이용하면 코로나의 자장도 알 수 있다. 코로나가 고온이라는 것은 흥미로운 문제를 포함하고 있다. 대류층에서는 일정한 에너지가 음파의 형태로 운반되는 한편 태양의 표면에서는 밀도가 급히 낮아지기 때문에 숫자가 적은 원자가 에너지를 떠맡아 급히 고온으로 된다는 설이 있으나, 현재로서는 자력선을 따라 고온의 코로나가 보이기 때문에 자장의 에너지가 코로나를 가열하고 있다고 생각하고 있다.

아인슈타인위성이 관측한 결과, 코로나는 태양에만 있는 것이 아니라 여러 항성의 바깥부분에서도 관측되는 일반적인 대기층이다.

태양풍

파커는 코로나에서 끊임없이 플라스마가 유출되고 있을 것이라고 예언했다.

관측 결과 이 플라스마 흐름은 지구근처에서 300~500km/s 속도로 움직이며 밀도는 원자 약 1~10개/㎤였다. 이 플라스마의 흐름을 태양풍이라고 한다. 코로나는 열전도가 잘 되기 때문에 태양중심에서 태양반지름의 5배만큼 떨어져 있어도 온도는 약간 떨어질 뿐이지만 인력은 25배 작아지기 때문에 고온의 가스는 탈출속도를 넘어 쉽게 인력권 밖으로 탈출할 수 있다. 태양에서 행성간 공간으로 나온 나선 모양의 자장을 따라 태양풍의 플라스마가 흐른다. 500km/s 속도의 태양풍은 27일 만에 토성궤도에 도착한다.

그러나 그 사이에 태양이 1회 자전하므로 태양풍과 함께 나오는 자력선은 태양 주위에서 소용돌이쳐 나선형이 된다. 마찬가지로 지구에 도달하는 태양풍의 근원은 도착하는 동안 지구를 향한 위치보다 36° 정도 서쪽으로 돌게 된다. 자력선은 도중에서 끊어지는 일이 없기 때문에 이것을 따라 플라스마가 흐른다. 관측에 의하면 지구궤도에서의 행성간 자장은 태양에서 볼 때 상당히 넓은 범위에 걸쳐 거의 일정한 단일 극성을 나타내고 있다. 태양풍은 지구자기권에 흡수되어 여러 가지 지구물리학적 현상을 일으킨다.

코로나 홀

코로나의 X선으로는 일부 영역, 특히 극영역이 어두워서 잘 보이지 않는 경우가 있다.

오랜 기간에 걸쳐 스카이랩에서 찍은 X선 사진에는 태양면 위에 장화 모양의 어두운 영역이 수개월 동안 보였다. 이 영역의 자장은 태양면에 대해 거의 수직이기 때문에 태양풍으로 된 코로나 플라스마가 바깥으로 빠져나가기 쉬운 곳이었다. 주기가 27일인 지자기의 요란은 이와 같은 코로나홀이 지구와 마주볼 때 일어난다.

태양활동

태양에 흑점이 없다면 태양은 평온하고 조용한 별이었을 것이다.

이러한 사실은 태양활동의 극소기에는 흑점이 몇 개 없고 태양면이 조용하다는 것으로도 알 수 있다. 활동기가 시작되면 흑점이 20~35°의 고위도영역에 나타나며 차차 저위도영역에도 나타난다. 위도가 5~35° 이외의 영역에서는 흑점은 거의 나타나지 않는다. 하나의 흑점군은 보통 2개의 무리로 나타나며, 자기의 극성은 서로 반대이다. 흑점군의 숫자는 활동기에 들어간 뒤 2~3년 후에 극대로 되고, 흑점의 면적은 약 1년 후에 극대가 된다. 흑점군의 평균수명은 약 1개월이다.

흑점군은 극대기를 향하는 시기에는 넓은 위도에 걸쳐 나타나지만, 점차 적도지역 근처에 모이게 된다. 최대의 흑점군과 최대의 플레어는 흑점수가 극대로 된 뒤 2~3년 후에 보이는 경우가 많다. 활동의 극대기에는 태양면에 약 10개의 흑점군, 흑점상대수로는 약 300개의 흑점이 보인다. 경우에 따라서는 1955~70년의 경우처럼 한쪽 반구에 많은 흑점이 보이는 경우도 있다.

1946, 1957년의 두 활동기는 관측사상 가장 활발했다. 자장의 활동기는 약 22년이다. 북반구 또는 남반구 한쪽만을 주목해보면, 11년 동안은 선행흑점이 N극을 나타내고 다음 11년 동안은 S극을 나타내며, 또 다음 활동기에 들어서 다시 N극이 되기 때문에 22년 만에 원래상태로 되돌아오게 된다. 활동기의 초기에는 극영역의 자장이 이전 활동기의 후속 흑점의 극성과 같게 된다. 흑점이 모이거나 흩어지는 사이에 뒤따르는 흑점의 자장이 극지역으로 이동하면서 극영역의 극성을 바꾸어간다.

따라서 극영역자장(일반자장)의 극성은 11년마다 역전한다. 흑점자장이 훨씬 강하기 때문에 일반자장은 태양표면 근처에서는 그다지 중요하지 않다. 그러나 태양으로부터 먼 곳에서는 태양풍의 소용돌이 구조에 영향을 미친다.

몬더 극소기

영국의 천문학자 몬더는 흑점군이 거의 관측되지 않은 5년의 기간중에 활동하는 하나의 극소기가 있음을 지적했다.

그후 16년 뒤에 흑점군이 또 나타났다. 경험이 많은 관측자들은 그들이 수년 간에 걸쳐 흑점군을 전혀 관측하지 못했던 것에 대해 언급하면서 새로운 흑점군의 출현을 하나의 큰 현상으로 보고했다. 이 기간에는 유럽 일대가 추워져 소빙하기에 해당한다. 그러나 몬더 극소기가 소빙하기의 원인인지의 여부는 아직 알려지지 않고 있다. 이 시기에는 흑점의 주기가 11년이었지만 흑점의 개수는 아주 적었다.

에디는 몬더 극소기와 같은 시기가 약 500년마다 나타났다고 설명한다.

흑점

흑점은 태양활동을 나타내는 두드러진 형태로서 작은 망원경으로도 볼 수 있다.

이것은 강한 자장에 의해 생기는 태양표면의 어두운 부분이다. 자장이 있으면 대류운동을 막기 때문에 내부 에너지를 표면으로 전달하기 어렵게 되어 태양표면이 어두워진다고 생각된다. 불가사의한 것은 저온인 흑점 부근의 온도가 가장 높은 것으로, 이것은 흑점에 존재하는 강한 자장 때문일 것이다. 태양표면 아래에서 금줄 같은 형태의 자장의 고리가 올라오면 N극과 S극의 흑점이 나타난다. 새로 나타난 흑점군의 극성이 먼저 나타나 있던 흑점군의 극성과 반대이면 보통 곧 없어진다.

그러나 반대 극성을 갖는 흑점군이 성장하면 활동도가 큰 대형 흑점군으로 된다. 흑점군과 주위의 밝은 채층영역(강한 자장영역)을 포함하는 곳을 활동영역이라고 한다. 전형적인 소흑점군은 2개의 선행흑점과 후속흑점 무리로 며칠 동안 성장한 뒤 1~2주 지나면 사라진다. 선행흑점과 후속흑점의 자장영역의 궤적에는 약한 플라주가 보인다.

그러나 경우에 따라서는 처음부터 작은 양극성 흑점군이 빠르게 성장하거나, 이전부터 있었던 흑점군 사이에 새로운 흑점군이 나타나서 대형 흑점군으로 성장하는 경우도 있다. 새로운 자장이 기존의 자장 사이에 들어가 변형을 일으키면 이 변형을 없애기 위해 많은 플레어가 생긴다.

발달된 흑점은 중간에 암부라고 부르는 어두운 부분과 그것을 둘러싼 반암부로 되어 있다.

암부자장의 방향은 흑점에 대해 수직이며 강한 자계를 지닌다. 반암부자장의 방향은 수평방향이며 넓은 자장을 따라 반지름 방향으로 어두운 줄무늬가 보인다. 암부의 온도는 3,000K 정도로 주위보다 낮아 어둡게 보인다. 흑점내부의 압력은 자장에 의한 압력과 가스 압력의 조화를 이루는데, 이것은 흑점의 바깥쪽 압력과 균형을 이루고 있기 때문이다.

따라서 흑점내부의 가스 압력은 외부보다 상당히 낮다. 흑점 윗부분에 있는 채층에는 150초 주기로 깜박거리는 암부의 섬광이 있다. 반암부에도 300초의 주기와 약 10km/s의 속도를 지닌 방사상의 파동이 퍼진다. N극과 S극의 두 흑점을 고리 모양으로 연결한 밝은 코로나는 200만~300만K의 높은 온도를 가지며 밀도도 높아 코로나 압축부라고 한다.

흑점의 활동은 태양면 전체에 걸쳐 거의 동시에 일어나는 경향이 있다.

이것은 자장의 출현이 일부에서만 나타나는 것이 아닌 대규모 현상일지도 모른다는 것을 시사해주고 있다. 태양의 적도영역은 극영역보다 빨리 자전하므로 적도에 가까운 영역의 흑점들이 먼저 나아가고 적도에서 떨어진 영역의 흑점들은 뒤에 남아, 나비의 날개 같은 모양을 한 단극영역이 만들어진다. 경우에 따라서는 이와 같은 영역이 경도방향으로 90~120° 정도 되기도 한다. 이러한 극성은 보통 후속흑점의 극성과 같다. 이 자장이 북극과 남극에 도달하면 기존의 자장을 반전시키기 때문에 북극과 남극의 극성은 22년을 주기로 같은 극성이 된다.

수명이 짧은 활동영역

강한 자장영역을 나타내는 흑점 외에도 수명이 짧은 활동영역도 나타난다.

이것은 작은 영역에 자장은 나타나지만 흑점이 보이지 않는 현상으로서 평균수명은 1일 이하이다. 또한 흑점이 나타나는 위도에만 한정되지 않으며 태양전면에 걸쳐 출현하면서 하루에 600개 정도가 보이는데, 하루에 2개 정도가 새로 출현한다. 태양면 위에 출현하는 자속은 이런 활동영역 때문에 일어나는 것이다. 이 자장은 양극이 접근한 형태이기 때문에 태양전체의 자장형태에는 영향을 미치지 않는다. 이것은 흑점이 출현하는 영역에서 떨어진 곳에 나타나는 그물구조의 원인이 되는 것이며 X선 사진에서는 밝은 점으로 나타난다.

홍염

홍염은 태양면에서 나타나는 현상 중에서 가장 아름다운 것이다.

지구상의 구름과 비슷하게 보이지만 자장 때문에 생기는 것이다. 홍염의 밀도는 광구보다 낮으며, 광구면에 나타날 때는 어두운 줄무늬처럼 보이지만 태양 가장자리에서는 붉게 빛나는 구름처럼 보인다. 홍염은 수명이 길고 조용한 것과 활동적인 것이 있다. 비활동성 홍염은 대규모의 자장과 관계있으며 양 극에서 나타난다. 한편 고리 모양의 활동성 홍염에서는 하강하는 가스가 관측되지만 그밖의 홍염에서는 가스가 모두 상승하고 있다.

태양의 가장자리에 보이는 비활동성 홍염의 스펙트럼은 본질적으로 채층의 스펙트럼과 비슷하며, 주로 광구의 빛에 의해 여기된 가스가 빛나고 있다. 채층의 스펙트럼은 스피큘의 격렬한 운동 때문에 휘선폭이 넓은 데 비해, 홍염의 스펙트럼의 휘선은 폭이 좁아 내부운동이 조용하다는 것을 보여준다. 온도는 약 5,000K이다. 활동성 홍염은 비활동성 홍염과 달리 온도가 매우 높은 플레어의 일부이거나 고온의 코로나에서 위축된 것이기 때문에 3만~10만K의 고온 플라스마 상태에 있으며 헬륨을 전리시키고 강한 극자외선을 복사한다.

플레어

플레어는 자장의 에너지를 갑자기 방출하는 폭발현상이다.

큰 플레어가 일어날 때 방출되는 에너지는 10³⁴erg로 태양이 10초 동안 우주공간으로 방출하는 복사에너지에 해당한다. 이러한 에너지 폭발은 코로나 영역에서 일어나며, 이것에 의해 전자와 양자 등의 입자가 가속되어 코로나 영역이 가열되고 곧이어 채층과 광구를 밝게 만든다. Hα선으로 보면 보통의 채층보다 10배나 밝으며, 면적은 수억㎢에서 50억㎢이다. 작은 플레어는 플레어 발생 후 수초 만에, 큰 플레어는 수분 만에 가장 밝은 상태가 되며, 그후 1시간에서 1일 정도 걸려서 천천히 원래 상태로 돌아간다.

즉 초기에는 에너지가 급격히 방출된 뒤 후반에는 천천히 방출되는 것 같다.

플레어의 원인은 자장의 변화이다. 기존의 흑점군에 새로운 흑점군이 나타나거나, 흑점이 이동을 시작함에 따라 코로나 안의 자장에 뒤틀림이 생겨 자장의 구배가 일정한 한계를 넘으면, 급속하게 불안정하게 되고 난류상태가 발생하면 전기저항도 급속히 커져서 에너지가 폭발적으로 방출된다.

이와 같이 자장에 갇힌 플라스마의 불안정성은 지상에서의 핵융합실험에서도 나타난다. 플레어의 두드러진 특징은 방출된 에너지의 대부분이 입자를 가속시키면서 소비되는 것인데, 이것은 천연 싱크로트론 장치라고도 한다. 높은 에너지를 띤 양자는 태양대기의 원자핵과 충돌하여 복사선을 방출한다. 가속된 전자는 주변의 코로나에 존재하는 이온과 충돌해서 강한 복사선을 방출한다. 동시에 태양전파도 역시 싱크로트론 복사선의 형태로 방출된다. 또한 이 높은 에너지의 전자와 양자가 채층에 뛰어들어 채층을 빠르게 가열하면서 증발현상을 일으키면 채층의 가스가 코로나를 향해 상승한다.

이 가스의 밀도는 100억 개/㎤로 일반적인 코로나 밀도의 10~100배나 되며, 온도는 1,000만K를 넘는다. 더이상 에너지를 얻을 수 없게 되면 플레어의 플라스마는 냉각되기 시작해 고리 모양의 홍염이 선의 형태로 보이기 시작한다. 태양이 자전하기 때문에 지구와 태양을 이어주는 자력선은 똑바르지 않고 태양의 서쪽 반구와 연결되어 있다. 이 자력선을 따라 양자와 같은 에너지가 높은 입자가 약 1,000km/s의 고속으로 지구를 향해 날아오고 있다.

그러나 지표면은 지구의 자장으로 보호되고 있기 때문에 이 입자들이 지구자기권 안에까지 도달하지 못한다. 자기권 밖에 있는 우주비행사에게 이 입자들은 치명적이다. 플레어가 발생하면 플라스마가 우주공간으로 나온다. 이것은 분출하는 자장을 따라서 방출되거나, 플레어가 발생할 때 생기는 높은 압력 때문에 치솟는 것 같다. 1,500km/s 속도의 분출 가스도 기록된 적이 있지만 평균속도는 100~300km/s 정도이다.

플레어에서 발생한 전자선은 코로나 사이를 광속으로 통과한다. 코로나의 높이가 높을수록 밀도는 감소하기 때문에 전자가 통과할 때 발생하는 전자파의 주파수는 작아진다. 이 전자의 흐름은 지구까지 도달하여 4만eV(전자 볼트)의 전자 펄스로 관측된다.

태양이 지구에 미치는 영향

태양은 지구대기에 여러 가지 영향을 끼친다. 일반적으로 지구에 다다른 태양풍은 지구자장을 밀어내어 자기권을 만들며, 그 안쪽을 지구자장이 지배하는 영역으로 만든다. 태양풍은 코로나의 암부(코로나 홀)와 플레어를 따라서 고속흐름이 되어 지구까지 불어와 오로라와 지자기요란을 발생시켜 전파통신에 장애를 준다. 플레어에서 발생한 복사선이 지구대기를 비추면 대기의 전리도를 증가시켜 전파장애를 일으키기도 한다. 태양에서 오는 자외선은 오존층을 만들고, 그결과 지구대기의 밑부분에 사는 생물들은 강렬한 자외선을 피할 수 있다. 가장 중요한 관심의 대상은 지구의 기후에 미치는 태양의 영향이지만, 이것은 미해결로 남아 있다.