태양흑점

개요

흑점이 어둡게 보이는 것은 주위의 광구보다 1000K~2000K가 낮기 때문이다. 흑점의 어두운 중심부는 암부(umbra)라고 하며, 바깥의 밝은 부분은 반암부(penumbra)라고 한다. 크기는 지구보다 몇 배가 큰 것도 있고, 망원경으로는 관측하기 어려울 만큼 작은 것도 있다. 이들은 수개월 동안 지속된다. 흑점은 하나가 독립적으로 나타나기도 하지만 대체로 반대의 자성(磁性)을 갖는 쌍(태양의 자전방향에 대해 주흑점과 부흑점으로 구분됨)이나 군(群)을 이룬다. 그러나 한 주기에서 다음 주기로 넘어가면서 이 자성은 바뀐다. 즉 주흑점이 한 주기 동안 N자성을 띠었으면, 다음 주기에는 S자성을 띤다. 태양의 한쪽 반구에 있는 주흑점과 부흑점은 적도를 중심으로 반대편 반구에 있는 주흑점과 부흑점의 자극과 항상 반대 자성을 띤다.

관측

몇 개의 큰 흑점은 태양이 구름에 가리워질 때 또는 카메라를 통해 육안으로 볼 수 있다. 흑점이라고 알려져 있는 태양 표면 현상의 존재 사실은 갈릴레오, T. 해리엇, H. 파브리시위스, C. 샤이너 등의 독립적·체계적인 연구가 수행된 1611년경에 받아들여지게 되었다. 1843년 S. H. 슈바베는 태양주기의 발견을 발표했다. 이에 따르면 흑점의 수는 평균적으로 11년마다 최대가 되며, 이 효과는 지구에 영향을 미치기도 한다(→ 북극광).

1908년 G. H. 헤일이 흑점의 자기장을 발견했고, 1909년 J. 에버셰드는 태양흑점의 중심에서 기체가 동경 방향으로 운동하는 현상을 관측했다. 1922년 A. R. 마운더는 여러 번에 걸친 태양활동주기 동안 관측된 위도에 따른 태양흑점의 움직임을 그림으로 나타냈다. 이 그림은 모양이 나비의 날개를 닮아 흔히 나비도표라고도 한다. 태양주기는 중위도지역에서 작은 흑점이 나타나는 것으로 시작된다. 태양활동의 극대기에 가까워짐에 따라 흑점은 태양의 적도 근처로 접근해간다.

발생 원인

1860년경 R. C. 캐링턴은 태양흑점 관측을 통해 태양이 강체처럼 회전하는 것이 아니라 위도에 따라 다른 속도로 자전하며, 적도 부근의 자전속도가 가장 빠르다는 사실을 발견했다. 적도나 극지방 주변에서는 태양흑점이 보이지 않는다. 1926년 V. 예르크네스는 위치에 따른 태양자전 속도의 차이로 인해 꼬인 자력선이 끊어져 그 끝부분이 흑점으로 나타난다는 이론을 세웠다. 그 이후 예르크네스의 이론을 수정한 다양한 의견이 제시되었으나, 태양흑점의 원인은 아직도 불확실하다.

지구에 미치는 영향

흑점이 폭발하면서 발생하는 태양플레어는 양성자폭풍이라고 하는 강력한 고에너지 입자의 흐름을 분출한다. 또한 강력한 태양풍을 생성하면서 지구의 우주기상에 막대한 영향을 미친다. 태양풍은 자기권 내부의 에너지 변화를 야기하며, 무선 통신에 지장을 주고 위성의 궤도 변화를 유도한다. 오로라를 형성하게 하는 것도 태양플레어의 영향이다.