광구(Photosphere)

광구(photosphere)는 태양의 대기가 가장 낮은 층인 흰 빛으로 관측되는 태양 표면으로 두께는 500km 정도입니다. 우리가 받는 태양 에너지의 양은 기본적으로 광구에서 나오는 것입니다. 따라서 태양의 스펙트럼은 사실상 광구의 스펙트럼입니다.

광구

 

태양의 대기는 3단으로 광구층, 색구층, 코로나층이지만 3층 사이에는 명확한 경계가 없습니다. 태양구(光光球)는 우리가 흔히 보는 태양의 둥근 면입니다. 흔히 말하는 태양의 반지름도 광구의 반지름을 말합니다. 광구층은 대류권 밖에 위치하며, 태양 대기권에 속합니다. 밑바닥이나 안쪽입니다. 광구의 표면은 기체 상태이고 평균 밀도는 물의 몇억 분의 1에 불과합니다. 그러나 그것은 두께가 500킬로미터에 달하기 때문에 광구는 불투명합니다. 광구층의 대기 중에 격렬한 활동 현상이 존재합니다. 망원경으로 광구 표면에는 수많은 반점 모양의 구조물이 빽빽하게 들어차 있는 것을 볼 수 있습니다. 쌀알 조직이라고 합니다. 이들은 매우 불안정하며 보통 5~10분 정도 지속되며, 광구의 평균 온도보다 300~400℃ 더 높습니다. 현재 과학자들은 이 쌀알조직이 광구 아래 기체의 격렬한 대류에 의한 현상이라고 보고 있습니다. 

물리 상태

전체적으로는 빛덩어리가 밝다고 하지만 각 부분의 밝기는 매우 고르지 않습니다. 광구 안에 쌀알 조직이 가득해 총 400만 개에 이를 것으로 추정됩니다. 빛의 공의 활동 구역에는 태양흑점, 빛의 반점, 가끔 흰 빛의 반점이 있습니다. 그것들의 밝기와 물리적 상태와 구조는 모두 차이가 납니다. 평균 비스포크볼 위 평수 각 센티미터에서 초당 방출되는 방사능 유량은 6.3X10 ℓ로 광구의 유효온도를 5500도로 계산할 수 있습니다.

이 복사 유량은 각 주파수 대역의 복사 강도의 총합입니다.광구의 온도는 높이에 따라 다릅니다. 안쪽에서 바깥쪽으로 갈수록 온도가 낮아집니다. 빛덩어리와 빛덩어리가 만나는 지점은 온도가 최저치로 내려간 4000여 도에 불과했지만 다시 역상승해 코로나19에서 무려 백만 도에 달했습니다. 광구의 물질 밀도는 입방미터당 1센티미터 정도입니다. 0그램, 가스 압력은 대략 10타인/센티미터와 같습니다.

화학 성분

태양 스펙트럼 선의 증명을 통해 태양에 어떤 화학 원소가 있는지 정성적으로 알 수 있습니다. 그러나 태양 위의 각종 원소의 함량을 정량적으로 측정해야 합니다.
정량 연구의 고전적인 방법은 성장 곡선법입니다. 이 곡선은 어떤 원소의 계보선의 등치 폭과 이 계보선이 시작하여 천이하는 상태를 발생시키는 원자 수 사이의 관계를 나타냅니다. 이미 알려진 성장 곡선의 경우 관측된 스펙트럼의 윤곽에 의해 등치 폭을 구하면 해당 원형을 얻을 수 있습니다. 같은 원소의 여러 개로 되어 있습니다. 스펙트럼 선은 원자 수에 상응하는 일련의 원자 수를 구합니다. 따라서 이 원소의 원자 총수를 구하고 구합니다. 일련의 원소에 대해 이러한 작업을 하면 태양의 화학 성분을 측정할 수 있습니다.

새로운 방법은 분광 종합법입니다. 그 주요 내용은 화학 함량을 포함한 일련의 물리적 파라미터들을 사용하여 일정한 파장 범위 내의 모든 스펙트럼의 윤곽을 계산하고 관측과 비교합니다. 만약 모두 일치하지 않으면 화학 함량이나 기타 파라미터들을 비교적 적합할 때까지 조정합니다.

아래 표는 광구의 각 원소의 상대적 함량 A의 상용 로그를 나열합니다. 광구 스펙트럼에 헬륨선이 없기 때문에 표에는 헬륨의 함량이 열거되어 있지 않습니다. 하지만 색구와 일이의 스펙트럼 연구를 통해 헬륨과 수소의 함량비는 63:1000으로 나왔습니다. 태양 대기의 각 층은 항상 운동하기 때문에상태, 화학 성분은 기본적으로 하나여야 합니다. 따라서 이 숫자는 광구의 헬륨 함량을 나타낼 수 있습니다.

만약 활동 영역과 쌀알 조직을 고려하지 않는다면, 빛 공의 각 부분의 밝기가 다른 것을 쉽게 알 수 있습니다. 일면 중심부가 가장 밝습니다. 가장자리에 가까울수록 어두워집니다. 이런 현상을 임변 어두움이라고 합니다. 임변의 어두움 현상을 관측함으로써 광구의 온도 분포를 유도할 수 있습니다. 대일면에 어떤 점이 있어 그 법선과 관측자의 시선 방향입니다. 이 협각은 θ이라고 했을 때 방사 방사선의 세기는 방사 전이 방정식의 형태로 다음과 같습니다.

I（θ，0） = ∫S exp ( - tsecθ ) secθd t [ 1 ]

 

함께 소스 함수 S가 다음 식에 주어졌다고 가정하면

S = a+bt [ 2 ]

 

[2] 식을 [1] 식에 대입하면 쉽게 구할 수 있습니다:

 

I（θ，0） = a+bcosθ [ 3 ]

 

일정한 주파수에서의 임변 암흑관으로부터 계수 a와 b를 측정하여 [2]식에 대입하면 깊이에 따른 소스 함수의 분포를 얻을 수 있습니다.더 나아가, 소스 함수는 주로 온도의 함수입니다. 예를 들어, 국소적 열동 평형을 가정할 때, 소스 함수는 플랑크 함수입니다. [2]와 식을 연립시키면, 온도를 구할 수 있습니다. 깊이에 따른 분포입니다.

 

연속 스펙트럼

가시광선 및 일부 자외 및 적외선 주파수 대역에서 태양 스펙트럼은 기본적으로 광구의 스펙트럼입니다. 그것은 밝은 연속 스펙트럼으로, 그 위에 대량의 흡수선인 '프랑과 페이선'이 겹쳐져 있습니다. 연속 스펙트럼과 흡수선은 모두 광구에서 형성됩니다. 그러나 일부 강선은 수소와 같은 H입니다. a와 칼슘의 H, '의 중심부분(分)은 색구(色球)에서 형성됩니다.광구 복사는 직접 쏠 수 없기 때문에 흡수계수가 매우 크기 때문입니다. 1700E 이하의 자외, 원자외, X선 및 원적외선 및 전파 대역의 복사는 색구와 코로나에서 발생합니다.

태양 연속 스펙트럼은 주로 음수소 이온에 의해 발생합니다. 자유 전자가 수소 원자에 흡착될 때 여분의 에너지를 방출하는데, 이 에너지의 방출은 연속적이기 때문에 연속 스펙트럼이 발생합니다. 연속 스펙트럼의 에너지는 광구에서 주로 복사 과정에 의해 전파됩니다.

평균 밀도

광구의 기체 평균 밀도는 물의 몇억 분의 1밖에 안 됩니다. 광구 가스가 이렇게 희박하니 아주 투명할 텐데 사실은 그렇지 않습니다. 비록 몇 센티미터의 얇은 가스는 마치 가벼운 베와 같이 투명하지만, 수백 킬로미터 두께의 가스는 마치 수천 수만 겹의 베일이 겹쳐 있는 것처럼, 그 것입니다. 효과가 마치 벽과 같아서, 아니게 됩니다. 그래서 사람들은 광구층의 수 백 킬로미터 이내의 태양 복사를 보기 어렵습니다.

만약 천체망원경을 태양에 맞추면(천만 주의, 절대 눈으로 직접 볼 수 없습니다!눈이 화상을 입혀 실명할 수 있습니다.) 망원경에서 태양의 상을 필터로 빛을 감소시키면 광구의 표면을 볼 수 있습니다. 이때 태양 원면의 중간 부분이 가장자리보다 밝아야 합니다. 이것은 우리가 보는 태양의 원면 중간 부분에서 나오는 빛은 태양의 비교적 깊은 곳에서 나오는 것이고 태양의 원면 가장자리에서 나오는 빛은 태양이 얕고 온도가 낮은 대기권에서 나오는 것이기 때문입니다. 이 현상의 관측에서 광구의 온도분포도 유도할 수 있습니다. 광구 상층부의 온도는 섭씨 4500여 도에 불과하고 아래로 내려갈수록 온도가 높아져 광구 하층부에 이르면 섭씨 6000여 도에 달합니다.

빛덩어리에는 알알 같은 '쌀알 조직'이 빽빽이 들어차 있습니다. 고속카메라로 이 쌀알을 찍어주면 스크린에서 춤사위를 볼 수 있습니다. 그것들은 변화가 매우 빨라서 몇 분 후에 마치 위아래로 구르는 것처럼 새로운 '쌀알'로 대체되었습니다. 당신은 이 '쌀알'들이 얼마나 큰지 상상할 수 있습니까? 큰 '쌀알'은 길이가 약 1400여㎞이고 작은 것도 300여㎞입니다. 천문학자들은 일면에 있는 쌀알의 총 수를 몇 백만 개로 추정합니다.

쌀알 조직은 주변보다 밝습니다. 그 온도는 주변보다 약 200~300℃ 높습니다. 그리고 초당 0.5km의 속도로 위로 이동합니다. 쌀알이 일면에서 불규칙하게 움직이고, 속도는 초속 4㎞ 정도라고 합니다. 쌀알의 신속한 이동은 쌀알 조직이 광구에서 비롯되었음을 말합니다. 층의 아래쪽에서 솟아오르는 기류입니다. 광구는 실제로 그 아래에 있는, 끓는 태양 대류층의 꼭대기입니다.

광선구

광구는 실제로 보이는 태양의 둥근 면입니다. 그것은 비교적 명확한 둘레 경계선을 가지고 있습니다. 광구의 표면은 기체 상태입니다. 그 평균 밀도는 물의 몇억 분의 1밖에 안 됩니다. 빛덩이는 두께가 500km에 달해 불투명합니다. 빛덩어리에 매우 불안정한 점들이 촘촘히 분포되어 있어 일명 '얼룩'이라고 불리는 쌀알 조직입니다. 광구 아래 기체가 대류하면서 생기는 현상입니다. 또한 초미립자 조직도 있어 지름과 수명이 훨씬 많습니다. 빛덩어리에는 태양의 흑점과 반점이 분포되어 있고, 간혹 흰 빛의 반점이 나타나기도 합니다. 이러한 활동현상들은 큰 차이가 나는 밝기와 물리적 상태, 구조를 가지고 있습니다.

태양흑점이란 광구층 위의 어두운 영역으로, 그 온도는 대략 4,500K이고, 광구의 나머지 부분의 온도는 약 6,000K입니다. 밝은 빛방울에 받쳐주면 까맣게 보이거든요. 완전하게 발전한 흑점은 비교적 어두운 핵(본영)과 그것을 둘러싼 비교적 밝은 부분(반쪽)에서 비롯됩니다. 그림자)로 구성되어 있어 모양이 옅은 것 같습니다.

태양흑점은 태양활동의 가장 뚜렷한 표시 중의 하나입니다. 태양흑점의 두드러진 특징은 태양흑점의 500가우스부터 큰 태양흑점의 4000가우스까지 범위가 다양하다는 점입니다. 흑점이 가장 많은 해는 태양활동 극대년, 가장 적은 해는 태양활동극이라고 합니다. 태양 흑점의 평균적인 활동주기는 11.2년입니다. 빛덩어리 위에는 빛의 반점이라고 하는 주변보다 더 밝은 영역이 있습니다. 그것은 흑점과 늘 함께 합니다.