태양 흑점

태양 흑점

 

태양의 광구 표면에 때때로 어두운 영역이 나타나기도 하는데 그것은 자기장이 모여 있는 곳이며 이것이 태양흑점입니다. 흑점은 태양 표면에서 볼 수 있는 가장 두드러진 현상입니다. 중간 크기의 흑점 하나가 대략 지구의 크기와 비슷합니다. 태양흑점은 태양구 표면에 존재하며 자기장이 모이는 곳입니다. 그 수와 위치는 일정 시간 간격으로 주기적으로 변합니다. 

흑점의 형성과 소멸에는 며칠에서 몇 주가 걸립니다. 강한 자기장이 태양 표면으로 떠오르면 이 지역의 배경 온도는 섭씨 6000도에서 4000도로 천천히 낮아집니다. 이때 이 지역은 태양 표면에 암점 형태로 나타납니다. 흑점 중심에서 가장 검은 부분을 본영이라고 하는데, 본영은 자기장이 가장 강한 영역입니다. 본 그림자의 둘레가 그리 어둡지 않고 줄무늬 모양으로 보이는 영역을 반그림자라고 합니다. 태양표면을 따라 흑점이 돌면서 약 27일에 한 번씩 자전을 합니다. 

흑점이 많을 때는 다른 태양 활동도 잦을 것이라는 게 오랜 관측입니다. 흑점 근처의 빛덩어리에는 항상 반점이 생기고, 흑점 상공의 색구에는 항상 반점이 생기며, 그 근처에는 일이가 자주 있습니다. 또 태양의 절대 다수가 흑점 상공의 대기에서도 활동합니다. 그래서 태양 대기의 저층부터 고층까지 흑점을 중심으로 하나의 활을 형성합니다. 움직이는 중심인 태양 활동 구역입니다.블랙은 활동존의 핵심이자 활동존의 가장 뚜렷한 상징입니다.

서양에서 태양흑점은 오랫동안 무시되어 왔습니다. 아리스토텔레스는 태양이 완전무결하기 때문에 태양에 흑점이 없을 것이라는 견해가 일치하는 것은 17세기까지입니다. 서기 1610년 이탈리아의 천문학자 갈릴레이가 처음으로 망원경으로 태양 흑점을 보았는데, 흑점이 태양 표면의 매우 일반적인 현상이라는 것을 발견했습니다. 하지만 이 같은 관측 결과는 당시 종교적 교리에 저촉됩니다. 1818년부터 비교적 일반적인 매일 흑점 관측으로 비교적 확실한 흑점 자료가 있습니다. 1610~1818년의 흑점 기록자료는 일관성이 없고 고르지 않아 여러 가지 계통오차가 있으며, 특히 1750년 이전의 관측기록은 매우 불확실합니다.

태양흑점의 일반적인 관측은 우리에게 태양흑점 자체의 변화법칙을 인식시킬 뿐만 아니라 태양상의 다른 현상과 법칙도 제시해 줍니다. 예를 들어 태양의 자기장, 태양의 자전, 흰 빛의 요반은 모두 흑점 관측에서 발견됩니다.

 

흑점 발생 원인

흑점을 자세히 살펴보면, 발달한 흑점은 중심색이 어두운 부분과 그 주변이 어두운 부분으로 이루어져 있습니다. 전자는 흑점의 본영이고 후자는 흑점의 반영입니다. 흑점은 태양구 상의 저온 영역입니다. 본 영상구의 절대 온도는 4000℃ 정도이고 반그림자는 5400℃입니다. 그래서 흑점은 사실 검지 않습니다. 밝은 빛방울 배경이 받쳐주어 까맣게 보입니다.

 

 

태양 표면 자기장 구조

흑점 온도가 낮은 직접적인 원인은 강한 자기장을 갖고 있기 때문입니다. 자기장 강도는 약 1000가우스~4000가우스 사이로 지구상의 자기장 강도에 비해 1만 배 이상 높습니다. 강한 자기장은 태양 내부의 에너지가 대류 방식으로 외부로 전달되는 것을 억제합니다. 따라서, 강한 자기장이 태양 표면에 떠오르면, 이 영역의 배경 온도는 천천히 5700℃에서 4000℃로 낮아집니다. 좌우, 이 영역이 암점형태로 나오게 하는, 즉 흑점이 생기게 되는 것입니다.

흑점은 무리를 지어 나타나는 경향이 있습니다. 발달하고 성숙된 전형적인 흑점군은 두 부분으로 이루어져 있습니다. 태양이 자전하기 때문에 서쪽 부분이 항상 앞에 있는 것을 전도부라고 합니다. 이에 대응하여 동쪽을 후수부라고 합니다. 전도와 후부 흑점의 자기장 극성이 반대로 하나는 북자극(N)과 같고 다른 하나는 남자극(S)과 같이 나타납니다. 이러한 흑점군을 쌍극흑이라고 부르기도 합니다. 흑점군에도 단 하나의 극성만을 가진 단극군과 극성 분포가 복잡한 다극군이 존재합니다. 일반적으로 흑점군이 클수록 자기장 극성이 복잡하고 자기장 강도가 큽니다.