태양의 표면

 

 

태양 표면의 요소들

 

 

 

광구

광구는 태양의 외피이며, 거기에서 빛이 방사됩니다. 광구는 특정 파장의 광자에 대해 투명한 보통 항성인 발광 물체의 가장 깊은 영역입니다. 그리고 두께는 약 100 킬로미터입니다.

 

태양의 광구는 약 4500-6000 켈빈으로 알려져 있지만, 유효 온도는 슈테판-볼츠만의 법칙에서 주어지는 온도로 정의되어 있습니다. 중성자별을 제외하고 항성에는 고체 또는 액체 표면이 없습니다. 따라서 광구는 보통 태양 또는 다른 항성의 육안 표면을 기술하는 데 사용됩니다

 

 

 

쌀알무늬

태양의 광구에서 가장 보편적인 현상은 쌀알무늬입니다.  태양 표면이 쌀알무늬처럼 보이는 것은 태양 광구의 대류 세포 때문입니다. 그것들은 태양의 대류층인 광구 바로 아래 플라즈마의 대류에 의해 야기됩니다. 

 

플라즈마 대류 세포의 중앙에 열이 상승하는 플라즈마가 있습니다. 그리고 쌀알무늬 사이 공간에 더 차갑고 감소하는 냉각 플라즈마가 낙하하고 때문에 쌀알무늬의 바깥 부분 가장자리는 더 어둡습니다.  일반적인 쌀알무늬는 지름이 약 1,000 킬로미터이며 수명이 8-20분밖에 되지 않기 때문에 태양 표면의 끓는 무늬는 끊임없이 변화합니다. 태양 표면은 약 400만 개의 쌀알무늬들로 덮여 있습니다. 쌀알무늬들을 그룹화하면 최대 지름 30,000 킬로미터까지의 '슈퍼 쌀알무늬'가 되고 최대 24시간의 수명을 가집니다.

 

대류 운동에 의해 설명되는 가시적인 외관에 더하여, 개별 쌀알무늬로부터 빛의 도플러 이동 측정은 쌀알무늬의 대류 특성에 관한 증거를 제공합니다.

 

 

 

태양의 활동 주기

태양의 주기는 보통 약 11년 지속되며, 10년 미만에서 12년 조금 넘는 기간 정도이기도 합니다. 태양 주기에서는 태양 흑점의 개체수는 급속히 증가하고 그 후 천천히 감소합니다. 태양 주기 중 태양 흑점 활동이 가장 높은 지점을 흑점 극대기라고 부르고, 가장 낮은 지점은 흑점 극소기라고 부릅니다. 이 주기는 다른 대부분의 태양 활동에서도 관측되며, 이 주기에 따라 태양 자기장의 극성이 변화합니다.

 

주기 초기에는 태양의 흑점은 더 높은 위도에서 나타나고, 그 후 슈뢰르의 법칙에 따라 주기가 흑점 극대기에 가까워지면 적도로 이동합니다. 두 개의 연속된 주기로부터의 흑점은 태양 극소기에 가까운 기간 동안 수년간 공존하고 있습니다. 연속 주기로부터의 흑점은 자기장의 방향과 위도에 따라 구별할 수 있습니다.

 

울프수의 태양 흑점 지수는 특정 간격의 평균 태양 흑점 수와 태양 흑점군을 계산합니다. 11년으로 돌아가는 태양 주기는 1750년대 관측부터 차례로 번호가 매겨져 있습니다.

 

 

 

흑점

태양의 흑점은 태양의 광구 위에 주변보다 다소 시원하고 어둡게 보이는 부분입니다. 이것들은 태양에서 위도가 높은 지역에서 볼 수 있습니다. 그리고 흑점 부분은 태양 내부에서 표면으로의 열의 대류 수송이 억제되는 자성의 농도가 상당한 것으로 추측됩니다. 전형적인 태양의 흑점극소기에서는 태양의 흑점이 거의 보이지 않고 때로는 전혀 보이지 않기도 합니다.  태양의 주기가 흑점 극대기에 가까워짐에 따라 태양 적도 부근에 흑점이 형성되는 경향이 있습니다. 이것은 슈뢰르의 법칙으로 알려져 있습니다. 

 

태양의 11년 흑점 주기는 22년의 밥콕-레이튼의 다이나모 사이클의 절반입니다. 밥콕-레이튼의 다이나모 사이클은 적도 평행 자기장과 극방향 자기장 사이의 에너지 진동 교환에 대응합니다. 흑점 극대기에서 외부의 극방향 자기장은 태양의 다이나모 사이클의 최소 강도에 가깝지만, 태양의 접합층 내 차등 회전에 의해 생성되는 내부 적도 평행 자기장은 최대 강도에 가깝습니다. 다이나모 사이클의 이 시점에서, 대류층 내에서의 부력 상승이 일어나고 광구를 통해 적도 평행 자기장이 발생하여 대략 동서로 정렬되며, 반대의 자기 극성의 발자국을 가진 흑점이 쌍으로 발생합니다. 태양 활동 주기마다 흑점 쌍의 자기 극성이 번갈아 나오는 현상을 헤일의 법칙이라고 설명되고 있습니다.

 

태양 주기의 감소 단계 동안, 에너지는 내부의 적도 평행 자기장에서 외부 극방향 자기장으로 이동하고 태양 흑점은 수와 크기는 감소합니다. 흑점 극소기 때 그에 상응하여 적도 평행 자기장은 최소 강도이고, 흑점은 비교적 드물고 극방향 자기장은 최대 강도입니다. 다음 11년 흑점 주기가 상승함에 따라, 차등 회전은 자기 에너지를 극방향 자기장에서 적도 평행 자기장으로 이전 주기와는 반대되는 극성으로 되돌립니다. 이 과정은 지속적으로 수행되며 이상적이고 단순화된 시나리오에서 11년마다 태양 흑점 주기는 태양의 대규모 자기장의 전체적인 극성 변화에 대응합니다. 

 

 

플레어

태양 플레어는 태양 대기 중 전자 방사가 격렬하게 국소적으로 폭발하는 현상입니다. 플레어는 활동 영역에서 발생하며 코로나 질량 방출, 태양 입자 사건 및 기타 태양 현상을 동반하는 경우가 많지만 항상 그런 것은 아닙니다. 태양 플레어의 발생은 태양의 활동 주기 11년에 따라 달라집니다.

 

태양 플레어는 태양 대기 중에 축적된 자기 에너지가 주위 플라즈마 중 전하 입자를 가속시킬 때 발생하는 것으로 생각됩니다. 이렇게 하면 전자 스펙트럼 전체에 전자 방사가 방출됩니다.  태양 플레어로부터의 고에너지 전자 방사는 지구의 상층 대기, 특히 전리층의 주광 측에 흡수되어 표면에는 도달하지 않습니다. 이 흡수에 의해 단파 무선 통신을 방해할 수 있는 전리층의 이온화가 일시적으로 증가할 가능성이 있습니다.

 

플레어는 다른 항성에서도 발생하며, 그곳에서는 항성 플레어라는 용어가 적용됩니다.