검파의 천문학 이야기

▶ 태양 주기에 관한 이야기 (두 번째 이야기)

2. 태양 주기의 효과

태양의 자기장은 태양 대기와 바깥 층을 모두 코로나를 통하는 방식으로 태양풍으로 내보낸다고 합니다. 그것의 시간과 공간에 따른 변화는 총체적으로 태양 활동이라고 알려진 현상의 장본인입니다. 태양 활동의 모든 것이 태양 자기장 주기에 따라 강하게 변동합니다. 왜냐하면, 후자가 전자에 대하여 어네지원과 동력원의 역활을 하기 때문입니다.

1) 표면 자기장

흑점은 어디에서든지 몇일에서 몇 달 동안 존재할 수도 있습니다. 그러나 흑점은 결국 소멸하고 이는 태양 광구에 자기장 선속을 만들어냅니다. 이러한 자기장은 분산되고, 난류성 대류와 큰 규모의 흐름에 의해서 마구 섞입니다. 이러한 수송 메커니즘은 고위도 지역에서 자화되어 사라진 산물들이 자기장 양극의 극성을 역전시키면서 쌓이게 만듭니다. 

태양 자기장의 안녕 쌍극자 요소가 태양 극대기 시기 부근에서 극성을 역전시키는 것이 관측되고, 그 요소는 태양 극소기에서 최댓값을 갖는 봉우리에 도달합니다. 한편, 흑점은 태양 내부에서 생긴 토러스형의 자기장으로 부터 형성됩니다. 물리적으로 태양 주기는 토러스형 자기장 성분이 플로이달 자기장을 만드는 재생하는 고리로써 생각될 수 있습니다. 이는 다시 원래의 토러스형 자기장의 극성을 역전시키는 것과 같은 새로운 도넛 모양 신호 성분들 만듭니다. 그리고 나서 역전된 극성의 새로운 플로이달 성분을 만들어냅니다.

2) 태양 방사선

총 태양 방사선량은 지구의 상츠애기로 입사하는 태양 복사 에너지의 양입니다. 태양 방사선의 변화는 1978년 말 위성관측이 시작될 때까지 관측할 수 없었다고 합니다. 1970년대부터 ~ 2000년대 까지 인공위성의 라디오미터는 태양 방사선량이 11년의 흑점주기에 따라 총 방사선량에서와 방사선량의 상대적인 성분 두가지 모두에서 체계적으로 변화한다는 것을 보여주었습니다. 태양광도는 태양 극대기에서 태양 극소기에서보다 0.07 퍼센트 더 밝아지지만 2000년대 우주선의 관측은 가시광선량 대비 자외선량의 비율은 이전에 생각했던 것 보다 훨씬 더 변화가 심하다는 것을 보여주었습니다.

인공위성 관측의 주요 발견은 태양 방사선량이 태양 자기 활동 주기와 함께 위상 측면에서 진폭이 약 0.1% 정도, 평균 약 1366 W/m 제곱 정도 변한다는 것입니다. -0.3%까지의 평균에 대한 변화는 큰 흑점군에 의해 0.05%의 평균에 대한 변화는 일주일에서 열흘의 시간규모에서 큰 백반과 밝은 연결망에 의해 변합니다.

인공위성이 관측한 수십년에 걸친 태양 방사선량의 변화는 작지만 탐지할 수 있는 경향성을 보여줍니다.

흑점이 보통의 광구에서 보다 더 어두울지라도 태양방사선량은 태양 극대기에서 더 큽니다. 이는 태양 극대기때의 흑점이외에도 백반, "밝은" 연결망의 활동적인 요소 같은 자화된 구조들 때문에 발생합니다.

이 구조들은 총체적으로 온도가 더 낮지만 더 적은 수의 흑점과 관련된 방사량의 손실을 메꾸려고 합니다. 태양 자전과 흑점 주기 시간 규모에서의 태양 방사선량의 변화를 주도하는 주요 원인은 활발한 태양 자기장 구조의 변화하는 광구의 보급입니다.

오늘의 포스팅은 여기까지입니다.

오늘도 장문의 글 정독해주셔서 정말 감사합니다.

그럼 다음 포스팅에서 뵙도록 하겠습니다.

▶ 태양 주기에 관한 이야기

태양 주기는 태양 활동 (태양 복사의 강도와 태양 물질의 분출에서의 변화를 포함)과 태양의 겉표면(흑점의 개수, 플레어, 다른 가시적인 징후들)에서 보이는 주기적인 변화를 말합니다.

태양 주기는 평균 약 11년의 지속기간을 가지며 (태양의 겉모습에서의 변화에 의해, 그리고 오로라(천문학)와 같은 지구에서 보이는 변화에 의해) 수백 년 동안 관측되어 왔습니다. 태양 변화는 우주기상, 지구 대류권 내에서 일어나는 기상현상 및 기후의 변화를 일으킵니다. 또 태양 변화는 태양으로부터 오는 방사선의 양이 주기적으로 변하게 만들어 지구에 영향을 끼칩니다. 이는 태양 변화의 한 요소로써 다른 하나로는 비주적인 요동을 하는 것입니다.

자기 유체역학적인 다이너모 과정에 의하여 에너지를 공급받아, 태양 주기는 태양 내부 물질의 유도성 작용에 의해 주도되며 아래와 같은 성질을 띕니다.

1) 태양 대기 (코로나 및 태양풍) 구조를 만듭니다.

2) 태양 복사량을 조절합니다.

3) 자외선에서 X선까지에 해당하는 짧은 파장의 태양 복사 플럭스를 조절합니다.

4) 다른 지자기적인 태양 폭발 현상, 코로나 질량 방출 그리고 태양 플레어의 발생 빈도를 조절합니다.

5) 간접적으로는 태양계로 들어오는 고에너지 은하 우주선의 선속(플럭스)을 조절합니다.

1. 태양 주기의 역사

태양 주기는 1843년 사무엘 하인리히 슈바베가 발견하였는데, 그는 17년의 관측 후에 태양 원반에서 매년 보이는 흑점의 평균적인 개수에서 주기적인 변화가 나타나는 것을 알아내었습니다. 루돌프 볼프는 슈바베가 수행한 관측 결과와 다른 관측 결과들을 수집하여 연구하였고, 이를 통하여 볼프는 태양 주기를 1745년까지 복원해내고 마침내 이러한 복원물들을 갈릴레오의 가장 초기에 이루어진 흑점 관측 결과로 푸싱하였습니다.

최근까지 태양 주기는 1699년과 2008년도의 309년 동안 28개의 주기 있으며 평균적으로 11.04년이었다고 여겨졌으나 다시 최근의 연구 결과는 이 기간들 중 가장 길었던 것 (1784년 ~ 1799년)이 실제로는 두 번의 주기였던 것으로 보인다고 하여 태양 주기의 평균 길이는 겨우 10.66년 정도라고 합니다. 9년만큼의 짧은 주기들과 14년만큼의 긴 주기들이 관측되어 왔고, 1784년에서 1799년까지의 이중 주기 동안의 한 주기는 8년보다는 짧아야 했습니다. 태양 주기는 또한 그 진폭에서 상당한 변화가 나타납니다. 태양 활동 극대기와 극소기는 각각 흑점의 개수가 최대, 최소인 시기인 태양 극대기, 태양 극소기를 가리킵니다. 개개의 흑점 주기는 한 극소기에서 다음 극소기까지로 구분됩니다.

볼프가 확립한 번호 부여 체계를 따르면 1755년에서 1766년에 해당하는 주기는 전통적으로 1이라는 숫자가 매겨집니다. 1645년과 1715년 사이의 주기는 거의 관측된 흑점이 없는 시기로 손실된 자료로 인한 인공 구조물과는 다르게 현실적인 특징을 가집니다. 이 시기는 처음으로 구스타프 스푀러에 의해 주목받은 이러한 특이한 현상을 연장하여 연구한 에드워드 월터 먼더 이후에 지금은 먼더의 극소기로써 알려졌습니다.

20세기 중반 이후에 먼더 극소기 또한 리처드 캐링턴과 스푀러에 의해 (독립적으로) 흑점들이 처음 태양의 중위도에 나타난 다음에 태양 극소기에 도달할 때까지 적도로 근접하는 순환 과정으로 주목받았습니다.

이러한 규칙은 버터플라이 다이어그램이라는 형태로 가장 잘 가시화되었는데 이는 20세기 초에 E.Walter와 Annie Maunder 부부에 의해 처음 만들어졌습니다. 태양의 이미지는 위도로 펼친 조각 지도와 계산된 태양 흑점의 월평균 표면 비율로 나뉩니다. 이는 색코드 막대로서 수직적으로 그러졌고 그 과정은 이러한 시간 위도 다이어그램을 만들어 내기 위해 1달 간격으로 반복됩니다.

태양 주기에 대한 물리적 기반은 20세기 초에 조지 엘러리 헤일과 그의 공동연구자들에 의하여 밝혀졌는데, 1908년에 그들은 태양흑점이 강하게 자화되어 있다는 것을 보였습니다. 그리고 1919년에는 태양 흑점에 대한 아래의 특징이 발견되었습니다.

1) 항상 해당 흑점 주기 동안 내내 해당 태양 반구에서 동일하다는 것입니다.

2) 한 주기 동안에 다른 반구에서는 반대입니다.

3) 한 흑점 주기에서 다른 주기로 갈 때 북반구, 남반구에서 서로 역전됩니다.

헤일의 관측 결과들은 태양 주기가 평균 22년의 자기의 주기라는 것을 드러내 주었습니다. 그러나 태양 주기의 바로 거의 모든 징후들이 자기 극성에 대해 민감하지 않았기 때문에 이는 11년 태양 주기가 이렇다 할 만한 일반적인 용례로 남게 되었습니다.

반 세기가 지나자, 헤럴드 밥콕과 호레이스 밥콕 부자는 태양 표면이 태양 흑점의 바깥 부분에도 자화 되어 있음을 보여주었습니다. 이는 이렇게 약한 자기장은 처음으로 쌍극자를 정렬시키는 것입니다.

그리고 또한 흑점 주기로서 같은 주기마다 극성 역전을 겪습니다. 

이런 여러 가지 관측들은 태양 주기가 전체로써의 태양을 드러내 주는 공간 일시적 자기장 과정임을 확립해주었습니다.

오늘의 포스팅은 여기까지입니다. 

오늘도 장문의 글 정독해주셔서 감사합니다.

다음 포스팅에서 뵙겠습니다!

▶별의 진화에 관한 이야기 (항성 진화)

여러분들 별도 진화를 할까요? 생각 한 번쯤은 해보신 적 있으시죠? 저도 어렸을 때 인류의 진화에 대해서 공부할 때, 가끔 별도 진화를 할까?라는 의구심과 생각을 했던 기억이 납니다.

오늘은 별의 진화에 대해서 포스팅하려 합니다.

별의 진화 또는 항성진화는 항성의 일생에 걸쳐 일어나는 변화과정을 일컫는 말입니다. 별의 일생을 결정하는 가장 중요한 변수는 질량입니다. 질량의 크기에 따라 별은 짧게는 약 수백만 년, 길게는 약 수천억 년을 살아간다고 합니다. 

항성의 수명은 인간의 수명에 비하면 영원에 가까울 정도로 길기 때문에, 인간이 항성을 지켜보면서 변화과정을 관찰하기란 불가능합니다. 대신 천체 물리학자들은 우주 공간 항성들의 분포를 통하여 간접적으로 별의 일생을 예측합니다. 또한 항성의 내부구조가 별의 일생에 걸쳐 어떻게 변화하는지를 컴퓨터로 시뮬레이션하여, 항성 진화 연구에 응용하고 있습니다.

1. 별의 탄생

별의 진화는 항성 양성소라고도 부르는 거대분자구름 내부에서 시작됩니다. 대부분 우주의 빈 공간 밀도는 1 세제곱 센티미터당 분자 0.1 ~ 1개 수준이지만 거대분자구름 내부의 밀도는 보통 1세제곱 센터미터당 수백만 개의 분자가 존재한다고 합니다. 분자구름의 지름은 50 ~ 300광년이며 태양 질량의 10만 배에서 1천만 배에 이르는 물질이 존재합니다.

분자구름이 은하 중심의 주위를 공전하면서 여러 요인 중 하나로 인해 중력 붕괴 현상이 일어나게 됩니다. 분자 구름끼리 충돌하거나 은하 나선팔의 밀도 높은 영역을 통과할 수 있습니다. 근처 초신성 폭발 역시 자신의 잔해를 빠른 속도로 분자구름 내로 돌진시켜서 중력 붕괴를 일으키는 원인이 되기도 합니다. 은하와 은하끼리의 충돌로 인해 양쪽 은하에 있던 가스 구름끼리 조석력에 의해 응축하고 섞여서 항성이 대량으로 생겨날 수도 있습니다.

분자구름은 수축하면서 작은 부분들로 나뉩니다. 이런 작은 조각들 내에서 응축하는 가스는 중력 작용에 의한 위치 에너지를 열의 형태로 발산합니다. 가스의 온도와 압력이 증가하면서 분자구름의 조각들은 원시별로 불리는 회전하는 뜨거운 가스 덩어리를 만들어냅니다.

처음 태어나는 항성들은 항성의 재료가 되고 남은 분자구름 속에 예외 없이 깊숙이 감추어져 있으며 가시광선으로 볼 수 없습니다. 종종 이렇게 아기별들은 품은 분자구름은 주변 가스가 방출하는 밝은 빛에 대비되어 실루엣 형태로 드러나기도 합니다. 이들을 보크 구상체라고 부릅니다.

태어날 때의 질량이 매우 작은 천체를 핵융합 작용을 일으킬 온도를 조성하지 못하는데 이들을 갈색왜성이라고 부릅니다. 항성과 갈색왜성을 구별하는 경계선은 그 천체의 화학적 조성에 달려 있습니다. 중원소함량이 높은 천체의 경우 항성이 될 수 있는 질량의 하한선은 낮아집니다. 목성 질량의 13배가 넘는 갈색왜성들은 중수소 핵융합을 일으킬 수 있기 때문에 일부 천문학자들은 이 수준을 넘는 천체만 갈색왜성으로 취급합니다. 갈색왜성은 중수소 핵융합을 일으킬 수 있을 정도로 무거운 경우나 또는 그렇지 못한 경우에 상관없이 희미하게 빛나다가 수 억 년의 시간을 두면서 천천히 식어갑니다.

좀 더 질량이 무거운 별들의 경우 중심핵의 온도가 천만 켈빈 정도에 이르게 되며 양성자-양성자 연쇄 반응이 발동되고 수소가 핵융합을 일으키면서 중수소를 거쳐 헬륨으로 변환됩니다. 태양질량보다 근소하게 무거운 별들의 경우 CNO 순환으로 대부분의 에너지를 생산합니다. 중심핵에서 생산된 에너지를 통해 복사압이 형성되며 이 복사압은 위에서 누르는 무게에 저항하여 항성이 중력붕괴를 일으키는 것을 막는데, 이 상태를 유체정역학적균형 상태라고 합니다, 이때부터 항성은 안정된 크기를 유지가 됩니다.

새로 태어난 별들은 크기와 색이 제각각입니다. 이들의 분광형은 뜨겁고 푸른색에서부터 차갑고 붉은색까지 걸쳐 있습니다 질량은 최소 태양의 0.085배에서 최대 20배 이상까지 다양합니다. 한 항성의 밝기와 색은 표면 온도에 달려 있으며 이차리를 결정하는 근본적인 요인은 질량입니다.

젊은 별은 헤르츠스프릉-러셀 도표의 주계열 선상 중 한 곳에 위치하게 됩니다. 작고 차가운 적색 왜성들은 수소를 천천히 태우면서 주계열 선상에 길게는 수 조년까지 머무릅니다. 반면 뜨거운 초거성들은 수백만 년밖에 머무르지 못합니다. 태양과 같이 질량이 중간 정도인 항성은 약 100억 년 동안 머무릅니다. 태양은 지금까지 일생의 절반 정도를 보낸 것으로 추측되며, 따라서 현재 주계열성 상태입니다. 한 항성이 자신의 중심핵에 있던 수소를 다 소진하면, 주 계열을 떠나기 시작합니다.

오늘의 포스팅은 여기까지입니다.

오늘도 장문의 글 정독해주셔서 감사합니다.

그럼 다음 포스팅에서 뵙겠습니다.

▶ 혜성에 관한 이야기 (두 번째 이야기)

2. 혜성의 물리적인 특성

혜성의 본체는 핵으로 불립니다. 핵은 순수한 얼음이 아닌 암석질 또는 유기질의 먼지를 포함하고 있습니다. 이로부터 혜성의 핵은 "더러운 눈덩이"에 비유됩니다. 핵의 평균 직경은 수백 m 정도로 작고 어두운 것이 수십 m 특별히 큰 것이 드물게 50 km 이 되기도 합니다. 질량은 크기에 따라 다른데 직경 1km 정도의 혜성이 수십억 t 단위, 직경 10 km 정도의 혜성이 수조 t의 단위라고 생각되고 있습니다.

이는 지구의 산 하나 정도에 해당됩니다. 얼음의 구성 성분은 분자 수로 비교하면 80% 이상이 물이며, 다음으로 일산화탄소, 이산화탄소, 메탄의 순서이며 암모니아와 사이안화수소 등도 미량 포함되어 있습니다. 쌍안경이나 천체망원경으로 관측할 때에 푸른색으로 보이는 것은 이들의 적은 성분이 태양광으로 분해되어 생기는 C2와 CN 등의 라디칼의 스펙트럼이 강하기 때문입니다.

태양으로부터 먼 곳에서는 저온으로 핵이 완전히 얼어붙어 있으므로, 지구 상에는 단지 소행성 형태의 천체로만 보입니다. 하지만 혜성이 태양에 가까이 오면 태양으로부터 복사되는 열에 의해 그 표면이 증발하기 시작합니다. 증발된 가스와 먼지는 매우 크고 희박한 대기가 되어 핵의 주위를 구형으로 감싸게 되는데 이를 "코마"하고 부릅니다.

그리고 태양으로부터의 복사 압력과 태양풍에 의해 태양과 반대쪽 방향으로 꼬리가 만들어집니다. 혜성의 꼬리는 먼지 꼬리라는 먼지와 금속으로 구성된 흰 빛의 꼬리와 이온 꼬리라 부르는 이온화된 기체로 구성된 푸른빛이 도는 꼬리가 있습니다. 먼지 꼬리는 곡선을 그리게 되는데 이는 핵으로부터 방출된 먼지가 독자적인 궤도에서 공전하게 되고 서서히 핵 본체로부터 떨어져 태양풍이나 광압의 영향 등을 받기 때문이라고 합니다. 

역사적으로 큰 혜성들은 이러한 꼬리가 휘어진 형태로 넓게 퍼져 보였습니다. 이에 대하여, 이온 꼬리는 기체와 먼지보다 태양풍의 영향을 크게 받고, 태양의 인력보다는 자기장에 따라 운동하므로, 태양의 거의 반대편에 수직으로 뻗게 됩니다. 단, 태양풍이 불규칙하게 불어 때에 따라서는 굽혀지거나 찢기는 등 격렬한 변화를 보일 때도 있다고 합니다. 또한 지구가 혜성의 궤도면을 통과할 때에는, 혜성의 휘어진 먼지 꼬리와 지구와의 위치에 의해 태양의 방향으로 꼬리가 뻗은 것처럼 보이는 경우가 있습니다.

코마나 꼬리는 핵에 비해 규모가 매우 커집니다. 코마는 태양 보다도 크게 될 때가 있습니다. 또한 꼬리도 1천문단위 이상의 길이가 되기도 합니다. 1996년 봄에 밝아졌던 관측 사상 가장 큰 꼬리를 길게 늘어뜨린 햐큐타케 혜성은 꼬리의 길이가 3.8 천문단위가 되었습니다. 먼지는 태양빛을 직접 반사하고, 기체는 이온화되어 밝게 빛납니다. 대부분의 혜성은 너무 어두워 망원경이 없으면 보이지 않지만, 10년에 몇 개 정도는 육안으로도 충분히 보일 수 있을 만큼 밝게 됩니다. 망원경이 발명되기 이전에는 혜성은 밤하늘의 아무것도 없는 곳으로부터 나타나 조금씩 보이지 않게 되어 사라지는 것으로 생각되었습니다.

혜썽의 핵은 태양계에 존재하는 천체 중에서도 가장 검습니다. 1986년 지오토 탐사기가 핼리 혜성의 핵에 접근하여 핵의 알베도가 4% 임을 측정하였다. 또한 딥스페이스 1호도 2001년에 발레리 혜성에 접근, 관측하였고, 핵 표면의 알베도가 2.4% ~ 3% 정도로 측정하였습니다. 이는 달이나 아스팔트의 알베도가 7%인 것에 비교하면 매우 낮은 수치입니다. 이는 복잡한 유기화합물이 어두운 표면을 구성하고 있다고 생각됩니다. 태양에 의해 표면이 가열되면 휘발성의 화합물이 특히 검은빛의 긴 사슬의 화합물을 남기고 증발하여 석탄이나 원유와 같이 검게 되는 것입니다. 혜성의 표면의 매우 검으므로 열을 흡수하여 바깥층의 기체가 방출됩니다.

1996년 햐쿠타케 혜성의 관측으로부터 혜성이 X-선을 복사한다는 것을 발견하였습니다. 혜성이 X-선을 복사하는 것은 예상하지 못했던 일이어서 연구자들을 놀라게 하였습니다. 이는 혜성과 태양풍의 상호작용에 의해 생겨났다고 생각되고 있습니다. 이온이 급격하게 혜성의 대기에 돌입하면, 이온과 혜성의 원자와 분자가 충돌하게 되어 이로부터 이온이 여러 개의 전자를 포획하여, X-선이나 자외선을 방출하게 된다고 추측되고 있습니다.

오늘의 포스팅은 여기까지 입니다.

오늘도 장문의 글 정독해주셔서 정말 감사합니다.

그럼 다음 포스팅에서 뵙겠습니다.