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태양홍염

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목차

1. 개요

태양 홍염은 태양 표면 위로 솟아오르는 붉은 불꽃 모양의 현상으로, 개기일식 때 관측되거나 Hα선을 선택적으로 통과시키는 필터를 사용하여 평상시에도 관측할 수 있다. 홍염은 형성되는 자기 환경에 따라 활동 영역 홍염, 중간 홍염, 휴지기 홍염으로 분류되며, 안정적인 정온형 홍염과 형태가 격렬하게 변하는 활동형 홍염으로 구분되기도 한다. 홍염은 필라멘트 채널, 스파인, 바브, 코로나 공동 등의 구조를 가지며, 분출 현상을 보이기도 한다.

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태양홍염
개요
2015년 6월 21일에 촬영된 태양 홍염
2015년 6월 21일에 촬영된 태양 홍염
유형태양 활동
위치태양 채층
구성 요소플라스마
물리적 특성
길이최대 약 800,000 km
온도5,000 ~ 50,000 K (일반적으로 10,000 K)
특징
설명태양 표면에서 뻗어 나오는 거대한 플라스마 구조
관측스펙트로스코프를 사용하여 관측 가능
수소 알파선 방출을 통해 쉽게 관측 가능
기타
관련 용어필라멘트 (천문학) (on-disk)
코로나 질량 방출 (종종 동반)

2. 역사

1185년 5월 1일 일식 때 관측된 홍염에 대한 상세한 기록이 14세기 로렌티안 코덱스에 남아있으며, 홍염은 "살아있는 불씨의 불꽃 모양 혀"로 묘사되었다.[2][3][4]

1860년 7월 18일 일식 때 안젤로 세키가 처음으로 홍염을 사진 촬영하여 고도, 방출률 등 주요 매개변수를 파악했다.[5]

1868년 8월 18일 일식 때 피에르 얀센은 분광기를 사용하여 홍염의 스펙트럼 선을 관측, 기체 상태임을 확인하고 헬륨을 발견했다. 얀센은 가려지지 않은 태양에서도 방출선을 기록하는 기술을 개발하여, 천문학자들이 매일 홍염을 연구할 수 있게 했다.[6]

3. 분류

역사적으로 태양 스피큘, 코로나 루프, 일부 코로나 질량 방출을 포함하여 태양 표면 위로 확장되어 보이는 모든 특징은 태양 홍염으로 간주되었다. 그러나 오늘날에는 이러한 현상의 다양성에 대한 더 나은 이해를 바탕으로 대부분 별도로 분류되며, "홍염"이라는 단어는 주로 더 크고 차가운 특징을 지칭하는 데 사용된다.[7]

오늘날에는 다양한 홍염 분류 체계가 사용되고 있다. 가장 널리 사용되는 기본 체계 중 하나는 홍염이 형성된 자기 환경을 기준으로 홍염을 분류하는 것이다. 세 가지 종류는 다음과 같다.


  • '''활동 영역 홍염''' 또는 '''활동 영역 필라멘트'''는 활동 영역의 중심에서 비교적 강한 자기장 내에서 형성된다. 수 시간에서 수일에 이르는 수명을 가지며 다른 종류의 홍염보다 더 자주 분출한다.[8] 활동 영역 내에 위치하기 때문에 활동 영역 홍염은 일반적으로 낮은 태양 위도에서 발견된다.[9][10]
  • '''중간 홍염''' 또는 '''중간 필라멘트'''는 약한 단극성 태양 플라주 영역과 활동 영역 사이에서 형성된다.
  • '''휴지기 홍염''' 또는 '''휴지기 필라멘트'''는 활동 영역에서 멀리 떨어진 약한 배경 자기장에서 형성된다.[11] 활동 영역 홍염과 달리 휴지기 홍염은 비교적 안정적이며 몇 주에서 몇 달에 이르는 수명을 가질 수 있다.[8] 휴지기 홍염은 일반적으로 "극관"이라고 불리는 곳 주변의 높은 위도에 위치한다.[9][10] 또한 휴지기 홍염은 일반적으로 활동 영역 홍염보다 코로나에서 훨씬 더 높은 높이에 도달한다.


활동 영역 홍염과 휴지기 홍염은 방출된 스펙트럼으로도 구별할 수 있다. 활동 영역 홍염의 스펙트럼은 강한 He II 선을 갖지만 이온화된 금속선은 매우 약한 상부 채층의 스펙트럼과 동일하다. 반면에 휴지기 홍염의 스펙트럼은 강한 H, He I 및 이온화된 금속선을 갖지만 약한 He II선을 가진 채층에서 1500km에서 측정된 스펙트럼과 동일하다.[12]

4. 형태

홍염은 태양의 가장자리에서 코로나를 배경으로 하여 보이는 현상으로, 채층으로부터 가스가 코로나 속으로 분출되거나, 반대로 코로나에서 가스가 낙하하거나 불꽃처럼 보이는 것이다. 홍염은 주위에 비해서 밀도는 크지만 온도는 1만도 가량으로, 코로나(100만도)보다 낮다. 온도가 코로나처럼 100만도쯤 되면 수소 원자는 전리되어 버리고, 보통은 보이지 않게 된다.[1]

홍염은 여러 가지 형태와 성질을 가진 것이 있어, 그 분류도 사람에 따라 각각 다른데, 수명이 길고 안정된 홍염과, 변동이 심한 홍염이 있다. 후자는 활동영역, 즉 흑점군이나 백반 영역의 상공에서 볼 수 있는데, 태양면 폭발(플레어)에 수반하여 발생하는 것이 많다. 플레어 때 빠른 속도로 가스가 분출되는 일이 있으며, 그 속도는 수백km/sec에 이르는 것도 있다. 이와 같은 홍염을 서지라고 한다. 큰 플레어가 끝날 무렵에 커다란 루프형(아치형)의 홍염이 발생하는데, 이것이 루프 프러미넌스(loop prominence)라고 불리는 것이며, 발생 원인은 아직 충분히 해명되어 있지 않다. 홍염은 태양면을 배경으로 해서 보면 어두운 필라멘트상으로 보이는데, 이것은 광구로부터의 빛이 홍염에 의해 흡수되기 때문이며, 암조(dark filament)라고 불린다.[1]

4. 1. 필라멘트 채널

필라멘트는 필라멘트 채널이라는 자기 구조 내에서 형성되며, 이곳에서 주변의 코로나로부터 열적으로 보호되고 중력에 대항하여 지지받는다. 이러한 채널은 광구의 반대 극성 영역 사이의 경계 위, 채층과 낮은 코로나에서 발견되며, 이를 '극성 반전선'(PIL)이라고 한다.[13][14][15] 필라멘트 채널의 존재는 홍염 형성에 필수적인 조건이지만, 필라멘트 채널은 홍염을 포함하지 않고 존재할 수도 있다. 여러 개의 홍염이 채널의 수명 동안 하나의 필라멘트 채널 내에서 형성되고 분출될 수 있다. 필라멘트 채널을 구성하는 자기장은 주로 수평이며, PIL의 양쪽에서 동일한 방향을 가리킨다(키랄성 참조).[13][14][15]

4. 2. 스파인과 바브

전형적인 홍염은 필라멘트 채널을 따라 뻗어 있는 좁은 구조를 가지고 있는데, 이를 스파인(spine)이라고 한다. 스파인은 홍염의 상부 주요 부분을 형성하며, 양쪽 끝에서 광구 방향으로 갈라지는 수직 시트 형태를 띤다.[14] 많은 홍염은 바브(barb)라고 불리는 더 작은 구조를 가지며, 스파인에서 채층과 광구 방향으로 갈라진다. 스파인과 바브는 모두 채층 섬유와 유사하게 자기장을 따라가는 얇은 가닥으로 구성되어 있다.[14]

스파인과 바브를 구성하는 차가운 홍염 물질(홍염 핵)은 급격한 온도 기울기를 가진 '''홍염-코로나 전이 영역'''('''PCTR''')에 의해 둘러싸여 있다. PCTR은 홍염의 대부분의 광학적 방출을 담당한다.[6]

4. 3. 키랄성

필라멘트 채널과 그 홍염은 카이랄성을 나타낸다. 양의 자기 극성을 가진 필라멘트 채널의 측면에서 관찰했을 때, 수평 자기장이 오른쪽으로 향하면 dextral|덱스트랄영어이라고 하고, 왼쪽으로 향하면 sinistral|시니스트랄영어이라고 한다. 덱스트랄 채널은 태양의 북반구에서 더 자주 발견되고, 시니스트랄 채널은 남반구에서 더 자주 발견된다.

수평으로 향하는 자기장은 필라멘트 채널을 따라 채층 섬유가 극성 반전선(PIL)과 거의 평행하게 위치하게 하고, PIL의 반대편에서는 서로 반평행하게 한다. 이 섬유의 방향은 채널의 카이랄성에 따라 달라진다. 양의 자기 극성을 가진 PIL 측면에서 덱스트랄 채널은 오른쪽으로 흐르는 섬유와 오른쪽으로 향하는 바브를 가지는 반면, 시니스트랄 채널은 왼쪽으로 흐르는 섬유와 왼쪽으로 향하는 바브를 가진다. 또한 덱스트랄 채널의 위에 있는 자기 아케이드는 왼쪽으로 기울어져 있고, 시니스트랄 채널의 아케이드는 오른쪽으로 기울어져 있다.[6]

5. 형성

태양홍염 형성의 정확한 메커니즘은 아직 알려져 있지 않다. 모델은 필라멘트 채널 형성, 반구 의존적인 나선성, 밀집 플라즈마(홍염 코어)의 기원을 설명해야 한다.[6]

6. 분출

태양 홍염이 분출하고 있다. 가짜 색상 자외선 이미지.


일부 홍염은 '홍염 분출' 현상으로 태양에서 방출된다. 이러한 분출은 600km/s에서 1000km/s 이상의 속도를 가질 수 있다.[17] 홍염 분출의 최소 70%는 코로나 질량 방출(태양풍)과 관련이 있다.[18]

7. 종류

홍염은 여러 가지 형태와 성질을 가지고 있으며, 그 분류는 사람에 따라 다르지만, 크게 수명이 길고 안정된 홍염과 변동이 심한 홍염으로 나눌 수 있다. 홍염의 종류는 다음과 같다.


  • '''활동 영역 홍염''' 또는 '''활동 영역 필라멘트''': 활동 영역의 중심에서 비교적 강한 자기장 내에서 형성된다. 수 시간에서 수일에 이르는 수명을 가지며 다른 종류의 홍염보다 더 자주 분출한다.[8] 활동 영역 내에 위치하기 때문에 활동 영역 홍염은 일반적으로 낮은 태양 위도에서 발견된다.[9][10]
  • '''중간 홍염''' 또는 '''중간 필라멘트''': 약한 단극성 태양 플라주 영역과 활동 영역 사이에서 형성된다.
  • '''휴지기 홍염''' 또는 '''휴지기 필라멘트''': 활동 영역에서 멀리 떨어진 약한 배경 자기장에서 형성된다.[11] 활동 영역 홍염과 달리 휴지기 홍염은 비교적 안정적이며 몇 주에서 몇 달에 이르는 수명을 가질 수 있다.[8] 휴지기 홍염은 일반적으로 "극관"이라고 불리는 곳 주변의 높은 위도에 위치한다.[9][10]


활동 영역 홍염과 휴지기 홍염은 방출된 스펙트럼으로도 구별할 수 있다. 활동 영역 홍염의 스펙트럼은 강한 He II 선을 갖지만 이온화된 금속선은 매우 약한 상부 채층의 스펙트럼과 동일하다. 반면에 휴지기 홍염의 스펙트럼은 강한 H, He I 및 이온화된 금속선을 갖지만 약한 He II선을 가진 채층에서 1500km에서 측정된 스펙트럼과 동일하다.[12]

휴지기 필라멘트(QF), 중간 필라멘트(IF), 활동 영역 필라멘트(ARF)를 보여주는 태양 디스크의 흑백 H-알파 이미지.


개기일식 때, 달에 가려진 태양의 가장자리에서 솟아오르는 붉은 불꽃처럼 보이는 현상에서 홍염이 유래되었다. 홍염이 붉게 보이는 것은, 채층과 마찬가지로 주로 Hα선을 방출하기 때문이다. Hα선을 선택적으로 통과시키는 필터를 사용하면, 평상시에도 관측할 수 있다.

광구 위의 홍염을 Hα선으로 관측하면, 파장의 관계 때문에 광구보다 어두운 선 모양으로 보인다. 이 경우에는 '''암조''' 또는 '''다크 필라멘트'''라고 불린다. 광구 위에 있는지 여부에 따라 이렇게 보이는 방식이 다른 것은, 홍염의 배후에 광원이 있는지 여부에 따른 차이 때문이다 (키르히호프의 법칙).

홍염은 수개월에 걸쳐 안정적으로 존재하는 '''정온형 홍염'''과, 격렬하게 형태를 바꾸며 주로 흑점에 동반되어 발생하는 '''활동형 홍염'''으로 나뉜다. 때로는, 높이가 지구 지름의 20배에 달하기도 한다.

8. 기타

광구 위의 홍염은 Hα선으로 관측할 때 어두운 선 모양(암조 또는 다크 필라멘트)으로 보인다. 이는 키르히호프의 법칙에 따른 현상이다. 홍염은 주위에 비해 밀도는 크지만 온도는 약 1만 도로, 코로나(100만 도)보다 낮다.


  • 서지(surge): 태양면 폭발(플레어)에 수반되어 빠른 속도(수백km/sec)로 가스가 분출되는 홍염.
  • 루프 프러미넌스(loop prominence): 큰 플레어가 끝날 무렵 발생하는 커다란 루프형(아치형) 홍염. 발생 원인은 아직 명확히 밝혀지지 않았다.

참조

[1] 웹사이트 Huge Solar Filament Stretches Across the Sun http://www.universet[...] 2012-08-06
[2] 웹사이트 1185: The first description of solar prominences https://www2.hao.uca[...] High Altitude Observatory 2008
[3] 웹사이트 1185: The first description of solar prominences http://www.astro.umo[...] Université de Montréal 2015-03-30
[4] 웹사이트 Solar Eclipse Newsletter http://eclipse.gsfc.[...] 2015-03-30
[5] 서적 Le Soleil, Part 1 https://play.google.[...] Gauthier-Villars 1870
[6] 서적 Solar Prominences Springer 2015
[7] 서적 Solar prominences https://link.springe[...] Springer 2015
[8] 논문 Physics of Solar Prominences: II – Magnetic Structure and Dynamics 2010-04
[9] 논문 Solar Prominence Activity, 1944–1954 https://apps.dtic.mi[...] 1962-12
[10] 논문 Time-Latitude Prominence and the Green Corona Distribution over the Solar Activity Cycle 1998
[11] 논문 Observations of Filament Structure and Dynamics 1998
[12] 논문 Physical Conditions in Limb Flares and Active Prominences. IV. Comparison of Active and Quiescent Prominences http://adsabs.harvar[...] 1960
[13] 논문 Solar Prominences: Observations https://link.springe[...] 2022-01-29
[14] 논문 Solar prominences: theory and models: Fleshing out the magnetic skeleton https://link.springe[...] 2022-01-29
[15] 논문 Filament Channels: Essential Ingredients for Filament Formation 1998
[16] 논문 A Magnetohydrodynamic Description of Coronal Helmet Streamers Containing a Cavity 1998-02-10
[17] 웹사이트 About Filaments and Prominences http://solar.physics[...] solar.physics.montana.edu 2010-01-02
[18] 논문 Prominence Eruptions and Coronal Mass Ejection: A Statistical Study Using Microwave Observations 2003-03-20
[19] 웹사이트 秒速500キロ、猛スピードの太陽ガスを観測 京大チーム https://www.nikkei.c[...] 日本経済新聞 2022-09-28
[20] 뉴스 400光年先 最大「プロミネンス」京大など観測 重さ太陽の100倍以上 https://www.yomiuri.[...] 読売新聞 2023-05-16
[21] 웹사이트 恒星のスーパーフレアに伴う、超高速プロミネンスの噴出を検出 https://www.nao.ac.j[...] 国立天文台 2023-05-16


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