대기광
1. 개요
대기광은 지구 상층 대기에서 발생하는 희미한 빛으로, 태양에 의해 광이온화된 원자들의 재결합, 우주선 충돌, 화학 발광 등 다양한 과정에 의해 생성된다. 1868년 안데르스 옹스트룀에 의해 처음 확인되었으며, 질소와 산소의 반응, 수산화물, 나트륨, 리튬 등의 화학 물질이 관여한다. 대기광은 천문 관측에 영향을 미치며, 인공적인 방법으로도 생성될 수 있다. 금성에서도 대기광 현상이 관측된다.
| 정의 | 행성의 대기에 의한 희미한 빛 방출 |
|---|---|
| 관련 현상 | 오로라 황도광 대기 복사 |
| 발생 원인 | 원자와 분자의 재결합으로 인한 화학발광 태양 자외선에 의한 대기 상층부의 여기 우주선에 의한 대기 여기 |
|---|---|
| 관측 위치 | 지구에서 약 80km ~ 1000km 고도 |
| 밝기 | 밤하늘 배경광의 약 40%를 차지 |
| 색상 | 다양한 색상 (특정 원자 및 분자에 따라 다름) |
| 주요 방출선 | 557.7 nm (녹색): 산소 원자 630.0 nm 및 636.4 nm (적색): 산소 원자 589.0 nm 및 589.6 nm (황색): 나트륨 원자 OH 분자 (근적외선): 수산기 |
| 관측 방법 | 분광기 등을 이용한 관측 |
| 연구 목적 | 대기 조성 및 온도 변화 연구 |
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| 연구 활용 | 기상학 대기 물리학 우주 과학 |
| 관련 용어 | 밤하늘 빛 대기 창 |
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광원 -
발광 다이오드
발광 다이오드(LED)는 전기에너지를 빛으로 변환하는 반도체 소자이며, 낮은 소비전력과 긴 수명을 바탕으로 조명, 디스플레이 등 다양한 분야에서 활용된다. -
광원 -
초신성
초신성은 항성의 폭발적 최후 단계로 막대한 에너지를 방출하며 중원소를 우주에 퍼뜨리는 현상으로, 천문학 발전에 기여했고 다양한 유형으로 분류되며, 최근 초기 우주에서 발생한 초신성 발견으로 항성 진화 및 우주론 연구에 기여하고 있다. -
대기 광학 현상 -
오로라
오로라는 태양풍과 지구 자기권의 상호작용으로 극지방 상층 대기에서 나타나는 발광 현상으로, 고에너지 입자가 대기 중 원자 및 분자와 충돌하여 빛을 내며, 색상과 형태는 대기 성분과 지구 자기장에 따라 다양하게 나타난다. -
대기 광학 현상 -
대기 굴절
대기 굴절은 지구 대기를 통과하는 빛이 굴절되어 천체의 보이는 위치와 모양을 왜곡시키는 현상으로, 고도에 따라 정도가 다르며, 천문학 등 여러 분야에서 보정 방법이 활용된다. -
관측천문학 -
천정
천정은 관측자의 머리 바로 위 천구상의 점으로, 천정각 측정의 기준 방향으로 사용되며, 태양의 위치, 기블라 관측, 천정 망원경, 천체항해, 그리고 지심 천정과 측지 천정의 구분에 활용된다. -
관측천문학 -
달의 위상
달의 위상은 달이 지구 주위를 공전하면서 태양과의 상대적 위치 변화에 따라 삭, 상현달, 망, 하현달 등의 다양한 형태로 나타나며, 약 29.5일의 주기로 변화하고 달력, 전통 문화 등 다양한 분야에서 활용된다.
2. 역사
1868년 스웨덴의 물리학자 안데르스 옹스트룀이 대기광 현상을 처음 확인했다. 이후 실험실 연구를 통해 다양한 화학 반응이 전자기 에너지를 방출하는 과정이 관찰되었다. 과학자들은 지구 대기에서 이러한 과정이 일부 존재함을 확인했고, 천문학자들은 그러한 방출이 존재함을 확인했다. 1901년 사이먼 뉴컴이 대기광을 과학적으로 연구하고 설명한 최초의 인물이었다.
대기광은 산업화 이전 사회에도 존재했으며, 고대 그리스인들에게도 알려져 있었다. 아리스토텔레스와 플리니우스는 'Chasmata' 현상을 묘사했는데, 이는 부분적으로 오로라, 부분적으로 밝은 대기광 밤으로 해석될 수 있다.
3. 생성 원리
대기광은 지구 상층 대기에서 일어나는 여러 과정 때문에 발생한다. 주요 원인은 다음과 같다:
* 낮 동안 태양광에 의해 광이온화된 원자들이 재결합하는 과정.
* 상층 대기에 부딪히는 우주선에 의한 루미네선스.
* 산소나 질소가 수백 km 상공에서 수산화 이온과 반응하여 일어나는 화학 발광.
낮에는 태양광이 흩어지기 때문에 이러한 현상을 관측하기 어렵다.
대기광은 가시광선으로 천체를 관측할 때 방해가 된다. 지상 관측소에서는 대기광 때문에 망원경의 감도가 제한되므로, 허블 우주 망원경과 같은 우주 망원경이 가시광선 관측에서 더 선명한 상을 얻을 수 있다.
밤에는 대기광이 밝아져 관측될 수 있으며, 보통 푸르스름한 색을 띤다. 대기광 방출은 대체로 일정하지만, 지상에서는 고도 10도 부근이 가장 밝게 보인다. 고도가 낮을수록 대기가 겹쳐 보이지만, 너무 낮으면 대기에 의해 빛이 약해진다.
하늘의 밝기는 보통 1제곱 초각당 등급으로 나타낸다. (표면 휘도 참고)
3.1. 화학 발광
대기광 발생 기구 중 하나는 질소 원자가 산소 원자와 결합하여 일산화 질소(NO) 분자를 형성하는 것이다. 이 과정에서 광자가 방출된다. 이 광자는 일산화 질소 분자의 특성상 여러 파장 중 하나를 가질 수 있다. 자유 원자는 대기 상층에서 태양 에너지에 의해 해리된 질소(N2) 및 산소(O2) 분자가 서로 만나 NO를 형성할 수 있기 때문에 이 과정에 사용 가능하다. 대기에서 에어글로우를 생성할 수 있는 다른 화학 물질로는 수산화물(OH), 원자 산소(O), 나트륨(Na), 리튬(Li)이 있다.
3.2. 광이온화 및 재결합
대기광(에어글로우)은 낮 동안 태양에 의해 광이온화된 원자들이 밤에 재결합하면서 빛을 방출하는 현상이다. 이 과정은 대기 상층에서 질소 원자가 산소 원자와 결합하여 일산화 질소(NO) 분자를 형성할 때 광자가 방출되면서 일어난다. 방출되는 광자는 일산화 질소 분자의 특성에 따라 다양한 파장을 가진다.
이 반응에 필요한 자유 원자는 대기 상층의 질소 분자(N2)와 산소 분자(O2)가 태양 에너지에 의해 분해되면서 생성된다. 이 자유 원자들이 만나 일산화 질소를 형성한다. 대기광을 생성하는 다른 물질로는 수산화물(OH), 원자 산소(O), 나트륨(Na), 리튬(Li) 등이 있다.
3.3. 우주선
상층 대기에 충돌하는 우주선은 루미네선스를 발생시켜 대기광의 원인이 된다.
4. 특징
대기광(에어글로우)은 지구 상층 대기에서 다양한 과정에 의해 발생한다. 주요 발생 원인은 다음과 같다.
* 낮 동안 태양에 의해 광이온화된 원자들의 재결합
* 상층 대기에 충돌하는 우주선에 의해 발생하는 발광
* 수백 킬로미터 높이에서 주로 산소와 질소가 수산화물(hydroxyl) 자유 라디칼과 반응하여 발생하는 화학발광
눈부심과 산란된 햇빛 때문에 낮에는 대기광을 알아차리기 어렵다.
밤에는 대기광이 지상 관측자가 알아차릴 수 있을 정도로 밝아질 수 있으며, 일반적으로 푸른색을 띤다. 대기광 방출은 대기 전체에서 비교적 균일하지만, 관측자 지평선 위 10° 지점에서 가장 밝게 보인다. 아래를 볼수록 더 많은 대기 질량을 통과하기 때문이다. 그러나 매우 낮은 곳에서는 대기 소광이 대기광의 겉보기 밝기를 감소시킨다.
대기광을 발생시키는 한 가지 메커니즘은 질소 원자가 산소 원자와 결합하여 일산화 질소(NO) 분자를 형성하는 것이다. 이 과정에서 광자가 방출된다. 이 광자는 일산화 질소 분자의 특성상 여러 다른 파장 중 하나를 가질 수 있다. 자유 원자는 질소(N2) 및 산소(O2) 분자가 대기 상층에서 태양 에너지에 의해 해리되고 서로 만나 NO를 형성할 수 있기 때문에 이 과정을 위해 이용 가능하다. 대기에서 대기광을 생성할 수 있는 다른 화학 물질로는 수산화물(OH), 원자 산소(O), 나트륨(Na), 리튬(Li)이 있다.
하늘 밝기는 일반적으로 하늘의 각초당 겉보기 등급 단위로 측정된다.
최고의 지상 관측소에서도 대기광은 광학 망원경의 감광도를 제한한다. 부분적으로 이러한 이유로 허블 우주 망원경과 같은 우주 망원경은 현재의 지상 망원경보다 가시광선 파장에서 훨씬 더 희미한 물체를 관측할 수 있다.
5. 관측 및 영향
대기광은 천문학적 관측에 영향을 미쳐 지상 망원경의 성능을 저하시킨다. 밤에는 대기광이 관측 가능할 정도로 밝아질 수 있으며, 보통 푸른색을 띤다. 대기광 방출은 대기 전체에서 비교적 균일하지만, 지상 관측자가 보기에 지평선 위 10° 지점에서 가장 밝게 보인다. 아래를 볼수록 더 많은 대기 질량을 통과하기 때문이다. 그러나 매우 낮은 곳에서는 대기 소광이 대기광의 겉보기 밝기를 감소시킨다.
허블 우주 망원경과 같은 우주 망원경은 대기광의 영향을 받지 않아 가시광선 파장에서 현재의 지상 망원경보다 훨씬 더 희미한 물체를 관측할 수 있다. 하늘 밝기는 일반적으로 하늘의 각초당 겉보기 등급 단위로 측정된다.
대기광의 상대적인 강도를 계산하려면 겉보기 등급을 광자의 플럭스로 변환해야 한다. 가시광선 파장에서는 0등급 별이 생성하는 단위 면적당, 단위 파장당의 전력 S0(V)를 사용하여 등급을 광속으로 변환한다. 예를 들어, 구경 10m 망원경으로 별을 관측할 때, 별에서는 매초 35개, 대기광에서는 3500개의 광자가 도달한다고 가정하면, 1시간 동안 대기광에서 약 1.3 × 107개, 광원에서 약 1.3 × 105개의 광자가 도달하여 신호 대 잡음비(S/N)는 약 1/100이 된다.
구경 8m의 초대형 망원경 VLT로 28등급 별을 관측하려면 40시간이 필요하지만, 구경 2.4m의 허블 우주 망원경은 4시간이면 충분하다. 허블 망원경이 8m였다면 약 30분이 걸렸을 것이다. 시야를 좁히면 대기광의 영향을 줄여 대상을 더 선명하게 감지할 수 있지만, 보정 광학 기술은 하늘이 더 밝은 적외선에서만 작동한다. 우주 망원경은 대기광에 방해받지 않으므로 시야 제한이 필요 없다.
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5.1. 인공 대기광
HAARP 가코나 시설 상공의 하늘을 NRL 냉각 CCD 이미저를 사용하여 557.7 nm에서 촬영한 두 이미지가 있다. 시야는 약 38°이다. 왼쪽 이미지는 HF 송신기가 꺼져 있을 때의 배경 별자리를 보여준다. 오른쪽 이미지는 HF 송신기가 켜진 상태에서 63초 후에 촬영되었다. 방출 영역에서 구조가 뚜렷하게 나타난다.
과학적 실험을 통해 지구의 전리층에 고출력 무선 전파를 쏘아 인공적인 대기광을 유도해왔다. 이러한 전파는 전리층과 상호 작용하여 특정 조건에서 희미하지만 가시적인 특정 파장의 광학적 빛을 유도한다. 이 효과는 이오노존데를 사용하여 무선 주파수 대역에서도 관찰할 수 있다.
알래스카주 가코나(:en:Gakona, Alaska)의 HAARP 시설에서 고출력 전파를 지구 대기의 전리층을 향해 대기광을 여기시키는 실험이 진행되었다. 이러한 전파는 전리층과 반응하여 조건과 주파수에 따라 희미하지만 육안으로 식별 가능한 발광을 관측할 수 있었다.