황도광

1. 개요

황도광은 태양계 내 먼지 입자에 태양빛이 산란되어 나타나는 현상이다. 중위도 지방에서 저녁 노을 후 봄철 서쪽 하늘이나 아침 노을 전 가을철 동쪽 하늘에서 잘 관측되며, 지평선에서 밝고 황도면과 같은 각도로 기둥 모양을 이룬다. 황도광은 주로 혜성이나 소행성의 파편으로 생성된 행성 간 먼지가 태양광을 반사하여 나타나며, 이슬람 문화에서는 새벽을 알리는 현상으로 묘사되기도 한다.

2. 관측

중위도 지방에서는 봄철 저녁 노을이 완전히 사라진 후 서쪽 하늘이나 가을철 아침 노을이 나타나기 직전 동쪽 하늘에서 황도광을 가장 잘 관측할 수 있다. 황도광은 지평선에서 더 밝고 황도면과 같은 각도로 기울어진 기둥 모양으로 나타난다. 극도로 작은 먼지 입자에서 산란된 빛은 강하게 전방 산란되지만, 황도광은 실제로 하늘 전체로 확장되므로 태양과 작은 각도로 관측할 때 가장 밝게 보인다. 해가 가려져 있지만 태양으로 가는 시선에 가장 가까운 먼지 입자가 일출 또는 일몰 근처에서 가장 분명하게 보이는 이유가 바로 이것이다. 황도광을 일으키는 먼지 띠는 황도 전체에 걸쳐 균일하다.

황도면에서 더 멀리 떨어진 먼지는 태양과 작은 각도로 볼 때를 제외하고는 거의 감지할 수 없다. 따라서 태양을 향해 작은 각도로 볼 때 더 넓은 폭을 볼 수 있으며, 지평선 근처, 지평선 아래의 태양에 더 가깝게 보일 때 더 넓게 나타난다.

2.1. 관측 시기 및 조건

중위도 지방에서는 황도광이 저녁 노을이 완전히 사라진 후 봄철 서쪽 하늘, 또는 아침 노을이 나타나기 직전 가을철 동쪽 하늘에서 가장 잘 관측된다. 황도광은 지평선에서 더 밝고 황도면과 같은 각도로 기울어진 기둥 모양으로 나타난다. 극도로 작은 먼지 입자에서 산란된 빛은 강하게 전방 산란되지만, 황도광은 실제로 하늘 전체로 확장되므로 태양과 작은 각도로 관측할 때 가장 밝게 보인다. 이것이 해가 가려져 있지만 태양으로 가는 시선에 가장 가까운 먼지 입자가 그렇지 않은 일출 또는 일몰 근처에서 가장 분명하게 보이는 이유이다. 황도광을 일으키는 먼지 띠는 황도 전체에 걸쳐 균일하다.

황도면에서 더 멀리 떨어진 먼지는 태양과 작은 각도로 볼 때를 제외하고는 거의 감지할 수 없다. 따라서 태양을 향해 작은 각도로 볼 때 더 넓은 폭을 볼 수 있으며, 지평선 근처, 지평선 아래의 태양에 더 가깝게 보일 때 더 넓게 나타난다.

황도광은 은하수보다 흐릿하기 때문에, 밤에 매우 어두운 곳에서만 볼 수 있다. 밝기의 분포는 태양에 가까운 부분이 더 밝다. 따라서 해가 진 후 서쪽 지평선에서 천정으로 향하는 크고 가느다란 종 모양의 빛의 띠로 육안으로 볼 기회가 있다.

또는 새벽 아직 박명이 시작되기 전, 동쪽 지평선에서 역시 천정으로 향하는 빛의 띠로 볼 기회도 있다. 천정이 하늘의 투명도가 더 좋고, 황도의 하지점 부근이 북반구에서는 높은 하늘에서 보이기 때문에, 황도광에는 특히 보기 쉬운 시즌이 있다. 날씨가 안정된 일본의 태평양 연안에서는 저녁의 황도광은 1월부터 3월의 엄동기에 보기 쉽다. 새벽의 황도광은 맑은 하늘이 되는 가을의 9월부터 11월에 보기 쉽다. 하늘 조건이 매우 좋은 일본 국외의 미개척지에서는 황도를 따라 황도광의 한 바퀴 전체를 볼 수 있다.

황도광의 태양에 가까운 부분은 태양 빛이 너무 눈부셔 직접 눈으로는 관측할 수 없지만, 코로나 그래프 등으로 관측하면 황도광이 태양의 외부 코로나와 연결되어 있다는 것을 알 수 있다.

2.2. 관측 장소

중위도 지방에서는 봄철 저녁 노을이 완전히 사라진 후 서쪽 하늘, 또는 가을철 아침 노을이 나타나기 직전 동쪽 하늘에서 황도광이 가장 잘 관측된다. 황도광은 지평선에서 더 밝고 황도면과 같은 각도로 기울어진 기둥 모양으로 나타난다. 극도로 작은 먼지 입자에서 산란된 빛은 강하게 전방 산란되지만, 황도광은 실제로 하늘 전체로 확장되므로 태양과 작은 각도로 관측할 때 가장 밝게 보인다. 해가 가려져 있지만 태양으로 가는 시선에 가장 가까운 먼지 입자가 일출 또는 일몰 근처에서 가장 분명하게 보이는 이유가 바로 이것이다. 황도광을 일으키는 먼지 띠는 황도 전체에 걸쳐 균일하다.

황도면에서 더 멀리 떨어진 먼지는 태양과 작은 각도로 볼 때를 제외하고는 거의 감지할 수 없다. 따라서 태양을 향해 작은 각도로 볼 때 더 넓은 폭을 볼 수 있으며, 지평선 근처, 지평선 아래의 태양에 더 가깝게 보일 때 더 넓게 나타난다.

하늘의 조건이 좋으면 황도광은 기본적으로 육안으로 충분히 볼 수 있는 자연 현상이다. 하지만, 도쿄와 같은 대도시 및 그 근교에서는 빛 공해 때문에 볼 수 없다.

무라야마 사다오에 따르면, 태평양 전쟁 직후 미군의 공습을 받은 잿더미가 된 도쿄 도심에서, 다이토구 우에노 공원 내에 있는 국립과학박물관 옥상에서 황도광은 명확하게 보였다고 한다. 적어도 1970년대에는 같은 장소에서 황도광이 보이지 않게 되었다.

2.3. 시각적 특징

중위도 지방에서는 황도광이 저녁 노을이 완전히 사라진 후 봄철 서쪽 하늘, 또는 아침 노을이 나타나기 직전 가을철 동쪽 하늘에서 가장 잘 관측된다. 황도광은 지평선에서 더 밝고 황도면과 같은 각도로 기울어진 기둥 모양으로 나타난다. 극도로 작은 먼지 입자에서 산란된 빛은 강하게 전방 산란되지만, 황도광은 실제로 하늘 전체로 확장되므로 태양과 작은 각도로 관측할 때 가장 밝게 보인다. 이것이 해가 가려져 있지만 태양으로 가는 시선에 가장 가까운 먼지 입자가 그렇지 않은 일출 또는 일몰 근처에서 가장 분명하게 보이는 이유이다. 황도광을 일으키는 먼지 띠는 황도 전체에 걸쳐 균일하다.

황도면에서 더 멀리 떨어진 먼지는 태양과 작은 각도로 볼 때를 제외하고는 거의 감지할 수 없다. 따라서 태양을 향해 작은 각도로 볼 때 더 넓은 폭을 볼 수 있으며, 지평선 근처, 지평선 아래의 태양에 더 가깝게 보일 때 더 넓게 나타난다.

황도광은 은하수보다 흐릿하기 때문에, 밤에 매우 어두운 곳에서만 볼 수 있다. 밝기의 분포는 태양에 가까운 부분이 더 밝다. 따라서 해가 진 후 서쪽 지평선에서 천정으로 향하는 크고 가느다란 종 모양의 빛의 띠로 육안으로 볼 기회가 있다.

새벽 아직 박명이 시작되기 전, 동쪽 지평선에서 역시 천정으로 향하는 빛의 띠로 볼 기회도 있다. 천정이 하늘의 투명도가 더 좋고, 황도의 하지점 부근이 북반구에서는 높은 하늘에서 보이기 때문에, 황도광에는 특히 보기 쉬운 시즌이 있다. 날씨가 안정된 일본의 태평양 연안에서는 저녁의 황도광은 1월부터 3월의 엄동기에 보기 쉽다. 새벽의 황도광은 맑은 하늘이 되는 가을의 9월부터 11월에 보기 쉽다. 하늘 조건이 매우 좋은 일본 국외의 미개척지에서는 황도를 따라 황도광의 한 바퀴 전체를 볼 수 있다.

3. 기원

황도광 먼지의 기원은 오랫동안 논쟁의 대상이었다. 최근까지는 활동적인 혜성의 꼬리와 소행성대 내 소행성 간의 충돌에서 기원한다고 여겨졌으나, 최근 연구에 따르면 먼지의 85% 이상은 거의 휴면 상태인 목성족 혜성이 가끔 파편화되면서 발생하는 것으로 보인다. 목성족 혜성은 20년 미만의 짧은 공전 주기를 가지며, 가스를 활발하게 방출하지 않을 때는 휴면 상태로 간주되지만, 나중에 다시 활동할 수 있다.

황도광은 센티미터에서 마이크로미터 크기의 행성간 먼지가 태양광을 산란시켜 나타나는 현상으로, 그 빛은 태양광과 같은 연속 스펙트럼을 보인다. 황도광을 만들어내는 먼지는 비교적 크기 때문에 태양의 복사압에 의해 지구 궤도에서 멀리 밀려나지 않는다.

황도광이 황도를 따라 분포하는 것은 이 먼지가 지구 근접 소행성(아폴로군, 아모르군)이나 단주기 혜성의 파편에서 유래하기 때문으로 추정된다. 그러나 이 파편들은 포인팅-로버트슨 효과에 의해 점차 공전 궤도가 작아져 약 1억 년 이내에 태양으로 낙하한다. 따라서 현재 관측되는 황도광은 태양계 생성 초기의 먼지가 아니라, 혜성이나 소행성 등 태양계 소천체에서 끊임없이 공급되는 새로운 먼지 입자들로 구성되어 있다.

태양 표면 근처에서는 먼지가 태양열에 의해 증발하고 복사압에 의해 날아가면서 형성된 "태양의 고리"와 같은 천체도 발견되었다. 황도광의 정확한 연령을 추정하는 연구는 현재도 활발히 진행 중이다.

3.1. 행성 간 먼지

행성 간 먼지의 기원은 오랫동안 논쟁의 대상이었다. 최근까지는 활동적인 혜성의 꼬리와 소행성대 내 소행성 간의 충돌에서 기원한다고 여겨졌으나, 먼지의 85% 이상은 거의 휴면 상태인 목성족 혜성의 가끔 일어나는 파편화에 기인한다. 목성족 혜성은 20년 미만의 공전 주기를 가지며, 가스를 활발하게 방출하지 않을 때는 휴면 상태로 간주되지만, 미래에 다시 활동할 수 있다.

포인팅-로버트슨 효과는 먼지를 더 원형에 가까운 궤도로 강제하고, 태양으로 천천히 나선형으로 들어가게 한다. 따라서 황도 구름을 유지하기 위해 새로운 입자의 지속적인 공급이 필요하다. 혜성 먼지와 소행성 간의 충돌로 생성된 먼지가 황도광과 반대편 빛을 생성하는 먼지 구름 유지에 주로 책임이 있는 것으로 여겨진다.

입자는 충돌이나 우주 풍화 작용에 의해 크기가 줄어들 수 있다. 10마이크로미터 미만의 크기로 작아지면, 입자는 태양 복사 압력에 의해 태양계 내부에서 제거된다. 그런 다음 먼지는 혜성으로부터의 유입에 의해 보충된다. 인근 별 주위의 황도 먼지를 외황도 먼지라고 하며, 이는 태양계 외 행성을 직접 촬영하려는 시도에서 잠재적으로 중요한 잡음원이다.

2015년, ESA/로제타 궤도선에 탑재된 COSIMA의 새로운 결과는 행성 간 먼지의 모체가 67P/추류모프-게라시멘코 혜성과 같은 목성족 혜성일 가능성이 가장 높다는 것을 확인했다. 주노 임무의 데이터는 지구 근처의 먼지가 태양계 내부에 국지적 기원을 가지며, 그 기원지로 화성이 가장 적합하다는 것을 나타낸다.

황도광은 우주 먼지로 알려진 태양계 내의 먼지 입자에 햇빛이 반사되면서 생성된다. 황도광을 생성하는 물질은 태양을 중심으로 하고 지구의 궤도 너머로 뻗어 있는 렌즈 모양의 공간에 위치하며, 이 물질은 행성간 먼지 구름으로 알려져 있다.

황도광의 빛은 태양광과 같은 연속 스펙트럼을 나타낸다. 황도광은 센티미터에서 마이크로미터 크기의 행성간 먼지가 태양광을 산란시켜 관측된다.

황도광을 만들어내는 황도면 내의 먼지는 비교적 크기 때문에 태양의 복사압에 의해 지구 궤도에서 멀리 밀려나는 일은 없다. 황도광이 황도를 따라 있는 것은 이러한 먼지가 지구 근접 소행성의 파편이나 단주기 혜성의 큰 고형물에서 유래하기 때문으로 생각된다. 다만, 이 파편이나 고형물은 태양광 에너지의 흡수와 산란에 기초한 중력 이외의 작은 힘에 의해 그 공전 궤도가 점차 작아져 대략 1억 년 이내에 태양에 낙하하기 때문에, 태양계 생성 당시부터 같은 먼지 입자로 구성되어 있는 것은 아니다.

3.2. 먼지의 생성 및 소멸

먼지의 기원은 오랫동안 논쟁의 대상이었다. 최근까지는 활동적인 혜성의 꼬리와 소행성대 내 소행성 간의 충돌에서 먼지가 발생한다고 여겨졌다. 그러나 먼지의 85% 이상은 거의 휴면 상태인 목성족 혜성이 가끔 파편화되면서 발생한다. 목성족 혜성은 20년 미만의 공전 주기를 가지며, 가스를 활발하게 방출하지 않을 때는 휴면 상태로 간주되지만, 나중에 다시 가스를 방출할 수 있다.

포인팅-로버트슨 효과는 먼지를 더 원형에 가까운 궤도로 만들면서 태양으로 천천히 들어가게 한다. 따라서 황도광을 유지하려면 새로운 먼지 입자가 지속적으로 공급되어야 한다. 혜성 먼지와 소행성 충돌로 생성된 먼지가 황도광과 반대편 빛을 만드는 먼지 구름을 유지하는 데 주로 기여하는 것으로 여겨진다.

입자는 충돌이나 우주 풍화 작용으로 크기가 작아질 수 있다. 10마이크로미터 미만으로 작아지면, 태양 복사 압력에 의해 태양계 내부에서 제거된다. 이후 혜성에서 유입되는 먼지로 보충된다. 인근 별 주위의 황도 먼지를 외황도 먼지라고 하는데, 이는 태양계 외 행성을 직접 촬영할 때 잡음의 원인이 될 수 있다. 이러한 외황도 먼지는 행성이 혜성을 태양계 내부로 흩어지게 하는 경향이 있기 때문에 행성의 지표가 될 수 있다는 점이 지적되었다.

2015년, ESA/로제타 궤도선에 탑재된 COSIMA의 새로운 결과는 행성 간 먼지의 모체가 67P/추류모프-게라시멘코 혜성과 같은 목성족 혜성일 가능성이 가장 높다는 것을 확인했다. 주노 임무의 데이터는 지구 근처의 먼지가 태양계 내부에 국지적 기원을 가지며, 그 기원지로 화성이 가장 적합하다는 것을 나타낸다.

황도광을 만들어내는 황도면 내의 먼지는 비교적 크기 때문에 태양의 복사압에 의해 지구 궤도에서 멀리 밀려나는 일은 없다. 황도광이 황도를 따라 있는 것은 이 먼지가 아폴로군 · 아모르군과 같은 지구 근접 소행성의 파편이나 단주기 혜성의 큰 고형물에서 유래하기 때문으로 생각된다. 다만, 이 파편이나 고형물은 태양광 에너지의 흡수와 산란에 기초한 중력 이외의 작은 힘에 의해 그 공전 궤도가 점차 작아져 대략 1억 년 이내에 태양에 낙하하기 때문에, 태양계가 생성된 당시부터 같은 먼지 입자로 구성되어 있는 것은 아니다. 반대로 말하면, 황도광의 존재는 혜성이나 소행성 등의 태양계 소천체에서 그 성분이 끊임없이 공급되고 있다는 것을 증명하고 있다.

태양 표면에서 조금 떨어진 곳에는, 예전보다 바깥쪽 궤도에 있던 먼지가 태양열에 데워져 증발하면서 복사압으로 날려 형성된 것으로 생각되는 "태양의 고리"와 같은 천체도 발견되었다. 따라서 황도광의 정확한 연령을 추정하는 연구는 현재도 흥미로운 주제 중 하나라고 할 수 있다.

3.3. 외황도 먼지

먼지의 기원은 오랫동안 논쟁의 대상이었다. 최근까지는 활동적인 혜성의 꼬리와 소행성대 내 소행성 간의 충돌에서 기원한다고 여겨졌다. 그러나 먼지의 85% 이상은 거의 휴면 상태인 목성족 혜성의 가끔 일어나는 파편화에 기인한다. 목성족 혜성은 20년 미만의 공전 주기를 가지며, 활발하게 가스를 방출하지 않을 때 휴면 상태로 간주되지만, 미래에 그렇게 할 수 있다. 황도 구름의 첫 번째 완전한 역학 모델은 먼지가 목성에 접근하는 궤도에서 방출된 경우에만 황도 먼지 구름의 두께를 설명할 만큼 충분히 휘저어진다는 것을 보여주었다. 유성체류의 먼지는 직경이 300~10,000 마이크로미터로 훨씬 크며, 시간이 지남에 따라 더 작은 황도 먼지 입자로 붕괴된다.

포인팅-로버트슨 효과는 먼지를 더 원형에 가까운 (하지만 여전히 길쭉한) 궤도로 강제하고, 태양으로 천천히 나선형으로 들어가게 한다. 따라서 황도 구름을 유지하기 위해 새로운 입자의 지속적인 공급이 필요하다. 혜성 먼지와 소행성 간의 충돌로 생성된 먼지가 황도광과 반대편 빛을 생성하는 먼지 구름 유지에 주로 책임이 있는 것으로 여겨진다.

입자는 충돌이나 우주 풍화 작용에 의해 크기가 줄어들 수 있다. 10마이크로미터 미만의 크기로 깎이면, 입자는 태양 복사 압력에 의해 태양계 내부에서 제거된다. 그런 다음 먼지는 혜성으로부터의 유입에 의해 보충된다. 인근 별 주위의 황도 먼지를 외황도 먼지라고 하며, 이는 태양계 외 행성을 직접 촬영하려는 시도에서 잠재적으로 중요한 잡음원이다. 이러한 외황도 먼지 또는 뜨거운 잔해 원반은 행성이 혜성을 태양계 내부로 흩어지게 하는 경향이 있으므로 행성의 지표가 될 수 있다는 점이 지적되었다.

2015년, ESA/로제타 궤도선에 탑재된 2차 이온 먼지 분광계 COSIMA의 새로운 결과는 행성 간 먼지의 모체가 67P/추류모프-게라시멘코 혜성과 같은 목성족 혜성일 가능성이 가장 높다는 것을 확인했다. 주노 임무의 데이터는 지구 근처의 먼지가 태양계 내부에 국지적 기원을 가지며, 그 기원지로 화성이 가장 적합하다는 것을 나타낸다.

4. 문화적 의의

알렉산더 폰 훔볼트의 저서 코스모스에 따르면, 메소아메리카인들은 1500년 이전에 황도광을 알고 있었다. 1661년 조슈아 칠드레이에 의해 처음 인쇄물로 보고되었을 것으로 추정된다. 이 현상은 1683년 천문학자 조반니 도메니코 카시니에 의해 연구되었으며, 일부 자료에서는 니콜라스 파티오 드 뒤리에가 1684년에 처음으로 태양 주변의 먼지 입자로 설명했다고 한다. 카시니는 뒤리에에게 황도광을 연구하도록 조언했다.

4.1. 이슬람 문화

이슬람교의 예언자 무함마드는 하루 다섯 번의 기도 시간을 언급하며 황도광을 "거짓 새벽"(الفجر الكاذب^아랍어)이라고 묘사했다. 이슬람 구전 전통은 무함마드가 해가 진 후 오랫동안 하늘에 나타나는 거짓 새벽의 빛과, 일출 시 수평으로 나타나는 첫 번째 빛인 "진정한 새벽"(الفجر الصادق^아랍어)의 빛을 구별하는 내용을 담은 수많은 언행록, 즉 하디스를 보존하고 있다. 대다수의 이슬람 학자들에 따르면, 천문학적 새벽이 진정한 새벽으로 여겨진다. 이슬람교도들은 무함마드가 묘사한 황도광을 활용하여 단식 및 일일 기도 시간을 결정하는 데 오류를 피한다.

4.2. 현대

알렉산더 폰 훔볼트의 저서 코스모스에 따르면, 메소아메리카인들은 1500년 이전에 황도광을 알고 있었다. 1661년 조슈아 칠드레이에 의해 처음 인쇄물로 보고되었을 것으로 추정된다. 이 현상은 1683년 천문학자 조반니 도메니코 카시니에 의해 연구되었다. 일부 자료에서는 니콜라스 파티오 드 뒤리에가 1684년에 처음으로 태양 주변의 먼지 입자로 설명했다고 한다. 카시니는 뒤리에에게 황도광을 연구하도록 조언했다.

2007년, 퀸의 리드 기타리스트인 브라이언 메이는 음악 경력을 쌓기 위해 36년 전에 포기했던 논문 '황도광 속의 방사 속도 조사'를 완성했다. 그는 그 사이에 이 주제에 대한 연구가 거의 이루어지지 않았기 때문에 논문을 제출할 수 있었다. 메이는 2000년대에 이 주제가 다시 "유행"하게 되었다고 설명했다.

5. 다른 행성

다른 행성들, 예를 들어 금성이나 수성은 궤도 공간에 행성간 먼지 고리가 있는 것으로 나타났다.