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채층

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목차

1. 개요

채층은 태양 대기의 한 층으로, 광구 위에 위치하며, 주로 방출선을 나타내는 특징을 보인다. 특히 수소 원자의 Hα 선 방출로 인해 붉은색을 띠며, 개기 일식 때 관측할 수 있다. 채층의 온도는 태양 중심에서 멀어질수록 높아지는 경향을 보이며, 밀도는 지수적으로 감소한다. 채층에서는 플라주, 스피큘, 진동, 루프, 네트워크 등 다양한 현상이 관찰되며, 다른 항성에서도 채층 활동이 연구되고 있다.

2. 물리적 성질

광구에서는 흡수선이 나타나지만, 채층에서는 방출선이 나타난다. 특히 가장 강력한 방출선이 수소 원자의 전자가 n=3 → n=2 천이를 하면서 방출하는 발머계열의 H α 선이다. 이 선의 파장이 6563 옹스트롬으로 가시광 대역상 붉은색에 해당한다. 그래서 채층은 붉은색을 띤다.[11][12]

채층의 분광을 분석해 보면, 채층에서는 위로 올라갈수록 온도가 높아진다는 것을 알 수 있다. 광구 최상층의 온도는 4,400 켈빈인데, 그보다 2,000 킬로미터 높은 채층 최상층의 온도는 25,000 켈빈이다.[20][26] 광구에서는 태양중심으로부터 거리가 멀어질수록 온도가 떨어지는 것과 반대다. 열역학적으로 광구의 온도변화는 자연스럽지만 채층의 온도변화는 자연스럽지 못하다.

어째서 채층에서는 태양중심에서 멀어질수록 온도가 높아지는 현상이 발생하는지 그 이유에 관해서는 아직 제대로 이해가 정립되어 있지 않다. 다만 자기 재결합을 통해 일부분 또는 전체적으로 설명될 수 있으리라 짐작되고 있다.

채층의 밀도는 태양 중심으로부터의 거리에 따라 지수적으로 감소하며, 채층의 내부 경계에서 약 2×10-4 kg/m3에서 외부 경계에서 1.6×10-11 kg/m3 미만으로 약 1,000만 배 감소한다.[7] 온도는 처음에 내부 경계에서 약 6,000K[8]에서 약 3,800K[9]의 최저점까지 감소하지만, 천이층과 코로나의 외부 경계에서는 35,000K 이상으로 증가한다.

채층의 밀도는 그 아래의 광구의 10−4 배, 해수면에서의 지구 대기의 10−8 배이다. 이로 인해 채층은 일반적으로 보이지 않으며, 개기 일식 동안에만 그 붉은색이 드러나면서 볼 수 있다. 색상은 분홍색에서 붉은색 사이이다.[10] 특수 장비 없이는 광구의 압도적인 밝기 때문에 일반적으로 채층을 볼 수 없다.

채층의 스펙트럼은 태양의 가장자리에서 관찰할 때 방출선이 지배적이다.[11][12] 특히, 가장 강한 선 중 하나는 ''H''α로 656.3nm의 파장을 갖는다. 이 선은 수소 원자의 전자가 ''n''=3에서 ''n''=2 에너지 준위로 전이될 때마다 방출된다. 656.3nm의 파장은 스펙트럼의 빨간색 부분에 속하며, 이는 채층이 특징적인 붉은색을 띠게 한다.

2. 1. 온도 변화

광구에서는 흡수선이 나타나지만, 채층에서는 방출선이 나타난다. 특히 가장 강력한 방출선은 수소 원자의 전자가 n=3 \longrightarrow n=2천이를 하면서 방출하는 발머계열의 H α 선이다. 이 선의 파장은 6563 옹스트롬으로 가시광 대역상 붉은색에 해당한다. 그래서 채층은 붉은색을 띤다.[11][12]

채층의 분광을 분석해 보면, 채층에서는 위로 올라갈수록 온도가 높아진다는 것을 알 수 있다. 광구 최상층의 온도는 4,400 켈빈인데, 그보다 2,000 킬로미터 높은 채층 최상층의 온도는 25,000 켈빈이다.[20][26] 광구에서는 태양중심으로부터 거리가 멀어질수록 온도가 떨어지는 것과 반대다. 열역학적으로 광구의 온도변화는 자연스럽지만 채층의 온도변화는 자연스럽지 못하다.

어째서 채층에서는 태양중심에서 멀어질수록 온도가 높아지는 현상이 발생하는지 그 이유에 관해서는 아직 제대로 이해가 정립되어 있지 않다. 다만 자기 재결합을 통해 일부분 또는 전체적으로 설명될 수 있으리라 짐작되고 있다.

2. 2. 스펙트럼

광구에서는 흡수선이 나타나지만, 채층에서는 방출선이 나타난다. 특히 가장 강력한 방출선은 수소 원자의 전자가 n=3 \longrightarrow n=2천이를 하면서 방출하는 발머계열의 H α 선이다. 이 선의 파장은 6563 옹스트롬으로 가시광 대역상 붉은색에 해당한다. 그래서 채층은 붉은색을 띤다.[11][12]

채층의 분광을 분석해 보면, 채층에서는 위로 올라갈수록 온도가 높아진다는 것을 알 수 있다. 광구 최상층의 온도는 4,400 켈빈인데, 그보다 2,000 킬로미터 높은 채층 최상층의 온도는 25,000 켈빈이다.[20][26] 광구에서는 태양중심으로부터 거리가 멀어질수록 온도가 떨어지는 것과 반대다. 열역학적으로 광구의 온도변화는 자연스럽지만 채층의 온도변화는 자연스럽지 못하다.

어째서 채층에서는 태양중심에서 멀어질수록 온도가 높아지는 현상이 발생하는지 그 이유에 관해서는 아직 제대로 이해가 정립되어 있지 않다. 다만 자기 재결합을 통해 일부분 또는 전체적으로 설명될 수 있으리라 짐작되고 있다.

채층의 밀도는 태양 중심으로부터의 거리에 따라 지수적으로 감소하며, 채층의 내부 경계에서 약 2×10-4 kg/m3에서 외부 경계에서 1.6×10-11 kg/m3 미만으로 약 1,000만 배 감소한다.[7]

3. 주요 현상



채층에서는 다양한 현상을 관찰할 수 있다.


  • 플라주(Plage): 플라주는 종종 자기 활동과 연관된 항성 채층 내의 특히 밝은 지역이다.

  • 스피큘(Spicule): 스피큘은 태양 채층에서 가장 흔하게 확인되는 특징이다. 스피큘은 채층의 상단으로 솟아올랐다가 약 10분 동안 다시 가라앉는다.[13]

  • 진동(Oscillations): SOHO에 탑재된 SUMER 기기를 이용한 최초의 관측 이후, 태양 채층에서 3mHz에서 10mHz에 이르는 주파수를 갖는 주기적인 진동이 발견되었으며, 이는 3분이라는 특징적인 주기 시간에 해당한다.[14] 플라스마 속도의 방사형 성분 진동은 고채층의 전형적인 특징이다. 광구의 과립 패턴은 일반적으로 20mHz 이상의 진동이 없지만, TRACE에 의해 태양 대기 (전이 영역 및 코로나의 전형적인 온도에서)에서 더 높은 주파수의 파동 (100mHz, 또는 10s 주기)이 감지되었다.[15]

  • 루프(Loops): 플라스마 루프는 채층에서 태양 원반의 경계에서 볼 수 있다. 이들은 태양 홍염과는 다른데, 최대 온도가 0.1 MK 정도인 동심원 아치이기 때문이다(코로나 특징으로 간주하기에는 너무 낮다).[16] 이러한 저온 루프는 강렬한 가변성을 보이는데, 시간당 1시간 미만의 자외선 선에서 나타나고 사라지거나, 10~20분 만에 빠르게 팽창한다.[16] 1976년 스카이랩의 EUV 분광기로 촬영한 관측 데이터를 통해 이러한 저온 루프가 자세히 연구되었다.[16] 이 루프의 플라스마 온도가 코로나 온도(1 MK 이상)가 되면, 이러한 특징은 더 안정적으로 보이며 더 긴 시간에 걸쳐 진화한다. 코로나 루프도 참고.

  • 네트워크(Network): 전형적인 채층 선에서 촬영된 이미지는 더 밝은 세포의 존재를 보여주는데, 일반적으로 '''네트워크'''라고 불리며, 주변의 더 어두운 영역은 '''인터네트워크'''라고 명명된다. 이는 열 대류로 인해 광구에서 흔히 관찰되는 태양 알갱이와 유사하게 보인다.

3. 1. 플라주 (Plage)

플라주는 종종 자기 활동과 연관된 항성 채층 내의 특히 밝은 지역이다.

3. 2. 스피큘 (Spicule)

태양 채층에서 가장 흔하게 확인되는 특징은 스피큘이다. 스피큘은 채층의 상단으로 솟아올랐다가 약 10분 동안 다시 가라앉는다.[13]

3. 3. 진동 (Oscillations)

SOHO에 탑재된 SUMER 기기를 이용한 최초의 관측 이후, 태양 채층에서 3mHz에서 10mHz에 이르는 주파수를 갖는 주기적인 진동이 발견되었으며, 이는 3분이라는 특징적인 주기 시간에 해당한다.[14] 플라스마 속도의 방사형 성분 진동은 고채층의 전형적인 특징이다. 광구의 과립 패턴은 일반적으로 20mHz 이상의 진동이 없지만, TRACE에 의해 태양 대기 (전이 영역 및 코로나의 전형적인 온도에서)에서 더 높은 주파수의 파동 (100mHz, 또는 10s 주기)이 감지되었다.[15]

3. 4. 루프 (Loops)

플라스마 루프는 채층에서 태양 원반의 경계에서 볼 수 있다. 이들은 태양 홍염과는 다른데, 최대 온도가 0.1 MK 정도인 동심원 아치이기 때문이다(코로나 특징으로 간주하기에는 너무 낮다).[16] 이러한 저온 루프는 강렬한 가변성을 보이는데, 시간당 1시간 미만의 자외선 선에서 나타나고 사라지거나, 10~20분 만에 빠르게 팽창한다.[16] 1976년 스카이랩의 EUV 분광기로 촬영한 관측 데이터를 통해 이러한 저온 루프가 자세히 연구되었다.[16] 이 루프의 플라스마 온도가 코로나 온도(1 MK 이상)가 되면, 이러한 특징은 더 안정적으로 보이며 더 긴 시간에 걸쳐 진화한다. 코로나 루프도 참고.

3. 5. 네트워크 (Network)

전형적인 채층 선에서 촬영된 이미지는 더 밝은 세포의 존재를 보여주는데, 일반적으로 '''네트워크'''라고 불리며, 주변의 더 어두운 영역은 '''인터네트워크'''라고 명명된다. 이는 열 대류로 인해 광구에서 흔히 관찰되는 태양 알갱이와 유사하게 보인다.

4. 관측 방법

4. 1. 개기일식 관측

4. 2. 분광 관측

4. 3. 우주 망원경

5. 다른 항성의 채층

윌슨산 천문대의 S-index에서 외계항성의 채층 활동을 분광측정하는 연구를 하고 있다.[27][28] 채층은 백색 왜성을 제외한 거의 모든 밝은 별에 존재한다. 채층은 낮은 주계열성, F형 이후의 분광형을 갖는 갈색 왜성, 그리고 거성과 준거성에서 가장 두드러지며 자기적으로 활발하다.[17] 다른 별의 채층 활동에 대한 분광학적 척도는 마운트 윌슨 '''S-지수'''이다.[18][19]

6. 한국의 채층 연구 (한국의 관점)

6. 1. 연구 시설

6. 2. 연구 성과

6. 3. 향후 전망

참조

[1] 학술지 II. Spectroscopic observation of the sun, No. II., was resumed and concluded https://doi.org/10.1[...] 1869-12-31
[2] 학술지 Spectroscopic Observation of the Sun, No. II. https://ui.adsabs.ha[...] 1868-01-01
[3] 학술지 Multiwavelength Studies of MHD Waves in the Solar Chromosphere. 2015-07
[4] 문서 REDIRECT https://solarscience[...]
[5] 웹사이트 The Chromosphere https://web.archive.[...] 2014-04-28
[6] 웹사이트 Supergiant Atmosphere of Antares Revealed by Radio Telescopes https://public.nrao.[...] 2022-09-09
[7] 인용 Chromospheric magnetic field and density structure measurements using hard X-rays in a flaring coronal loop
[8] 웹사이트 SP-402 A New Sun: The Solar Results From Skylab https://history.nasa[...]
[9] 인용 The Solar Temperature Minimum and Chromosphere
[10] 서적 Universe https://archive.org/[...] W. H. Freeman and Co.
[11] 학술지 New View of the Solar Chromosphere https://www.annualre[...] 2019-08-18
[12] 학술지 Structure of the solar chromosphere https://www.cambridg[...] 2004-06
[13] 서적 New eyes on the sun : a guide to satellite images and amateur observation https://www.worldcat[...] Springer 2012
[14] 학술지 SUMER Observations Confirm the Dynamic Nature of the Quiet Solar Outer Atmosphere: The Internetwork Chromosphere
[15] 학술지 High-Frequency Waves Detected in the Solar Atmosphere
[16] 학술지 The pressure and energy balance of the cool corona over sunspots
[17] 학술지 Stellar Chromospheric Variability 2021-11-15
[18] 학술지 Observational evidence for enhanced magnetic activity of superflare stars 2016-03-24
[19] 웹사이트 "A small survey of the magnetic fields of planet-hosting stars" https://habitability[...]
[20] 서적 Universe https://archive.org/[...] W. H. Freeman and Company
[21] 학술지 Chromospheric magnetic field and density structure measurements using hard X-rays in a flaring coronal loop
[22] 웹인용 SP-402 A New Sun: The Solar Results From Skylab https://history.nasa[...]
[23] 인용 The Solar Temperature Minimum and Chromosphere
[24] 웹인용 The Chromosphere http://solarscience.[...] 2018-10-23
[25] 학술지 "Multiwavelength Studies of MHD Waves in the Solar Chromosphere." http://ky5ry5jk2j.se[...] 2015-07
[26] 웹인용 World Book at NASA – Sun http://www.nasa.gov/[...]
[27] 웹사이트 Observational evidence for enhanced magnetic activity of superflare stars http://www.nature.co[...]
[28] 웹사이트 "A small survey of the magnetic fields of planet-hosting stars" https://habitability[...]


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