코로나 (천문학)
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1. 개요
코로나(천문학)는 태양 대기의 가장 바깥층으로, 1724년 자코모 필리포 마랄디에 의해 처음 인식되었다. 1806년 호세 호아킨 데 페레르는 코로나라는 용어를 만들고, 1869년에는 스펙트럼에서 미지의 원소 "코로니움"이 발견되었다고 생각되었으나, 실제로는 고온에 의해 이온화된 원소에 의한 것이었다. 코로나는 K, E, F의 세 가지 유형으로 분류되며, 태양 표면보다 훨씬 높은 온도를 보인다. 코로나는 태양 자기장의 변화에 따라 구조가 변하며, 플레어, 코로나 질량 방출(CME) 등의 현상이 발생한다. 코로나 가열 문제는 여전히 해결되지 않은 과제이며, 파동 가열설과 나노플레어 가열설이 유력한 후보로 제시되고 있다.
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| 코로나 (천문학) | |
|---|---|
| 천문학적 현상 | |
 | |
| 정의 | 태양을 둘러싸고 있는 플라스마 대기 |
| 발견 방법 | 주로 개기 일식 동안 관측됨 |
| 가시광선 범위 | 태양 표면 밝기의 백만분의 일 정도 |
| 온도 | 100만 ~ 300만 켈빈 |
| 구성 성분 | 주로 이온화된 기체 |
| 밀도 | 태양 표면보다 훨씬 낮음 |
| 특징 | 불규칙한 형태, 태양풍의 기원 |
| 연구 방법 | 분광학, 엑스선 관측 등 |
| 어원 | |
| 기원 | 라틴어 'corona' (왕관, 화환) |
| 그리스어 | (코로네, 갈런드) |
| 의미 | 태양을 둘러싼 빛나는 고리 모양 |
| 코로나의 구조적 특징 | |
| 특징 | 채층 위에 위치 높은 온도 낮은 밀도 강한 자기장 활동 |
| 주요 구조 | 필라멘트 홍염 플레어 코로나 질량 방출 코로나 홀 |
| 가열 메커니즘 | 아직 완전히 밝혀지지 않음 |
| 코로나의 관측 | |
| 관측 방법 | 개기 일식 코로나그래프 인공위성 (예: SOHO, SDO) |
| 주요 관측 파장 | 엑스선 자외선 가시광선 전파 |
| 역사적 관측 | 고대 문명에서도 기록됨 |
| 코로나의 물리적 특성 | |
| 온도 분포 | 균일하지 않으며, 활동 영역에서 더 높음 |
| 밀도 분포 | 거리에 따라 감소 |
| 자기장 | 복잡한 구조, 코로나 활동의 원동력 |
| 화학 조성 | 태양과 유사하나, 일부 원소의 이온화 상태가 다름 |
| 코로나의 연구 | |
| 연구 목표 | 코로나 가열 메커니즘 이해 태양풍 기원 연구 우주 날씨 예측 |
| 주요 연구 기관 | NASA ESA JAXA |
| 관련 프로젝트 | Parker Solar Probe Solar Orbiter |
2. 역사
1724년, 프랑스-이탈리아계 천문학자 자코모 필리포 마랄디는 일식 중에 보이는 오로라가 달이 아닌 태양에 속한 것임을 인식하였다. 1809년, 스페인의 천문학자 호세 호아킨 데 페레르는 '코로나'(corona)라는 용어를 만들어냈으며,[3] 뉴욕주 킨더후크에서 관측한 1806년 일식을 바탕으로 코로나가 달이 아닌 태양의 일부라고 주장했다.
태양의 코로나는 희박하게 전리된 가스로 둘러싸여 있으며, 온도는 약 100만 도에 달한다. 주성분인 수소는 완전히 전리되어 전자와 양성자로 나뉘며, 이 때문에 수소 스펙트럼선으로는 관측되지 않는다. 광구에서 방출되는 백색광은 이 전자들에 의해 산란되어 흰색으로 빛나지만, 광구에 비해 밝기가 매우 약해 일반적으로는 개기일식 때에만 관측 가능하다.
1869년 개기 일식 관측 이후 코로나에서 휘선 스펙트럼이 잇따라 발견되었다. 이들은 미지의 원소 "코로니움"의 존재를 시사하는 것으로 생각되었지만, 실제로는 고온에 의해 고도로 이온화된 원소에 의한 것이었다. 1930년, 베르나르 리오는 개기 일식을 거치지 않고도 코로나를 볼 수 있는 장치 "코로나그래프"를 발명했다.
1942년 독일의 그로토리안의 연구를 계승한 스웨덴의 벵트 에드렌은 637.4nm의 적색 휘선이 철의 9차 이온 (Fe9+)에서 방출된 것임을 확인하였다. 그 외 530.3nm는 Fe14+, 338.8nm는 Fe12+, 789.2nm는 Fe10+, 1074.4nm와 1079.8nm는 Fe12+와 동일한 것으로 확인되었다. 이 이후 코로나에서 발견된 휘선이 니켈, 칼슘, 아르곤 등의 고도로 이온화된 원소에서 방출된 것임이 확인되었다.
1952년에는 미국의 천문학자 유진 뉴먼 파커가 태양 표면 전체에서 발생하는 무수한 작은 "나노플레어"에 의해 태양 코로나가 가열되는 것이라고 주장했다.
3. 물리적 특징
코로나 그래프를 이용하면 인공적으로 일식을 일으켜 코로나를 관측할 수 있지만, 지구 대기와 먼지에 의한 태양광 산란 때문에 높은 산이 아니면 관측이 어렵다. 최근에는 기구에 코로나 그래프를 싣고 대기 산란이 거의 없는 상공에서 관측하거나, 전파, X선, 초자외선 영역에서의 관측을 통해 코로나를 상시 관측하고 있다.
코로나의 상태는 태양 활동 주기에 따라 변동한다. 태양 활동이 쇠퇴하는 시기에는 적도를 따라 동서 방향으로 길쭉하게 뻗어 보이지만, 활동기에는 흑점이나 백반 등이 있는 활동 영역 상공에 발달한 코로나가 뻗어 있어 꽃잎 모양으로 보인다. 코로나는 정상적인 상태가 아니며, 코로나 가스는 끊임없이 밖으로 흘러나와 태양풍을 형성한다.
가시광선으로 보이는 코로나의 빛은 물리적 과정의 차이에 따라 K 코로나, E 코로나, F 코로나로 분류된다.종류 특징 설명 K 코로나 흡수선이 없는 연속광 성분 자유 전자의 톰슨 산란에 의해 발생하며, 태양 광구에서 기원한다. E 코로나 좁은 파장 범위에 국한된 휘선 성분 고도로 이온화된 원자가 방출하는 빛으로, 태양 표면에서 가장 강하게 나타난다. F 코로나 프라운호퍼선을 갖는 성분 황도면에 떠 있는 먼지의 열복사 및 태양광 산란광으로, 황도광의 태양 쪽 연장 성분이다.
3. 1. 온도 및 밀도
코로나는 온도가 100만~300만 K으로 매우 높다. 이는 광구의 평균 온도인 약 5,800 K보다 훨씬 높은 수치이다. 하지만 코로나는 밀도가 광구의 10-12배 정도로 매우 희박하여, 가시광선에서의 밝기는 광구의 약 100만 분의 1밖에 되지 않는다.[1] 코로나는 비교적 얇은 채층에 의해 광구와 분리되어 있다.
코로나 가열 방식에 대해서는 아직 논란이 있지만, 현재로서는 다음 두 가지 가설이 유력하다.
태양 코로나 외연은 열린 자기력선 때문에 끊임없이 밖으로 운반되어 태양풍을 발생시킨다.
3. 2. 구조
코로나는 태양 표면에 균일하게 분포하지 않고, 태양의 활동 주기에 따라 변동한다. 태양 활동이 쇠퇴하는 시기에는 적도를 따라 동서 방향으로 길쭉하게 뻗어 보이지만, 활동기에는 흑점이나 백반 등이 있는 활동 영역 상공에 발달한 코로나가 뻗어 있어 꽃잎 모양으로 보인다.
코로나는 정상적인 상태가 아니며, 코로나 가스는 끊임없이 밖으로 흘러나와 지구에도 약 300km/sec의 속도로 불어 닥치는데, 이를 태양풍이라고 한다.
1973년 스카이랩 계획과 그 후 "요코"를 시작으로 하는 다양한 우주 기기를 통해 스펙트럼의 X선 영역을 고해상도로 촬영한 결과, 코로나의 구조가 매우 다양하고 복잡하다는 것이 밝혀졌다. 천문학자들은 일반적으로 다음과 같은 영역으로 분류한다.3. 2. 1. 활동 영역
활동 영역은 광구의 자기 극성이 반대인 지점을 연결하는 루프 구조, 즉 코로나 루프의 집합체이다. 활동 영역은 일반적으로 태양의 적도에 평행한 두 영역에 분포한다. 전자 온도는 100만~500만 K이며, 전자 밀도는 109~1010개/cm3이다.[1]
활동 영역은 태양 표면의 서로 다른 높이에서 발생하는, 자기장에 직결된 모든 현상과 관련되어 있다. 흑점과 백반은 광구에서, 스피큘, Hα 필라멘트, 플라주는 채층에서, 프로미넌스는 채층과 전이층에서, 태양 플레어와 코로나 질량 방출(CME)은 채층과 코로나에서 발생한다. 플레어가 매우 격렬한 경우에는 광구를 교란하여 모턴파를 발생시키기도 한다. 반면에, 정온한 프로미넌스는 크고 차갑고 밀도가 높은 구조물로, 태양면에 어둡고 뱀과 같은 Hα 리본으로 관측된다. 그 온도는 약 5,000~8,000 K이므로, 일반적으로 채층의 특징으로 여겨진다.
: 코로나 루프는 자기 태양 코로나의 기본 구조이다. 이러한 루프는 코로나 홀 영역이나 태양풍에서 보이는 열린 자속의 사촌과 같은 존재이다. 태양 본체에서 자속의 루프가 솟아오르고, 고온의 태양 플라즈마로 채워진다.[1] 코로나 루프는 종종 태양 플레어나 CME의 전조가 된다.
: 코로나 루프의 발 아래 광구상에는 한쪽에는 N극, 다른 한쪽에는 S극이 있으며, 코로나 루프는 그것들을 연결한 자기 루프이다.[1] 이러한 구조물에 공급되는 태양 플라즈마는 광구에서 전이층을 거쳐 코로나에 이르기까지, 6,000 K 이하에서 100만 K 이상까지 급속히 가열된다. 대부분의 경우, 태양 플라즈마는 풋 포인트(foot point)라고 불리는 점에서 이러한 루프를 채우고, 다른 풋 포인트에서 배출된다.
: 히노데의 X선 망원경(XRT)이나 TRACE, SDO의 극자외선 망원경에 의한 코로나 관측을 통해, 루프의 하부에서 상부로 향하여 휘도가 높아지는 현상이 포착되었고, 히노데의 극자외선 분광 관측에 의해, 이것이 코로나 루프 발 아래로부터의 상승류임이 밝혀졌다. 플라즈마가 풋 포인트에서 루프 탑을 향해 상승하는 과정을 "채층 증발(chromospheric evaporation)"이라고 부른다.[1] 또한, 루프의 양쪽 풋 포인트에서 대칭적인 흐름이 발생하여, 루프 구조에 질량이 축적되는 경우도 있다. 이 영역에서는, 플라즈마가 열적 불안정성 때문에 급속히 냉각될 수 있기 때문에, 주변 코로나에 비해 저온의 플라즈마 덩어리가 태양면에서는 다크 필라멘트로, 혹은 태양 주변부에서는 프로미넌스로 뚜렷하게 보일 수 있다.
: 코로나 루프의 수명은 수 초, 수 분, 수 시간, 수일의 오더이다. 루프의 에너지원과 흡수원의 균형이 잡혀 있는 경우, 코로나 루프는 장시간 지속될 수 있으며, 정상 상태 또는 정지 상태의 코로나 루프로 알려져 있다.
: 코로나 루프는 현재의 코로나 가열 문제를 이해하는 데 매우 중요하다. 코로나 루프는 매우 방사성이 높은 플라즈마의 발생원이기 때문에, 일본의 요코(Yohkoh)나 히노데, 미국의 TRACE와 같은 관측 장치로 쉽게 관측할 수 있다. 그러나 코로나 가열 문제를 설명하기 위해서는 멀리서 구조를 관측하는 것만으로는 불충분하며, 코로나가 있는 현장에서의 관측이 필요하다. NASA의 파커 태양 탐사선은 태양에 매우 가까이 접근하여, 보다 직접적인 관측을 수행한다.
: 대규모 구조는 태양면의 4분의 1 이상을 덮을 수 있는 매우 긴 아치로, 활동 영역의 코로나 루프보다 밀도가 낮은 플라즈마를 포함하고 있다. 이것은 1968년 6월 8일에 로켓에서의 플레어 관측 시 처음 발견되었다. 코로나의 대규모 구조는 11년의 태양 주기의 동안 변화하며, 태양의 자기장이 거의 쌍극자(＋사극자)에 가까운 상태가 되는 극소기에 특히 단순한 것이 된다.
: 활동 영역의 상호 연결은 서로 다른 활동 영역의 극성이 역인 영역을 연결하는 아치이다. 이러한 구조의 큰 변화는 플레어 발생 후에 자주 보인다. 다른 특징으로는 스트리머라고 불리는, 흑점이나 활동 영역 위에 긴 뾰족한 피크를 가진, 큰 투구와 같은 코로나의 구조가 있다. 스트리머는 저속 태양풍의 발생원이라고 생각된다.[1]
: X선 휘점(XBP)은 태양면에 보이는 작은 활동 영역으로, 1969년 4월 8일에 관측 로켓 탑재의 X선 망원경으로 처음 검출되었다.[1] X선 휘점 하부의 광구에는 쌍극 자기장 구조가 보인다.[1] 이것은 서로 다른 자기장 구조가 서로 접근하여 생긴 것으로, 휘점의 발생 후에 자기장은 소멸한다.[1] 이로부터 X선 휘점은 서로 다른 자기장의 N극과 S극이 코로나 속에서 자기 재결합 과정을 거친 시점에 빛나고 있는 것이라고 생각된다.[1] X선 휘점의 수는 태양 주기 활동과 관계없이 거의 일정하다.[1] 히노데 탑재의 X선 망원경(XRT)에 의한 관측 결과로부터 추측되는 평균 온도는 110만 K에서 340만 K이며, 대부분의 경우 온도 변화는 X선 방출의 변동과 상관 관계가 보인다.[1]
3. 2. 2. 코로나 루프
코로나 루프는 자기 태양 코로나의 기본 구조이다. 이러한 루프는 코로나 홀 영역이나 태양풍에서 보이는 열린 자속의 사촌과 같은 존재이다. 태양 본체에서 자속의 루프가 솟아오르고, 고온의 태양 플라스마로 채워진다.[2] 코로나 루프는 종종 태양 플레어나 코로나 질량 방출(CME)의 전조가 된다.
코로나 루프의 발 아래 광구상에는 한쪽에는 N극, 다른 한쪽에는 S극이 있으며, 코로나 루프는 그것들을 연결한 자기 루프이다.[3] 이러한 구조물에 공급되는 태양 플라즈마는 광구에서 전이층을 거쳐 코로나에 이르기까지, 6,000K 이하에서 100만K 이상까지 급속히 가열된다. 대부분의 경우, 태양 플라즈마는 풋 포인트(foot point)라고 불리는 점에서 이러한 루프를 채우고, 다른 풋 포인트에서 배출된다.
히노데의 X선 망원경(XRT)이나 TRACE, SDO의 극자외선 망원경에 의한 코로나 관측을 통해, 루프의 하부에서 상부로 향하여 휘도가 높아지는 현상이 포착되었고, 히노데의 극자외선 분광 관측에 의해, 이것이 코로나 루프 발 아래로부터의 상승류임이 밝혀졌다. 플라즈마가 풋 포인트에서 루프 탑을 향해 상승하는 과정을 "채층 증발(chromospheric evaporation)"이라고 부른다. 또한, 루프의 양쪽 풋 포인트에서 대칭적인 흐름이 발생하여, 루프 구조에 질량이 축적되는 경우도 있다. 이 영역에서는, 플라즈마가 열적 불안정성 때문에 급속히 냉각될 수 있기 때문에, 주변 코로나에 비해 저온의 플라즈마 덩어리가 태양면에서는 다크 필라멘트로, 혹은 태양 주변부에서는 프로미넌스로 뚜렷하게 보일 수 있다.
코로나 루프의 수명은 수 초, 수 분, 수 시간, 수일의 오더이다. 루프의 에너지원과 흡수원의 균형이 잡혀 있는 경우, 코로나 루프는 장시간 지속될 수 있으며, 정상 상태 또는 정지 상태의 코로나 루프로 알려져 있다.
코로나 루프는 현재의 코로나 가열 문제를 이해하는 데 매우 중요하다. 코로나 루프는 매우 방사성이 높은 플라즈마의 발생원이기 때문에, 일본의 요코(Yohkoh)나 히노데, 미국의 TRACE와 같은 관측 장치로 쉽게 관측할 수 있다. 그러나, 코로나 가열 문제를 설명하기 위해서는 멀리서 구조를 관측하는 것만으로는 불충분하며, 코로나가 있는 현장에서의 관측이 필요하다. NASA의 파커 태양 탐사선은, 태양에 매우 가까이 접근하여, 보다 직접적인 관측을 수행한다.
3. 2. 3. 코로나 홀
코로나 홀은 엑스선을 거의 방출하지 않아 엑스선 영역에서 어둡게 보이는 영역이다.[1] 코로나 홀은 자기장이 단극으로 행성간 공간으로 열린 자기력선 구조를 하고 있으며,[1] 극지와 연결된 코로나 홀에서는 지구 궤도 부근에서 초속 800km에 달하는 고속 태양풍이 분출된다.[1]
극지 코로나 홀의 자외선 이미지 중에는 밝은 깃털 모양의 구조가 분출하는 것처럼 보이는 것이 있는데, 이를 극지 플룸이라고 한다.[1] 이는 태양의 광구에서 행성간 공간으로 뻗어 나가는 자기장 구조가 코로나로 관측된 것이다.[1] 극지 플룸의 밀도가 주변 코로나 홀보다 높기 때문에 코로나 홀과 달리 밝은 구조로 관측된다.[1]
4. 코로나 가열 문제
코로나 가열 문제는 천문학과 천체물리학에서 중요한 난제 중 하나이다. 태양의 코로나 온도는 표면 온도보다 훨씬 높은 수백만 K에 달하는데, 이는 열역학 제2법칙에 위배되는 현상이다. 5800K 정도의 태양 광구에서 100만~300만 K (일부 영역은 1000만 K)에 이르는 코로나로 열이 직접 전달될 수 없기 때문이다. 따라서 코로나 가열에는 비열적 과정이 필요하다.
코로나를 가열하는 데 필요한 에너지는 태양 표면 1제곱미터당 약 1 kW로, 태양에서 방출되는 빛 에너지의 4만분의 1 정도이다. 이 에너지가 어떻게 코로나로 전달되고 열로 변환되는지가 문제의 핵심이다.
현재까지 여러 가설이 제시되었지만, 아직 명확한 해답은 나오지 않았다. 그중 유력한 후보는 다음과 같다.
- 파동 가열설: 자기음향파나 알페인파와 같은 파동이 태양 내부에서 코로나로 에너지를 전달한다는 이론이다.
- 나노플레어 가열설: 태양 표면에서 발생하는 작은 폭발(나노플레어)들이 코로나를 가열한다는 이론이다.
2012년에는 고해상도 코로나 이미저를 통해 코로나 내에서 굳게 감긴 자기장의 브레이드(braid, 꼬임)가 발견되었다. 이 브레이드의 재결합과 분리가 코로나를 400만 K까지 가열하는 주요 원인일 수 있다는 연구 결과가 나왔다. 정온 코로나(약 150만 K)의 가열은 전자기 유체파 때문으로 추정된다.[2]
최근에는 새로운 종류의 스피큘(타입 II)이 코로나 가열에 기여할 수 있다는 가설도 제기되었다.
4. 1. 파동 가열설
1949년 에브리 샤츠만이 제안한 ''파동가열'' 이론은 파동이 태양 내부에서 태양 채층이나 코로나로 에너지를 전달한다고 설명한다. 태양은 일반적인 가스가 아닌 플라스마로 이루어져 있으며, 이는 공기에서의 음파처럼 여러 종류의 파동을 전달한다. 가장 중요한 파동은 자기음향파와 알페인파이다. 자기음향파는 자기장에 의해 변형된 음파이며, 알페인파는 플라스마 내부의 매질과의 상호작용에 의해 변형된 ULF 라디오파와 유사한 파동이다. 두 파동 모두 태양 광구의 쌀알조직이나 초대형 쌀알조직의 난류에 의해 발생할 수 있으며, 충격파로 변해서 에너지를 열로 소모하기 전에 태양 대기를 통과해 일정 거리 너머로 에너지를 전달할 수 있다.파동 가열에서 한 가지 문제는 열을 적절한 장소에 전달하는 것이다. 자기음향파는 채층을 통과해 코로나로 충분한 에너지를 전달하지 못하는데, 채층에서의 낮은 압력 때문이기도 하며, 광구로 반사되는 특성 때문이기도 하다. 알페인파는 충분한 에너지를 전달할 수는 있지만, 코로나에 들어서자마자 급격히 에너지를 소모해버린다. 플라스마 내부에서의 파동은 이해하고 분석적으로 묘사하기 어렵기로 알려져 있다. 하지만, 2003년 Thomas Bogdan 등은 컴퓨터 시뮬레이션을 통해, 코로나의 밑바닥에서 알페인파가 다른 형태의 파동으로 변할 수 있다는 것과, 이러한 파형의 변동은 광구로부터 충분히 많은 에너지를 코로나로 전달하고, 코로나에서 열로 변할 수 있다는 것을 보여주었다.
1990년대 후반까지 파동이 태양 코로나를 통해 전달될 수 있다는 어떠한 직접적인 증거도 없었다. 파동이 태양 코로나를 통해 전달된다는 최초의 관측은 1997년 소호 태양 관측 위성을 통해 이루어졌다. 소호 위성은 태양을 극자외선 영역에서 안정된 측광으로 오랜 시간 관측할 수 있는 최초의 시스템이었다. 약 1 헤르츠의 자기음향파가 관측되었는데, 이는 코로나를 가열하기에 충분한 에너지의 10% 정도만 전달할 수 있다. 또한 알페인파와 같은 파동이 썬플레어에 의해 국지적으로 생겨나 존재한다는 것이 많이 관측되었는데, 이는 불규칙적이며, 균일한 코로나 온도를 설명하기에는 부족하다.
얼마나 많은 파동 에너지가 코로나를 가열하는 것이 가능한지는 아직 알려지지 않았다. 2004년 TRACE 위성에서 얻은 결과에 따르면, 태양 대기에는 100 mHz 정도의 파동이 존재한다는 것이다. 소호 태양 관측 위성의 UVCS 기기를 이용한 태양풍 속의 이온의 온도 측정은 200 Hz 정도의 높은 주파수를 지니는 파동이 있다는 간접 증거를 제시한다. 이는 인간의 가청 주파수 범위이다. 이러한 파동은 일반적인 환경에서는 판독하기 매우 힘들지만, 윌리엄스 대학교 연구진들에 의한 일식 시의 연구에 따르면 1-10 Hz의 파동도 존재할 가능성이 있다고 한다.
2009년에는 태양 역학 관측소의 관측에서 태양 하부 대기뿐만 아니라 정온 영역과 코로나 홀, 활동 영역에서도 알벤파에 의한 진동이 발견되었다. 이러한 진동은 매우 큰 파워를 가지고 있으며, 이전에 히노데에서 보고된 채층에서의 알벤파와 관련이 있는 것으로 생각된다.[1]
4. 2. 나노플레어 가열설
유진 뉴먼 파커는 1970년대에 태양 표면에서 발생하는 무수히 많은 작은 폭발(나노플레어)이 코로나 가열의 주요 원인이라는 나노플레어 가열설을 제안했다.[3] 플레어 에너지 규모는 1032 에르그(erg) 정도인데, 이보다 6자리수 정도 작은 1026 erg 정도의 폭발은 "마이크로플레어", 더 나아가 1023 erg 정도의 폭발은 "나노플레어"라고 불린다.[3] 나노플레어 가열설은 이러한 플레어보다 에너지 규모가 작은 폭발들이 방출하는 에너지를 합쳐 코로나 가열을 설명한다.[3]파커는 태양 표면 근처의 대류 때문에 광구에서 코로나로 이어지는 자기력선의 발단이 뒤틀리거나 굽혀지고, 코로나에서 자기력선이 흩어져 얽힌 상태가 된다고 보았다. 이 과정에서 자기장에 축적된 에너지가 자기 재결합을 통해 열에너지로 방출되어 코로나가 가열된다는 것이다.[3]
실제로 태양 표면에는 50~1000 km 범위에 수백만 개의 정극과 부극의 자기장이 마치 깨소금이나 소금, 후추를 뿌린 듯이 분포한다.[3] 히노데 등의 인공위성을 통한 연속 관측 결과, 이러한 작은 자기극이 수 분이라는 짧은 시간 안에 변화하는 모습이 확인되었다. 이러한 자기장의 변화로 인해 코로나 하층에서 작은 전류층이 다수 발생하여 자기 재결합이 빈번하게 일어날 것으로 예상된다.[3]
그러나 "요코"의 연 X선 망원경이나 TRACE, SOHO의 EIT 등 극자외선 망원경으로 관측했을 때, 개별적인 마이크로플레어는 작은 빛점으로 관측되지만, 코로나에 방출되는 에너지를 설명하기에는 그 수가 너무 적다. "요코"의 관측 결과에 따르면, 플레어의 에너지 규모와 발생 빈도의 경향이 나노플레어의 에너지 규모에서도 동일하게 유지된다면 나노플레어는 코로나 가열의 주요 원인이 될 수 없다.[3] 따라서 플레어나 마이크로플레어의 발생 기구와는 다른 물리적 기구가 필요하다는 결론에 이르게 된다.[3]
4. 3. 스피큘 가열설 (타입 II)
2010년 콜로라도주의 미국 대기 연구 센터(NCAR)에서 록히드 마틴 태양 천체 물리학 연구소(LMSAL)와 오슬로 대학 이론 천체 물리학 연구소의 공동 연구가 실시되었다. 이 연구에서는 2007년에 발견된 새로운 종류의 스피큘(타입 II)이 코로나 가열 문제를 설명할 수 있을 가능성이 있다고 보고했다. 타입 II 스피큘은 이동 속도가 빠르고(최대 100km/s), 수명이 짧은 특징을 지닌다.이 가설을 검증하기 위해 SDO 탑재의 AIA와, 히노데에 탑재된 태양 광학 망원경(Solar Optical Telescope, SOT)용 초점면 패키지(Focal Plane Package, FPP)가 사용되었다. 관측 결과, 분수 모양의 제트나 스피큘을 형성한 채층의 플라스마가 코로나 안으로 가속되고 있으며, 플라스마의 대부분은 2만 - 10만 K로 가열되고 극히 일부는 100만 K 이상까지 가열된다는 것이 밝혀졌다. 또한, 수백만 도까지 가열된 플라스마와, 이 플라스마를 코로나에 삽입하는 스피큘 사이에 일대일 관계가 있다는 사실도 확인되었다.
5. 코로나의 변동
코로나의 상태는 태양의 활동 주기에 따라 변동한다. 일식 때 볼 수 있는 코로나의 모양은 태양 활동이 쇠퇴한 시기에는 적도를 따라 길쭉하게 동서 방향으로 뻗어 보이나, 활동기에는 흑점이나 백반 등이 있는 활동 영역의 상공에 발달한 코로나가 뻗어 있어 꽃잎 모양의 코로나가 보인다. 코로나는 정상적인 상태가 아니며, 코로나의 가스는 끊임없이 밖으로 흘러나와 지구에도 약 300km/sec의 속도로 불어 닥치고 있다. 이것을 태양풍이라 한다. 따라서 태양면에서 코로나에 끊임없이 가스를 보급하지 않으면 태양 대기는 1개월 가량이면 없어지고 말 것이다. 또 코로나의 온도를 100만도로 유지하기 위해서는 에너지를 보급하지 않으면 안 된다. 이 에너지는 태양면에 발생하는 음파에 의해서 코로나로 운반된다고 생각되고 있다.
코로나의 주요 구조 역학 분석을 통해 다양성이 풍부한 코로나의 모습이 명확하게 드러난다. 코로나의 복잡한 변동 연구는 쉽지 않다. 이는 서로 다른 구조의 진화 타임스케일이 수 초에서 수 개월로 크게 다르기 때문이다. 코로나 현상이 발생하는 영역의 전형적인 크기도 마찬가지로 다르다.
| 코로나 현상 | 일반적인 타임스케일 | 일반적인 크기 (km) |
|---|---|---|
| 활동 영역 플레어 | 10초에서 1만 초 | 10000km - 100000km |
| X선 밝은 점 | 분 | 1000km - 10000km |
| 대규모 구조 내의 돌발 현상 | 수 분에서 수 시간 | ~100000km |
| 자기 아치의 상호 연결 | 수 분에서 수 시간 | ~100000km |
| 정온 영역 | 수 시간에서 수 개월 | 100000km - 1000000km |
| 코로나 홀 | 여러 회전 | 100000km - 1000000km |
5. 1. 플레어
플레어는 활동 영역에서 발생하며, 코로나의 작은 영역에서 방사선 플럭스가 급격하게 증가하는 현상이다. 플레어는 매우 복잡하며, 다양한 파장에서 관측할 수 있다. 태양 대기의 여러 층과 많은 물리적 영향, 열적 및 비열적 현상, 그리고 때로는 물질 방출을 동반하는 큰 자기 재결합이 관련되어 있다.플레어는 평균 지속 시간이 15분 정도로 돌발적이지만, 가장 에너지가 큰 이벤트는 수 시간 동안 지속되기도 한다. 플레어는 밀도와 온도를 강력하고 급격하게 상승시킨다.
일반적으로 플레어는 주로 극자외선과 X선으로 관측되며, 채층과 코로나의 발광 현상이다. 코로나에서의 플레어 형태는 자외선, 연X선, 경X선, Hα 파장에서의 관측을 통해 묘사되며 매우 복잡하다. 그러나 기본적인 구조는 다음 두 종류로 분류된다.
- 콤팩트 플레어: 이벤트가 발생하고 있는 두 아치의 각자가 그 형태를 유지한다. 발광의 증가만이 관측되며, 구조적으로 큰 변화는 없다. 방출되는 에너지의 크기는 1022 - 1023 줄(J)이다.
- 장시간 지속 플레어: (long duration event flare, LDE 플레어) 프로미넌스의 분출, 돌발적인 백색광, 두 개의 리본형 플레어가 관련되어 있다. 이 경우, 자기 루프는 이벤트 동안 그 구조를 변화시킨다. 방출 에너지가 1025 J에 달하는 경우가 많다.
시간적인 역학에 대해서는, 일반적으로 3개의 서로 다른 단계로 분류되며, 그 기간은 서로 다르다. 이러한 기간의 길이는 관측에 사용한 파장의 범위에 따라 달라진다.
- 초기상(임펄시브 상): 마이크로파, 극자외선, 경X선 파장에서도 수 분 정도의 강한 에너지 방출이 관측된다.
- 주상(그래쥬얼 상): 서서히 강도가 증가한다.
- 감쇠상: 수 시간 동안 지속될 수 있다.
때로는 플레어에 선행하는 단계가 관측되기도 하며, 일반적으로 "프리플레어" 단계라고 불린다.
5. 2. 코로나 질량 방출 (CME)
태양 플레어나 거대한 홍염과 함께 코로나 질량 방출(CME)이 발생하기도 한다. 코로나 물질의 거대한 루프는 태양에서 시속 100만 km 이상의 속도로 바깥쪽으로 이동하며, 이에 수반되는 태양 플레어나 홍염의 약 10배의 에너지를 포함하고 있다. 그 중에는 시속 150만 km로 수억 톤의 물질을 우주 공간으로 방출하는 것도 있다.6. 코로나 연구의 현재와 미래
코로나 관측 기술은 지속적으로 발전하고 있으며, 인공위성을 이용한 관측이 활발히 이루어지고 있다. 특히 X선이나 초자외선 영역에서는 광구에 비해 코로나로부터의 방사가 크므로, 광구를 배경으로 하여도 코로나 관측이 가능하다. 따라서 인공위성을 이용한 코로나 상시 관측이 이루어지고 있다.
코로나 그래프를 이용한 관측도 이루어지고 있다. 코로나 그래프는 망원경 안에서 광구면을 가려 인공적으로 일식을 일으켜 코로나를 관측하는 장비이다. 그러나 지구 대기나 먼지에 의한 태양광 산란 때문에 높은 산이 아니면 관측이 어렵고, 개기일식 때처럼 바깥쪽 코로나까지 관측하기는 어렵다. 이러한 문제를 해결하기 위해 코로나 그래프를 기구에 싣고 대기 산란이 거의 없는 상공에서 관측하여 일식 때와 비슷한 수준의 관측 결과를 얻기도 한다.
전파 영역에서의 관측을 통해 지상에서도 넓은 범위의 코로나 상태를 알 수 있다. 코로나는 태양풍의 형태로 끊임없이 외부로 흘러나와 지구에도 영향을 미치는데, 코로나의 상태는 태양 활동 주기에 따라 변동한다.
코로나 연구는 아직 해결해야 할 과제가 많다. 코로나 가열 문제, 태양풍 예측 능력 향상, 우주 기상 예보 정확도 개선 등이 앞으로의 주요 연구 과제가 될 것이다.
참조
[1]
웹사이트
Stereo Eclipse
https://science.nasa[...]
NASA
2007-06-19
[2]
서적
Physics of the Solar Corona: An Introduction with Problems and Solutions
Praxis Publishing
[3]
저널
Observations of the eclipse of the sun June 16th 1806 made at Kinderhook in the State of New York
https://books.google[...]
1809-01-01 # 날짜 정보가 연도만 제공되므로 1월 1일로 설정
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