태양 흑점

태양 흑점

Top: 2014년 태양 주기[1] 24의 가장 큰 태양 흑점을 포함하는 활성 지역 2192 및 2011년 9월 활성 지역 1302. Middle: 가시 스펙트럼(왼쪽)에서 태양 흑점이 클로즈업되고, TRACE 관측소가 찍은 UV에서 또 다른 태양 흑점이 나타난다. 아래쪽: 지름이 약 32만 km (20만 mi)에 이르는 거대한 태양 흑점 무리.

태양물리학
현상
코로나홀 코로나 질량 방출 지자기 폭풍 태양 플레어 태양 입자 이벤트 태양 비중 태양 흑점 우주 날씨
v t

태양 흑점은 태양의 광권에 있는 현상으로서 주변 지역보다 어두운 임시 점으로 나타난다.대류를 억제하는 자속 농도로 인해 표면 온도가 감소된 지역이다.태양 흑점은 활동 영역 내에서 나타나며, 보통 서로 반대되는 자기 극성의 쌍으로 나타난다.^[2]그들의 수는 대략 11년간의 태양 주기에 따라 달라진다.

개별적인 태양 흑점이나 태양 흑점 집단은 며칠에서 몇 달까지 지속될 수 있지만 결국 썩는다.태양 흑점은 태양 표면을 가로질러 이동하면서 팽창하고 수축하며 직경은 16km(10mi)^[3]에서 16만km(10만 mi)까지 이른다.^[4]더 큰 태양 흑점은 망원경의 도움 없이도 지구에서 볼 수 있다.^[5]그들은 그들이 처음 등장했을 때 초당 수백 미터씩 상대적인 속도, 즉 적절한 동작으로 이동할 수 있다.

강한 자기 활동을 나타내는 태양 흑점은 코로나 루프, 두드러기, 재연결 이벤트와 같은 다른 활성 영역 현상을 동반한다.대부분의 태양 플레어와 관상동맥 질량 방출은 가시 태양 흑점 그룹 주변의 이러한 자석 활성 지역에서 발생한다.태양 이외의 별에서 간접적으로 관측되는 유사한 현상을 흔히 별똥별이라고 하며, 빛과 어둠의 반점이 모두 측정되었다.^[6]

역사

태양 흑점에 대한 최초의 기록은 기원전 800년 이전에 완성된 중국 아이칭에서 발견된다.^[7]본문은 태양에서 더우(dou)와 메이(mei)가 관측되었다고 기술하고 있는데, 두 단어 모두 작은 외설을 가리킨다.^[7]태양 흑점 관측의 초기 기록은 중국에서도 나왔으며, 항성 카탈로그에 실린 천문학자 간 드(甘德)의 논평을 바탕으로 기원전 364년으로 거슬러 올라간다.^[8]기원전 28년까지 중국 천문학자들은 태양 흑점 관측을 공식 황실 기록에 정기적으로 기록하고 있었다.^[9]

서양 문학에서 태양의 흑점에 대한 첫 번째 분명한 언급은 고대 그리스 학자 테오프라스토스가 플라톤과 아리스토텔레스의 제자였고 후자의 후계자였다.^[10]

태양 흑점의 첫 그림은 1128년 12월 우스터의 영국인 승려 존에 의해 만들어졌다.^[11][12]

태양 흑점은 1610년 말 영국의 천문학자 토마스 해리엇과 요하네스, 그리고 1611년 6월에 설명을 발표한 데이비드 패브릭셔스에 의해 망원경으로 처음 관찰되었다.^[13]요하네스 패브릭리우스가 29세의 나이로 세상을 떠난 후, 이 책은 여전히 불명확했고 몇 달 후 크리스토프 스키너와 갈릴레오 갈릴레이에 의해 태양 흑점에 관한 독립적 발견과 출판물에 의해 가려졌다.^[14]

19세기 초, 윌리엄 허셜은 태양 흑점을 지구에서 유발할 수 있는 풍부한 난방과 냉각을 동일시한 최초의 사람 중 한 명이었다.그는 태양에 작은 움푹 들어간 부분(우울한 부분, 길게 뻗은 부분) 대신 큰 샬롯(빛, 높이 솟은 부분), 결절(빛, 높이 솟은 부분, 높이 솟은 부분)과 골절(빛, 거칠고 얼룩덜룩한 부분, 어두운 부분)이 크게 나타날 것이라고 믿었다.지구로 들어오는 열의 양반면, "포자, 작은 움푹 들어간 곳 - 어둡고 우울한 반점이 있는 중앙 지역 - 그리고 결절과 능선이 없는 곳"은 지구에 닿는 열이 적다는 것을 의미했다.^[15]그는 태양 행동과 가정된 태양 구조를 인식하는 동안, 1795년 7월부터 1800년 1월까지 태양에 있는 점들의 상대적인 부재를 우연히 발견했다.그는 아마도 과거 기록을 세우거나 태양 흑점을 관찰하거나 놓친 최초의 사람일 것이고, 영국에서 태양 흑점의 부재가 밀의 높은 가격과 일치한다는 것을 발견했다.허셜은 왕립 학회에서 논문을 읽었다.그는 완전히 잘못 해석되어 그 몸 앞에서 진심으로 조롱당했다.^[16]

물리학

형태학

태양 흑점은 중앙 움브라와 주변 음낭브라 두 개의 주요 구조를 가지고 있다.탯바는 태양의 흑점에서 가장 어두운 영역이며 자기장이 가장 강하고 대략 태양의 표면, 즉 광구에 수직 또는 정상인 곳이다.탯바는 완전히 또는 부분적으로만 음낭이라 알려진 밝은 지역에 의해 둘러싸일 수 있다.^[18]음낭은 음낭 필라멘트로 알려진 방사상 길쭉한 구조물로 구성되어 있으며, 탯브라보다 더 기울어진 자기장을 가지고 있다.^[19]태양 흑점 그룹 내에서, 여러 개의 탯새는 하나의 연속적인 페넘브라에 둘러싸일 수 있다.

탯라의 온도는 약 3,000–4,500 K(2,700–4,200 °C)이며, 약 5,780 K(5,500 °C)의 음경과는 대조적으로 태양 흑점이 선명하게 보인다.이러한 온도에서 가열된 흑체(광구권에 의해 근사치)의 휘도는 온도에 따라 크게 달라지기 때문이다.주변의 광권으로부터 격리된 태양 흑점은 보름달보다 더 밝게 빛날 것이며, 진홍색-주황색이다.^[20]

윌슨 효과는 태양의 흑점이 태양 표면의 움푹 들어간 곳이라는 것을 암시한다.

라이프사이클

비록 태양 흑점의 그룹과 그 연관된 활동 지역들이 몇 주 또는 몇 달 동안 지속되는 경향이 있지만, 개별 태양 흑점의 외형은 며칠에서 몇 달까지 지속될 수 있다.태양 흑점은 태양 표면을 가로질러 이동하면서 팽창하고 수축하며 직경은 16km(10mi)에서 16만km(10만 mi)까지 이른다.^{[citation needed]}

포메이션

태양의 흑점 형성에 대한 세부 사항은 아직 연구가 진행 중인 문제지만, 활성 지역 내 광권을 통해 투영되는 태양의 대류권 내 자속관의 가시적 발현이라는 것이 널리 이해되고 있다.^[21]그들의 특징적인 암흑화는 광권에서의 대류를 억제하는 강한 자기장 때문에 발생한다.그 결과 태양 내부의 에너지 유속이 감소하고, 그것과 함께 표면 온도가 감소하여 자기장이 통과하는 표면적이 광권 과립의 밝은 배경에 대해 어둡게 보이게 된다.

태양 흑점은 처음에는 음경이 결여된 작고 어두운 점으로 광구에 나타난다.이러한 구조물은 태양열 모공이라고 알려져 있다.^[22]시간이 지나면서 이 모공들은 크기가 커지고 서로를 향해 움직인다.일반적으로 지름이 약 3,500 km(2,000 mi) 정도 되는 모공이 충분히 커지면, 페넘브라가 형성되기 시작할 것이다.^[21]

썩다

자압은 자기장 농도를 제거하여 태양 흑점이 흩어지게 하는 경향이 있어야 하지만 태양 흑점의 수명은 며칠에서 몇 주 사이에 측정된다.2001년, 광권 아래를 이동하는 음파를 이용한 태양 및 태양권 관측소(SOHO)의 관측은 태양 흑점 아래 내부 구조의 3차원 이미지를 개발하기 위해 사용되었다. 이러한 관측은 각 태양 흑점 아래에서 강력한 하강기류가 지속되는 회전 소용돌이를 형성한다는 것을 보여준다.농축 ^[23]자기장

태양 활동 주기

태양 주기 지속시간은 일반적으로 약 11년으로, 10년 미만에서 12년 이상까지 다양하다.태양주기에 걸쳐 태양의 흑점 개체수는 빠르게 증가하다가 더 천천히 감소한다.주기 중 태양 흑점 활동이 가장 높은 지점은 태양 최대값으로 알려져 있으며, 최저 활동 지점은 태양 최소값으로 알려져 있다.이 기간은 다른 대부분의 태양 활동에서도 관찰되며, 이 기간과 함께 극성을 바꾸는 태양 자기장의 변화와 연관되어 있다.

사이클 초반에 태양 흑점은 더 높은 위도에서 나타난 다음, 스퍼러의 법칙에 따라 사이클이 최대치에 가까워질 때 적도를 향해 이동한다.두 개의 순차 주기의 점들은 태양 최소치에 가까운 해 동안 몇 년 동안 공존한다.순차 주기의 점들은 자기장의 방향과 위도에 의해 구별될 수 있다.

울프 수 태양 흑점 지수는 특정한 간격 동안 태양 흑점과 태양 흑점 그룹의 평균 수를 카운트한다.11년간의 태양주기는 1750년대에 이루어진 관측을 시작으로 순차적으로 번호가 매겨진다.^[24]

조지 엘러리 헤일은 1908년에 처음으로 자기장과 태양 흑점을 연결했다.^[25]헤일은 태양 흑점 주기 주기가 22년으로 태양 흑점 수 증가와 감소의 두 기간을 포함하며 태양 자기 쌍극장의 극역전을 수반한다고 제안했다.호레이스 W. 밥콕은 후에 태양 외층들의 역학을 위한 질적 모델을 제안했다.밥콕 모델은 자기장이 태양의 회전에 의해 뒤틀리는 다른 효과뿐만 아니라 스피러의 법칙에 의해 묘사된 행동을 일으킨다고 설명한다.

장기 추세

태양 흑점의 숫자도 오랜 기간에 걸쳐 변한다.예를 들어 1900년부터 1958년까지 현대 최대치로 알려진 기간 동안 태양 흑점 카운트의 태양 최대 추세는 상향이었다. 이후 60년 동안 그 추세는 대부분 하향이었다.^[26]전반적으로, 태양은 8,000년 전에 현대의 최대치만큼 활동적이었다.^[27]

태양 흑점 수는 위성 측정이 가능해진 1979년 이후 기간 동안의 태양 복사 강도와 상관관계가 있다.태양 흑점 주기에서 태양 출력까지의 변화는 태양 상수의 0.1%이다(평균 태양 상수의 경우 1366 W·m과⁻² 비교했을 때 피크 대 트레드 범위 1.3 W·m⁻²).^[28][29]

현대관찰

태양 흑점은 지상과 지구 궤도를 도는 태양 망원경으로 관찰된다.이 망원경들은 여과와 투영 기법을 이용하여 다양한 종류의 여과 카메라 외에도 직접적인 관찰을 한다.분광기, 분광기 등 특수 공구는 태양 흑점과 태양 흑점 영역을 검사하는 데 사용된다.인공 일식은 태양 흑점이 수평선을 따라 회전할 때 태양의 둘레를 볼 수 있게 한다.

맨눈으로 태양을 직접 보는 것은 인간의 시력을 영구히 손상시키기 때문에 아마추어 관찰은 일반적으로 투사된 이미지를 사용하거나 보호 필터를 통해 직접 태양 흑점을 관찰한다.#14 용접기 유리처럼 매우 어두운 필터 유리의 작은 부분이 효과적이다.망원경 아이피스는 여과 없이 태양 흑점 진화를 따라 간접적으로 보고 추적할 수 있는 흰색 스크린에 영상을 투사할 수 있다.망원경 전면에는 특수 용도 수소-알파 협대역 통과 필터와 알루미늄 코팅 유리 감쇠 필터(광학 밀도가 극히 높아 거울 모양)가 있어 안대를 통해 안전하게 관찰할 수 있다.

적용

태양 흑점 발생은 다른 종류의 태양 활동과의 연관성 때문에, 우주 날씨, 전리층의 상태, 그리고 따라서 단파 전파 전파나 위성 통신의 상태를 예측하는 데 도움을 줄 수 있다.아마추어 무선 커뮤니티의 회원들은 HF 대역에서 무선 범위를 크게 증가시키는 우수한 전리권 전파 조건의 전조로서 높은 태양의 흑점 활동을 축하한다.태양 흑점이 최고조에 달할 때, 전 세계 무선 통신은 6미터 VHF 대역만큼 높은 주파수에서 가능하다.^[30]태양 활동(그리고 태양 주기)은 지구 온난화에 관여해 왔으며, 원래 유럽의 겨울 기후에서 리틀 빙하기에서 태양 흑점 발생의 Maunder Minimum의 역할이었다.^[31]그러나 여러 엷은 반구체 지표를 통한 상세한 연구는 리틀 빙하시대의 낮은 북반구 기온이 마under 최소값이 시작되기 이전까지 태양 흑점 수가 높은 동안 시작되었고, 마under 최소값이 중지된 후까지 지속되었고 수치적 기후 모델링은 화산 활동이 활발하지 않았음을 보여준다.그는 리틀 빙하시대의 주요 운전사였다.^[32] 태양 흑점 자체는 복사 에너지 적자의 규모 면에서 태양 유량에^[33] 약한 영향을 미친다.여기서 태양 광자에서 태양 흑점과 다른 자석 공정의 총 영향은 "태양 최대치에서 태양 최소치보다 0.1% 더 밝다"에 따라 총 태양 유량이 증가한다는 것이다.$이것$은 1${\displaystyle \mathrm{.}\mathrm{37}}$ ${\displaystyle {}^{}}$ -${\displaystyle 1^{}}$의 태양 흑점 주기에 대한 지구 총 일조 강도의 차이입니다 1.$37 Wm^{-1$다른 자기 현상은 태양 흑점 번호와 상관관계가 있는 (표면 및 색권 네트워크)를 포함한다.^[34]이러한 자성 요인의 결합은 퇴폐적인 규모의 태양 주기에 대한 태양 흑점과 총 태양 일조 강도(TSI)의 관계와 세기별 관계가 같을 필요는 없다는 것을 의미한다.TSI의 장기 추세를 계량화하는 데 있어 가장 큰 문제는 최근 수십 년 동안 개선되었지만 여전히 문제로 남아 있는 우주에서 이루어지는 절대 방사선 측정의 안정성에 있다.^[35][36]분석 결과 관측치 불확실성 내에서 TSI가 실제로 현재 수준보다 Maunder 최소 수준에서 더 높았을 가능성이 있지만, ± ${\displaystyle 0}$.5 ${\displaystyle W}$ -${\displaystyle 1^{}}$ ${\$의 범위에서 가장 $$ 수준의 불확실성을 보인다$.$$5Wm^{-1}$ ${\displaystyle \mathrm{그러나<img\; alt="\{\backslash displaystyle\; 0.5Wm^\{-1\}\}"\; aria-hidden="true"\; class="mwe-math-fallback-image-inline"\; src="https://wikimedia.org/api/rest\_v1/media/math/render/svg/7171742b1f6a3b07f184d67e6a75378316cb584d"\; style="vertical-align:\; -0.338ex;\; width:9.78ex;\; height:2.676ex;"\; papago-attr-id="262">}}$ $2{\displaystyle \mathrm{}}$㎛ ${\displaystyle 2\sigma }$불확도$$ 범위는 ± ${\displaystyle {\mathrm{1W}}^{}}$- 1${\$이다.

스타스팟

1947년 G. E. 크론은 항성포트가 적색 왜성에 주기적으로 밝기를 변화시키는 이유라고 제안했다.^[6]1990년대 중반 이후, 별똥별 관측은 점점 더 세밀해지는 기술을 사용하여 이루어졌다: 광도계는 별똥별의 성장과 붕괴를 보여주었고 태양과 유사한 순환 행동을 보였다; 분광학은 제만 방출에 의한 스펙트럼 라인 분열의 변화를 분석하여 별똥별 영역의 구조를 조사하였다.ect; 도플러 영상촬영은 여러 별에 대한 점의 차등 회전과 태양과 다른 분포를 보여주었다; 스펙트럼 라인 분석은 점의 온도 범위와 항성 표면을 측정했다.예를 들어 1999년 스트라스마이어는 온도 3,500 K(3,230 °C)의 거대한 K0 별 XX 삼각형(HD 1255)을 회전시키고 4,800 K(4,530 °C)의 온기와 함께 회전시킨 가장 큰 쿨 스타팟을 보고했다.^[6][38]

참고 항목

참조

추가 읽기

외부 링크

위키미디어 커먼즈에는 썬스팟과 관련된 미디어가 있다.

• 1872년부터 오늘날까지 관측된 최신 데이터로 지상파(GPR/DDP) 및 위성(SOHO/SSO) 기반의 Sunspot Database()
• 솔라 사이클 24 및 VHF 오로라 웹사이트(www.solarcycle24.com)
• 벨기에 태양 흑점 지수 세계 데이터 센터
• 고해상도 선스팟 이미지
• Sunspot 이미지(High-reese) Sunspot 이미지(Sunspot 이미지 모음)
• NOAA 태양 주기 진행: 현재 태양 주기.
  • 현재 상태: 우주 날씨
• 록히드 마틴 솔라 앤 천체물리학 연구소
• Sun trek 웹사이트 태양과 지구에 미치는 영향에 대한 선생님과 학생들을 위한 교육 자료
• 브라우저에서 현재 선스팟 번호를 표시하는 도구
  • Propfire – 브라우저 상태 표시줄에 현재 태양 흑점 번호 표시
  • HamLinks 툴바 – 툴바에 태양열량, A지수 및 K지수 데이터를 표시한다.
• 가장 선명한 태양 광경
• 매일 태양 흑점 업데이트 및 태양 사진(www.spaceweather.com)
• 2015년 11월 16일 웨이백머신(University of South Wales)에 보관된 광권 내 태양 흑점에 대한 애니메이션 설명

태양 흑점 데이터

• "11,000 Year Sunspot Number Reconstruction". Global Change Master Directory. Archived from the original on 2 November 2015. Retrieved 11 March 2005.
  • "Unusual activity of the Sun during recent decades compared with the previous 11,000 years". WDC for Paleoclimatology. Retrieved 11 March 2005.
• "Sunspot Numbers from Ancient Times to Present from NOAA/NGDC". Global Change Master Directory. Archived from the original on 14 September 2015. Retrieved 11 March 2005.
  • "SUNSPOT NUMBERS". NOAA NGDC Solar Data Services. Retrieved 21 June 2010.^{[영구적 데드링크]}
    • 국제 선스팟 번호—최대 및 최소 1610–현상, 연간 번호 1700–현상, 월 번호 1749–현상, 일별 값 1818–현상, 북반구와 남반구별 선스팟 번호.맥니시-링컨의 태양 흑점 예측도 포함된다.
    • 미국의 태양 흑점 수 1945-현재
    • 고대 태양 흑점 데이터 기원전 165년부터 1684년까지
    • 그룹 선스팟 번호(Doug Hoyt 재평가) 1610–1995
• Wilson, Robert M. (April 2014). Comparison of the Variations of Sunspot Number, Number of Sunspot Groups, and Sunspot Area, 1875-2013. Huntsville, AL: National Aeronautics and Space Administration, Marshall Space Flight Center. Retrieved 13 March 2015.