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채층

채층은 광구 코로나 사이에 있고 높이에 따라 온도가 완만하게 증가하는 태양 대기층이다. 태양 대기에서 온도는 표면에서부터 밖으로 갈수록 감소하다가 온도최저영역(temperature minimum region)에서 최저가 되고 그 위에서 높이에 따라 완만히 증가한다. 그리고 어느 높이에 이르게 되면 온도가 매우 가파르게 상승하게 되는 지역, 곧 천이영역(transition region)이 나타나고, 이 천이영역 위에 코로나가 있다. 채층은 바로 온도최저영역과 천이영역 사이의 대기층이다.

지상에서 일상적으로 채층을 관측하려면 망원경에 중성수소 에이취알파선 필터나 전리칼슘 H선 또는 K선 필터를 장착하면 된다. 에이취알파선 필터를 장착하여 찍은 태양 원반의 채층 영상에는 백색광으로 찍은 광구 영상과 달리 매우 다양한 형체들이 보인다. 특히 어둡고 길다린 구조물(피브릴)이 많은데, 이는 태양 자기장 구조와 긴밀한 연관이 있다. 피브릴은 원반 밖에서 보이는 바늘 모양의 스피큘과 같은 형체이다. 에이취알파선 태양 원반 영상에서 가장 두드러져 보이는 형체는 매우 어둡고 길고 큰 필라멘트이다. 필라멘트는 원반 밖에서 보이는 홍염과 같은 것이다. 채층은 자외선을 방출하므로, 채층의 온도 구조를 조사하려면 우주에서 자외선 관측을 수행하여야 한다. 표준 대기 모형에 따르면 채층의 온도는 최저 4500 K에서 최고20000 K 범위에 있으며, 주로 6000 K에서 8000 K까지 분포한다.

 

채층 관측

채층은 광구에 비해 매우 희박하기 때문에 가시광 연속 복사(continuum radiation)는 거의 나오지 않는다. 하지만 채층을 구성하는 중성 수소, 중성 헬륨, 전리된 칼슘(Ca II), 중성 나트륨은 선 복사(line radiation)를 방출하거나 흡수한다. 특히 중성 수소는 가시광 영역에서 에이취알파(H), 에이취베타(H) 선복사를 잘 방출한다. 또 전리 칼슘은 H선 복사, K선 복사를 방출한다. 그림 1에서 보듯이 개기일식때 달이 광구를 가리면 그 위에 있는 층에서 나오는 가시광 빛을 볼 수 있는데 이는 주로 H, K선 복사, 에이취알파선 복사, 에이취베타선 복사이다. H, K선 복사는 보라색, 에이취알파선 복사는 적색, 에이취베타선 복사는 청록색이므로, 이 대기층은 백색과는 다른 화려한 색을 띠게 되어, 채층이라는 이름이 붙게 되었다.

채층은 자외선 빛을 내는 태양의 층이다. 가장 강한 자외선 복사는 중성수소가 내는 라이먼알파(Ly)선 복사이다. 그외에도 중성 또는 전리된 탄소, 산소, 질소와 같은 원소들이 자외선 영역에서 선 복사를 낸다. 채층의 상부에서는 온도가 높아서 전리된 원소에서 나오는 선 복사가 중요하다. 온도가 낮은 채층의 하부는 약하지만 자외선 영역에서 연속 복사를 낸다. 자외선 영역의 연속 복사가 채층에서 나오는 것은 가시광 영역의 연속복사에 비해 흡수 계수가 크기 때문이다.

가시광으로 채층을 관측하기 위해서는, 채층에서 나오는 선 복사를 광구에서 나오는 백색광 빛에서 분리해야 한다. 이를 위해 처음 사용된 방법은 위에서 언급한 바와 같이 개기일식을 이용하는 것이다. 달이 자연스레 광구 빛을 차단해 주어 순수한 채층 빛을 볼 수 있는 것이다. 그 후 개발된 관측 방법은 필터나 분광기를 이용하는 것이다. 1897년 헤일(Hale)은 분광기를 써서 원하는 파장의 빛만을 분리해 사진을 찍는 태양분광단색영상기(spectroheliograph)를 개발하였으며, 이를 이용해 세계 최초로 에위치알파 파장에서 태양 원반 영상을 얻는 데 성공했다. 1933년 리오(Lyot)는 협대역 복굴절 필터를 이용해서 에이취알파 사진을 찍을 수 있었다. 분광기와 필터의 도입으로 채층은 일식이 없더라도 늘상 관측할 수 있는 층이 되었다. 개기일식 때 찍은 태양 영상은 옆에서 본 채층의 모습을 보여 주고, 분광기나 필터를 사용해서 찍은 태양 원반 영상은 위에서 내려다 본 태양 채층의 모습을 보여준다. 협대역 필터를 이용해서 에이취알파 영상 관측은 오늘날 가장 많이 사용하는 채층 관측법이다.