태양 현상

Solar phenomena
태양활동: NASA의 태양역학전망대는 2013년 5월 14일 X1.2급 태양 플레어의 이 모습을 포착했다. 이 이미지는 304개의 앵스트롬 파장을 가진 빛을 보여준다.

태양 현상은 태양에서 자력적으로 가열된 외부 대기 내에서 일어나는 자연 현상이다. 이러한 현상은 태양풍, 전파 흐름, 태양 플레어와 같은 에너지 폭발, 관상질량 방출 또는 태양 폭발,[1] 관상난방 및 태양 흑점 등 많은 형태를 띤다.

이러한 현상은 분명히 강한 자기장을 발생시키는 태양 질량 중앙 근처의 나선 발전기와 작은 자기장 변동을 발생시키는 표면 근처의 혼란스러운 발전기에 의해 발생한다.[2]

모든 태양 변동의 총합은 태양 변동이라고 한다. 태양의 중력장 내 모든 태양 변동의 집합적 영향을 우주기상이라고 한다. 주요 기상 구성요소는 태양의 상층 대기에서 방출되는 플라즈마의 흐름인 태양풍이다. 그것은 북극과 남극의 하늘에 있는 오로라, 자연광 디스플레이를 담당한다. 우주 기상 장애는 지구에서 태양 폭풍을 일으켜 통신을 방해할 수 있으며, 지구 자기권의 지자기성 폭풍과 전리권의 갑작스런 전리권 장애를 일으킬 수 있다. 태양 강도의 변화는 또한 지구의 기후에도 영향을 미친다. 이러한 변화들은 빙하시대와 대산소화 사건과 같은 사건들을 설명할 수 있는 반면, 태양의 향후 적색 거성으로의 팽창은 지구상의 생명에 종지부를 찍게 될 것이다.

태양 활동과 관련된 사건들은 기원전 8세기 이래로 기록되어 왔다. 바빌로니아인들은 태양 흑점에 대한 최초의 보고가 기원전 800년 중국 변화서로 거슬러 올라가는 동안 일식을 새기고 예측했을지도 모른다.[3] 최초의 태양 코로나에 대한 현존하는 설명은 968년이고, 최초의 태양 흑점 그림은 1128년이며, 태양 흑점은 1185년 노브고로드의 러시아 크로니클에서 설명되었다. 망원경의 발명은 1600년대에 처음으로 상세한 관측을 가능케 하면서 이해의 큰 진보를 가능하게 했다. 태양 분광은 1800년대에 시작되었는데, 이 때 태양 대기의 특성을 결정할 수 있었고, daguerreotypy의 생성은 1845년 4월 2일에 최초의 태양 사진을 낳았다. 사진술은 태양계의 명성, 과립 및 분광학 연구에 도움을 주었다. 20세기 초 미국에서 천체물리학에 대한 관심이 급증했다. 많은 새로운 관측소들이 태양 망원경으로 전세계에 지어졌다. 1931년의 코로나그래프의 발명은 코로나를 대낮에 연구할 수 있게 했다.

태양

주요 기사: 태양
파란만장한 표면을 보여주는 태양의 허황된 이미지. (신용: NASA-SSO)

태양은 태양계의 중심에 위치한 별이다. 그것은 거의 완벽하게 구형이며 뜨거운 플라즈마와 자기장으로 구성되어 있다.[4][5] 지름이 약 139만2684km(86만5374mi)[6]로 지구의 109배 정도 되며 질량(1.989×10kg30, 약 33만배)이 태양계 전체 질량의 99.86%를 차지한다.[7] 화학적으로 태양 질량의 약 3/4는 수소로 이루어져 있고, 나머지는 대부분 헬륨이다. 나머지 1.69%(지구 질량의 5,600배에 상당함)는 산소, 탄소, 네온, 철 등 무거운 원소로 이루어져 있다.[8]

태양은 약 45억6700만년[a][9] 전에 거대한 분자 구름 안에 있는 지역의 중력 붕괴로부터 형성되었다. 이 물질의 대부분은 중앙에 모였고 나머지는 태양계의 균형이 된 궤도를 도는 원반으로 납작해졌다. 중심 질량은 점점 뜨거워지고 밀도가 높아져, 결국 핵 중심에서 열핵 핵융합이 시작되었다.

태양은 스펙트럼 등급에 기초한 G형 주계열성(G2V)으로, 가시 방사선이 스펙트럼의 황록 부분에서 가장 강렬하기 때문에 비공식적으로 황색 왜성으로 지정된다. 사실 그것은 흰색이지만, 지구 표면에서는 푸른 빛의 대기 산란 때문에 노란색으로 보인다.[10] 스펙트럼 등급 라벨에서 G2는 약 5778 K (5,505 °C (9,941 °F)의 표면 온도를 나타내며, V는 대부분의 항성과 마찬가지로 태양이 주계열성이므로 수소를 헬륨에 융합하여 에너지를 생성한다는 것을 나타낸다. 그 중심부에서 태양은 초당 약 6억 2천만 미터톤의 수소를 융합한다.[11][12]

지구와 태양과의 평균 거리는 약 1천 1천문단위(약 1억 5천만 km, 9천 3백만 mi)이지만, 지구가 1월 상층부에서 7월 상층부로 이동함에 따라 거리는 달라진다.[13] 이 평균 거리에서 빛은 약 8분 19초 만에 태양에서 지구로 이동한다. 이 햇빛의 에너지는 광합성에 의해 지구상의 거의 모든 생명체를[b] 지탱하며 지구의 기후와 날씨를 움직인다.[14][15] 19세기까지만 해도 과학자들은 태양의 물리적 구성과 에너지의 원천에 대해 거의 알지 못했다. 이러한 이해는 여전히 발전하고 있다; 태양의 행동에서 오늘날 많은 이상 징후들이 설명되지 않고 있다.

태양 활동 주기

주요 기사: 태양 주기
태양 흑점 사이클의 예측

많은 태양현상은 평균 11년 주기로 주기적으로 변한다. 이 태양 주기는 태양 조사에 영향을 주고 우주 날씨, 지상 날씨, 기후에 영향을 미친다.

또한 태양 주기는 자외선에서 X선에 이르는 단파장 태양 복사의 흐름을 조절하며 태양 플레어의 주파수, 관상질량 방출 및 기타 태양 폭발 현상에 영향을 미친다.

종류들

태양물리학
현상

Coronal 질량 방출(CME)

주요 기사: 코로나 질량 방출
2010년 8월 일련의 코로나 질량 유출 영상

관상질량방출(Coronal mass emission, CME)은 태양 코로나 위로 솟아오르는 태양풍과 자기장의 거대한 폭발이다.[16] 태양계 근처에서 태양은 매일 약 3개의 CME를 생산하는데 반해 태양계 미니마는 5일에 1개꼴이다.[17] CME는 다른 기원의 태양 플레어와 함께 무선 송신을 방해하고 인공위성과 전기 송전선 설비를 손상시켜 잠재적으로 크고 오래 지속되는 정전을 초래할 수 있다.[18][19]

관상질량 방출은 다른 형태의 태양 활동, 특히 태양 플레어와 함께 나타나는 경우가 많으나 인과관계가 성립되지 않았다. 대부분의 약한 플레어는 CME를 가지고 있지 않다; 대부분의 강력한 플레어는 CME를 가지고 있다. 대부분의 배출은 빈번한 플레어와 관련된 태양 흑점 그룹과 같은 태양 표면의 활성 지역에서 발생한다. 코로나 질량 유출과 자주 관련된 다른 형태의 태양 활동으로는 폭발적 두드러기, 코로나 조광, 코로나 파동, 그리고 태양 쓰나미라고도 불리는 모레톤 파동 등이 있다.

자기 재연결은 CME와 태양 플레어를 담당한다. 자기재접합은 반대방향으로 유도된 두 개의 자기장을 합칠 때 자기장 선의 재배열을 위해 붙여진 이름이다. 이러한 재배열은 원래 반대방향으로 지시된 영역에 저장된 에너지의 갑작스런 방출과 함께 수반된다.[20][21]

CME가 지구의 자기권에 영향을 줄 때, 그것은 일시적으로 지구의 자기장을 변형시켜 나침반 바늘의 방향을 바꾸고 지구 자체에 큰 전류를 유도한다; 이것을 지구자기폭풍이라고 하며 지구촌 현상이다. CME 충격은 지구의 자석 궤도에 자석 재접합을 유도할 수 있다; 이것은 양자와 전자를 지구의 대기를 향해 아래로 발사하여 오로라를 형성한다.

지름

SOHO에 있는 Michelson Doppler Imager 기구의 데이터는 태양 직경의 변화를 약 0.001%로 자기 활동 변화의 효과보다 훨씬 적다.[22]

플레어스

주요 기사: 태양 플레어

태양 플레어는 태양 표면이나 태양 사지에서 관측되는 갑작스런 밝기의 섬광으로, 최대 6×10줄25(TNT 등가물의 1초당 1천600억 메가톤 또는 혜성 슈메이커의 충격에서 방출되는 에너지보다 2만 5천 배 이상 많은 에너지)의 에너지 방출로 해석된다.목성과 함께 레비 9). 코로나 질량 방출이 뒤따를 수 있다.[23] 플레어는 코로나를 통해 전자, 이온, 원자의 구름을 우주로 배출한다. 이 구름들은 보통 사건 발생 하루나 이틀 후에 지구에 도달한다.[24] 다른 별에서도 비슷한 현상을 별의 플레어라고 한다.

태양 플레어는 지구 근처의 우주 날씨에 강한 영향을 미친다. 그들은 태양열 양성자 이벤트로 알려진 태양풍에서 매우 활동적인 입자의 흐름을 생산할 수 있다. 이 입자들은 지자기 폭풍의 형태로 지구 자기권에 영향을 미칠 수 있으며 우주선과 우주 비행사들에게 방사능 위험을 줄 수 있다.

  • 태양 플레어

  • 2012년 8월 31일, EDT 오후 4시 36분 태양 대기에서 맴돌던 태양 물질의 긴 두드러기/필라멘트가 우주로 분출되었다.

  • 태양 플레어의 자기장 구조와 그 기원을 나타낸 도표로, 코로나를 통해 태양 내부와 태양 대기를 연결하는 그러한 자기 구조의 변형에서 비롯되었다고 추정한다.

  • STEREO(고해상도)가 촬영한 전체 2D 이미지

일조도

주요 기사: 일사조도

일조 강도는 전자기 방사선의 형태로 태양에 의해 생성된 단위 면적당 전력이다. 일조 강도는 대기 흡수 및 산란 후 우주 또는 지구 표면에서 측정될 수 있다. 총 일조 강도(TSI)는 지구 상층 대기에서 발생하는 광선에 정상적인 단위 면적당 태양 복사 전력을 측정한 것이다. 태양 상수는 하나의 천문단위(AU) 거리에서 평균 TSI의 일반적인 측정값이다.

오행은 태양으로부터의 거리, 태양 주기, 교차 주기 변화의 함수다.[25] 지구의 일조 강도는 태양과 직접 마주보는 지점에서 가장 강하다.

태양 양성자 이벤트(SPE)

주요 기사: 태양 양성자 사건
태양 입자는 지구의 자기권과 상호작용을 한다. 크기가 확장되지 않음.

태양 양성자 사건(SPE), 즉 "양자 폭풍"은 태양에 의해 방출되는 입자(대부분의 양성자)가 플레어 도중이나 CME 충격에 의해 행성간 공간에서 태양에 가깝게 가속될 때 발생한다. 이 사건들은 헬륨 이온과 HZE 이온과 같은 다른 핵들을 포함할 수 있다. 이 입자들은 여러 가지 효과를 일으킨다. 그들은 지구의 자기장을 침투하여 전리층에 이온화를 일으킬 수 있다. 그 효과는 전자보다는 양성자가 관여한다는 점을 제외하면 오로라 사건과 비슷하다. 정력적인 양자는 우주선과 우주 비행사들에게 중요한 방사능 위험이다.[26] 정력적인 양자는 주요 플레어 정점으로부터 30분 이내에 지구에 도달할 수 있다.

명사 및 필라멘트

주요 기사: 태양 비중
태양계의 두각을 나타내는 비디오 클립, CME.

두각을 나타내는 것은 태양 표면에서 바깥쪽으로 뻗어나가는 크고 밝은 기체 특징이며, 종종 고리 모양으로 나타난다. 명성은 광권의 태양 표면에 정박되어 코로나 바깥쪽으로 뻗어 있다. 코로나는 가시광선을 많이 방출하지 않는 고온 플라즈마로 이루어져 있는 반면, 두드러기는 크롬권과 유사한 구성으로 훨씬 차가운 플라즈마를 포함하고 있다.

눈에 띄는 플라즈마는 일반적으로 관상 플라즈마보다 백배 더 차갑고 밀도가 높다. 두각을 나타내는 것은 지구상의 하루의 시간 동안 형성되며 몇 주 또는 몇 달 동안 지속될 수 있다. 몇몇 유명인사들은 분열되어 CME를 형성한다.

전형적인 두드러기는 수천 킬로미터에 걸쳐 있다; 가장 큰 기록은 대략 태양 반지름인 80만 킬로미터 (50만 mi) 이상으로 추정되었다.

우주 대신 태양에 대해 두각을 나타내면 배경보다 더 어둡게 나타난다. 이 형성을 태양 필라멘트라고 한다.[27] 투영은 필라멘트와 두드러기가 될 수 있다. 어떤 두드러기는 600 km/s에서 1000 km/s 이상의 속도로 물질을 방출할 정도로 강력하다. 다른 두드러진 것들은 수십만 킬로미터의 높이에 도달할 수 있는 태양 흑점 위에 거대한 루프나 빛나는 가스 기둥을 형성한다.[28]

태양 흑점

주요 기사: 태양 흑점

태양 흑점은 강한 자기 활동이 대류를 억제하고 광권을 냉각시키는 태양의 복사 '표면'(광권)에서 상대적으로 어두운 영역이다. 표면은 광권으로의 에너지 흐름이 재확립되고 정상 흐름과 태양 흑점 차단 에너지가 복사 '표면' 온도를 상승시킴에 따라 태양 흑점 그룹을 중심으로 형성되는 약간 밝은 영역이다. 과학자들은 17세기에 태양 흑점과 태양 광도 사이의 가능한 관계를 추측하기 시작했다.[29][30] 점광도에 의한 점성 감소(일반적으로 < - 0.3%)는 활성 지역과 관련이 있는 표면과 자기적으로 활성화된 '밝은 네트워크'[31]에 의해 야기되는 증가(일반적으로 < + 0.05%)와 상관관계가 있다.

태양 자기 활동이 강화된 기간 동안 순수 효과는 복사 태양 산출량을 증가시킨다. 왜냐하면 면적이 태양 흑점보다 크고 오래 지속되기 때문이다. 반대로, 태양 자기 활동이 낮고 태양 흑점(예: Maunder Minimum)이 적은 기간은 낮은 방사조도와 관련이 있을 수 있다.[32]

태양 흑점 활동은 약 300년 동안 울프 숫자를 사용하여 측정되었다. 이 지수(Zürich number라고도 함)는 태양 흑점 수와 태양 흑점 그룹 수를 모두 사용하여 측정 편차를 보상한다. 2003년의 한 연구는 태양 흑점이 이전 1150년보다 1940년대 이후로 더 빈번하게 발생했다는 것을 발견했다.[33]

태양 흑점은 보통 서로 반대되는 자기 극성을 가진 쌍으로 나타난다.[34] 상세한 관찰은 연간 미니마, 최대치 및 상대적 위치에서 패턴을 보여준다. 각 주기가 진행됨에 따라, 점의 위도는 태양 최대값 이후 30–45°에서 약 7°로 감소한다. 이러한 위도 변화는 슈뢰러의 법칙을 따른다.

태양 흑점이 사람의 눈에 보이려면 지름이 약 50,000 km여야 하며, 2,000,000,000 평방 킬로미터(77,000,000 평방 미) 또는 7억 분의 1의 가시 면적을 덮어야 한다. 최근 사이클에 걸쳐 지구에서 약 100개의 태양 흑점 또는 소형 태양 흑점 그룹이 보인다.[c][35]

태양 흑점은 이동하면서 팽창하고 수축하며 처음 나타났을 때 초속 수백 미터로 이동할 수 있다.

  • Spörer의 법칙은 11년 태양 흑점 주기가 시작될 때, 그 점들이 처음에는 높은 위도에서 나타났고 나중에는 점차적으로 낮은 위도에서 나타났다는 것에 주목했다.

  • 데일리 메일의 한 보고서는 태양 흑점 1302를 거대한 태양 플레어를 내뿜는 "베헤모스"라고 묘사했다.

  • 태양 표면 상세, 4" 굴절기, 황색 유리 필터 및 호일 필터 ND 4, 뮌헨 천문대 그로하데른

  • 2006년 12월 13일 태양 흑점 상세도

바람

주요 기사: 태양풍
지구 자기권의 도식화. 태양풍이 왼쪽에서 오른쪽으로 흐른다.
교란 과정에서 지구 자기장의 역동적인 변화를 보여주는 (태양) 행성간 자기장과 상호작용하는 지구 자기장의 시뮬레이션: 태양풍의 강화된 흐름에 의한 자기권의 일시적 압축은 자기장 선의 꼬리에 의한 스트레칭이 뒤따른다.

태양풍은 태양의 상층 대기권에서 방출되는 플라스마 흐름이다. 주로 1.5~10keV의 에너지를 가진 전자와 양자로 구성된다. 입자의 흐름은 시간에 따라 그리고 태양 경도에 따라 밀도, 온도, 속도에 따라 다양하다. 이 입자들은 높은 에너지 때문에 태양의 중력을 벗어날 수 있다.

태양풍은 느린 태양풍과 빠른 태양풍으로 나뉜다. 느린 태양풍은 초속 약 400km(250mi/s)의 속도, 25×10K의 온도, 코로나와 근접한 성분이다. 빠른 태양풍은 전형적인 속도가 750 km/s이고, 온도는 8×105 K이며, 광권과 거의 일치한다.[36][37] 느린 태양풍은 빠른 태양풍에 비해 밀도가 두 배 높고 강도가 가변적이다. 느린 바람의 구조는 더욱 복잡한 구조로, 격동하는 지역과 대규모 조직이 있다.[38][39]

빠르고 느린 태양풍은 행성간 CME 또는 ICME라고 불리는 크고 빠르게 움직이는 플라즈마의 폭발에 의해 차단될 수 있다. 그것들은 태양권의 얇은 플라스마에서 충격파를 일으켜 전자기파를 발생시키고 입자(대부분의 양성자와 전자)를 가속시켜 CME에 선행하는 전리방사선의 소나기를 형성한다.

영향들

우주 날씨

주요기사 : 우주기상
우주 날씨 예: 1991년 5월 우주왕복선 디스커버리호가 관측한 지구 대기의 오로라 오스트레일리아

우주 기후는 태양풍 등 태양계 내부의 환경 조건이다. 그것은 특히 지구 주위를 둘러싸고 있으며, 여기에는 자석권에서 전리층과 열층권에 이르는 조건들이 포함된다. 우주 날씨는 대류권과 성층권의 지상 날씨와는 구별된다. 이 용어는 1990년대까지 사용되지 않았다. 그 이전에는 그러한 현상이 물리학이나 공기공학의 일부로 여겨졌다.

태양 폭풍

추가 정보: 태양 폭풍 목록

태양 폭풍은 태양의 장애에 의해 발생하는데, 태양 플레어 CME와 관련된 관상 구름은 대부분 활성 태양 흑점 지역에서 발생하거나 관상 구멍에서 방출되는 경우가 적다. 태양은 정전, 교란 또는 통신 정전을 유발할 수 있는 강력한 지구자기 및 양성자 폭풍(GPS 시스템 포함)과 인공위성 및 기타 우주 기반 기술의 일시적/영구적 비활성화를 일으킬 수 있다. 태양 폭풍은 고위도, 고고도 항공과 인간 우주 비행에 위험할 수 있다.[40] 지자기 폭풍은 오로라를 일으킨다.[41]

가장 중요한 것으로 알려진 태양 폭풍은 1859년 9월에 발생했으며, 캐링턴 사건이라고 알려져 있다.[42][43]

오로라

주요 기사: 오로라 (페노메논)

오로라는 특히 높은 위도(북극과 남극) 지역에서 극을 중심으로 한 커다란 원의 형태로 하늘에서 자연적으로 빛을 표시하는 것이다. 태양풍과 전하 자기권 입자가 고고도 대기권(열권)과 충돌해 발생한다.

대부분의 오로라는 보통 위도에서 3°~6°의 폭이며 모든 위도에서 지자기극으로부터 10°~20°에서 관측되지만 춘분과 추분을 전후하여 가장 생생하게 나타나는 경우가 많다.[44][45] 충전된 입자와 태양풍은 지구 자기권에 의해 대기로 향한다. 지자기 폭풍은 오로라 영역을 더 낮은 위도로 확장시킨다.

오로라는 태양풍과 관련이 있다. 지구의 자기장은 그것의 입자들을 가두는데, 그 중 많은 입자들은 지구를 향해 가속되는 극지방으로 이동한다. 이들 이온과 대기의 충돌은 극주위를 중심으로 큰 원을 그리며 나타나는 오로라의 형태로 에너지를 방출한다. 오로라는 CME가 태양 바람의 세기를 증가시키는 태양 주기의 강렬한 단계 동안 더 빈번하고 더 밝다.[46]

지자기 폭풍

주요 기사: 지자기 폭풍

지구자기폭풍은 태양풍 충격파 및/또는 지구 자기장과 상호작용하는 자기장 구름에 의해 발생하는 지구 자기권의 일시적 교란이다. 태양풍압의 증가는 자기권을 압축하고 태양풍의 자기장은 지구의 자기장과 상호 작용하여 증가된 에너지를 자기권으로 전달한다. 두 상호작용 모두 자기장을 통한 플라스마 이동(전기장 증가에 의해 구동됨)을 증가시키고, 자기권과 전리권의 전류를 증가시킨다.[47]

폭풍을 일으키는 행성간 매체의 교란은 태양 표면의 약한 자기장 영역에서 발생하는 태양풍의 CME 또는 고속 흐름(동회전 상호작용 영역 또는 CIR)[48] 때문일 수 있다. 지자기 폭풍의 빈도는 태양의 흑점 주기에 따라 증가하거나 감소한다. CME가 주도하는 폭풍은 태양 주기의 최대 태양 동안에 더 흔하며, CIR이 주도하는 폭풍은 태양 최소 동안에 더 흔하다.

몇몇 우주 기상 현상은 지자기 폭풍과 관련이 있다. 여기에는 태양 에너지 입자(SEP) 이벤트, 지자기 유도 전류(GIC), 무선 및 레이더 섬광을 유발하는 전리권 장애, 나침반 항법 및 정상보다 훨씬 낮은 위도에서 오로라 디스플레이가 포함된다. 1989년 지자기성 폭풍이 퀘벡[49] 주 대부분 지역에 전력 분배를 방해하고 텍사스 남쪽 먼 곳까지 오로래를 발생시키는 지반 유도 전류에 전원을 공급했다.[50]

갑작스러운 전리권 교란

주요 기사: 갑작스러운 전리권 교란

갑작스러운 전리권 교란(SID)은 태양 플레어에 의해 야기되는 전리권의 D 영역에서 비정상적으로 높은 이온화/플라즈마 밀도를 말한다. SID는 상위 중주파수(MF)와 하위 고주파수(HF) 범위에서 가장 심각한 전파 흡수량을 갑자기 증가시켜 결과적으로 통신 시스템을 방해하거나 방해하는 경우가 많다.[51]

지자기 유도 전류

주요 기사: 지자기 유도 전류

지자기 유도 전류는 지상 수준의 우주 기후에서 나타나는 현상으로, 긴 전기 도체 시스템의 정상 작동에 영향을 미친다. 우주 기상 사건 동안, 자기권과 전리권의 전류가 큰 변화를 경험하는데, 이것은 지구의 자기장에서도 나타난다. 이러한 변화는 지상 도체에 전류(GIC)를 유도한다. 전기 송전 그리드와 매립 파이프라인은 그러한 도체 시스템의 일반적인 예다. GIC는 파이프라인 강재의 부식 증가, 고압 전력 변압기 손상 등의 문제를 일으킬 수 있다.

탄소-14

Sunspot 레코드(파란색)와 C(역전).

탄소-14(라디오카본: C)의 생산은 태양 활동과 관련이 있다. 탄소-14는 대기 질소(14N)의 우주선 폭격이 질소의 β+ 붕괴를 유도할 때 상층 대기권에서 생성되며, 따라서 보다 일반적인 12가 아닌 14의 원자 중량을 갖는 특이한 탄소의 동위원소로 변모한다. 태양풍에서 자기장을 바깥으로 쓸어내림으로써 은하계 우주선이 태양계에서 부분적으로 배제되기 때문에, 태양활동의 증가는 C 생산을 감소시킨다.[52]

대기 C 농도는 태양 최대치일 때 낮고 태양 최소치일 때 더 높다. 포획된 C를 나무로 측정하고 나무 고리를 세어 최근의 목재와 관련된 방사성탄소 생산을 측정하고 연대를 정할 수 있다. 지난 1만년의 재구성을 보면 7,000년 전 Holocene 중기에 C 생산량이 훨씬 더 높았고 1000년 전까지만 해도 감소했다는 것을 알 수 있다. 태양 활동의 변화 외에도, 탄소-14 생산의 장기적 경향은 지구의 지구 자기장의 변화와 생물권 내의 탄소 순환의 변화(특히 빙하시대 사이의 식물 범위의 변화와 관련된 것)에 의해 영향을 받는다.[citation needed]

기후

주요 기사: 태양활동 및 기후

태양활동이 지질학적 시간에 걸쳐 기후변화의 주요 원동력이 되었지만, 20세기에 시작된 온난화에서 태양활동의 역할은 크지 않았던 것으로 보인다.[53]

관찰이력

주요 기사: 태양 관측

태양 활동과 관련된 사건들은 바빌로니아 시대부터 정기적으로 기록되어 왔다. 초기 기록에는 일식, 코로나, 태양 흑점 등이 기술되어 있다.

17세기 독일 예수회 학자 아타나시우스 키르처가 그린 태양 흑점 그림

망원경의 발명 직후인 1600년대 초에 천문학자들은 태양을 관찰하기 시작했다. 토마스 해리엇은 1610년에 처음으로 태양 흑점을 관찰했다. 관측자들은 마under 최소치 동안 태양 흑점과 오로라가 덜 자주 발생하는 것을 확인했다.[54]

태양 분광은 1817년에 시작되었다.[55] 루돌프 울프는 1755-1766 사이클까지 태양 흑점 관측을 수집했다. 그는 표준 척도가 되는 상대적 태양 흑점 번호 공식화(울프 또는 뷔리히 태양 흑점 번호)를 확립했다. 1852년경 사빈, 울프, 고티에, 폰 라몬트는 독립적으로 태양주기와 지구자기 활동 사이의 연관성을 발견했다.[55]

1845년 4월 2일, 피조와 푸코는 처음으로 태양의 사진을 찍었다. 사진은 일조, 과립, 분광학, 일식 연구에 도움을 주었다.[55]

1859년 9월 1일, 리처드 C. Carrington과 별도로 R. 호지슨은 처음으로 태양 플레어를 관측했다.[55] 캐링턴과 구스타프 슈페러는 태양은 미분회전을 보이며, 바깥층은 유동적이어야 한다는 것을 발견했다.[55]

1907-08년 조지 엘러리 헤일은 태양의 자기 순환과 태양 흑점의 자기성을 밝혀냈다. 헤일과 그의 동료들은 후에 헤일의 자기장을 묘사한 극성 법칙을 추론했다.[55]

1931년 베르나르 리오트의 코로나그래프 발명은 코로나를 대낮에 연구할 수 있게 했다.[55]

태양은 1990년대까지 표면이 해결된 유일한 별이었다.[56] 그 밖의 주요 성과에는 다음 사항에 대한 이해가 포함되었다.[57]

  • X선 방출 루프(예: Yohkoh)
  • 코로나 및 태양풍(예: SoHO)
  • 활동 수준에 따른 태양 밝기의 분산 및 다른 태양형 항성(예: ACRIM)에서의 이러한 효과 검증
  • 태양과 같은 별의 가시 표면에 있는 자기장의 강렬한 섬유 상태(예: 히노드)
  • 0.5×10에서5 1×105 가우스의 자기장의 존재는, 아마도 어떤 섬유 형태에서, 상승하는 방위 유동성 다발의 역학으로부터 유추된 것으로 추정된다.
  • 태양 중심부에서 발생하는 저준위 전자 중성미자 방출.[57]

20세기 후반에 위성은 많은 통찰력을 제공하면서 태양을 관찰하기 시작했다. 예를 들어, 태양계 최대 임무(1980년 발사)에 대한 ACRIM1 실험에 의한 총 일조 강도(TSI)의 위성 측정에 의해 자력 활성 지역에 의한 태양 광도 변조가 확인되었다.[31]

참고 항목

메모들

  1. ^ 이 글의 모든 숫자는 짧은 것이다. 10억은 100억9, 즉 100억이다.
  2. ^ 열수분출기 공동체는 바다 밑 깊은 곳에 살기 때문에 햇빛을 받지 못한다. 박테리아는 대신 화학합성을 통해 황 화합물을 에너지원으로 사용한다.
  3. ^ 이것은 인간의 평균 눈이 비교적 밝은 빛에서 1.5 밀리미터(0.059인치)의 최대 동공 팽창으로 3.3×10−4 라디안 또는 70 아크 초의 분해능을 가질 수 있다는 가설에 근거한다.[35]

참조

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추가 읽기

외부 링크