활동하는 태양
흑점  태양 플라즈마

태양에는 여러 모양의 현상이 시시각각으로 변하고 있는데, 이러한 현상을 포괄적으로 태양 활동이라고 한다. 태양 활동이 활발하게 나타나는 현상으로 태양 흑점, 쌀알 조직, 플레어, 홍염, 스피큘 등이 있다.
흑점(Sunspot)
태양 활동 중 가장 눈에 돋보이는 것은 태양 흑점이다(왼편 그림 확대 , 21K). 흑점 중 큰 것들은 안개가 짙게 낀 날 맨눈으로도 관측되기 때문에, 그들의 존재는 꽤 오래 전부터 알려져 왔다. 1,600여년 전 중국의 한 천문학자는 태양 표면에 있는 이상한 점을 다음과 같이 기록하였다. "태양은 붉은 색이었고 불과 같았다. 태양 내에 3개의 다리가 있는 까마귀가 있었고, 그 모양은 뚜렷하고 분명하게 보였다. 5일 후에 그것은 없어졌다."

하지만 정밀한 흑점 관측을 시작한 것은 1610년 갈릴레오(Galileo)가 처음이었다. 그는 자기가 개발한 망원경으로 아주 어두운 필터를 통해 태양의 흑점을 관측했을 뿐만 아니라 흑점이 태양의 동쪽에서 서쪽으로 이동하는 것을 관찰하였다. 흑점은 가장자리에 도달해서는 사라져 버렸고 2주일 후에는 동일한 흑점이 되돌아 왔지만 태양의 다른 쪽에 나타났다. 이로부터 갈릴레오는 2가지 사실을 발견했다. 흑점이 태양 표면에 실제로 있다는 사실과, 태양은 자신의 축을 중심으로 자전하지만 태양의 자전이 고르지 못하고 적도에서는 고위도 지방보다 약 20%나 빨리 돌고 있다는 사실을 발견했다. 따라서 태양의 자전 주기는 적도에서는 25일이고 위도 60도에서는 29일이다.

1908년, 미국의 천문학자 죠지 헤일(George Ellery Hale)은 흑점 내에 매우 강력한 자기장이 모여 있다는 것을 발견했다. 광구 아래에서 자기력선이 생성되고, 때때로 이들은 광구를 뚫고 나와 확장되어 우주 공간으로 고리(loop)를 형성하는데, 이 고리형 자력선들이 흑점을 만든다.

흑점은 태양 표면에 검은 구멍처럼 보인다 (왼편 그림 확대 , 30K). 흑점이 나타나면 플레어나 홍염이 발생하는 등, 태양 활동이 활발해진다. 흑점은 약 11년 주기로 증감을 되풀이하는데, 흑점이 많은 시기를 활동 극대기라 하고 흑점이 작은 시기를 활동 극소기라 한다. 11년 흑점 주기 동안에 활동 영역은 주기가 시작할 때 태양의 위도 ±35도에서 시작하여 끝날 때 태양 위도 ±8도에 이르는 소위 적도 쪽으로의 이동 현상을 보여 준다.

흑점은 거대한 자석과 같다. 자석에는 N극과 S극이 있듯이 대부분 흑점은 쌍을 이루어 나타나는데, 두개의 흑점은 각각 자석의 N극과 S극에 대응하고 있다. 흑점은 태양 내부의 자기력 선속관이라는 자력선의 다발이 표면에 얼굴을 내민 곳의 단면과 대응하고 있다.

흑점은 암부(umbra)라고 부르는 중심의 어두운 부분과 반암부(penumbra)라고 하는 약간 밝은 부분으로 구성된다. 흑점의 크기는 다양하여 지구의 크기보다 작은 것에서부터 10배가 넘는 크기도 관측된다. 흑점의 일생은 태양 내에서의 자기장이 변하므로 제한되어 있다. 작은 흑점 (텍사스주 정도이거나 북아메리카 전체 정도)은 수 시간 후에 사멸하지만, 더 큰 흑점은 수개월 동안 존재하면서 모양과 크기가 태양과 함께 자전하면서 변하고, 나타나는 흑점 수도 또한 끊임없이 변한다.

흑점이 어둡게 보이는 이유는 흑점의 온도가 광구보다도 낮기 때문이다. 광구가 약 6,000 K인데 비하여, 흑점은 4,000 K 밖에 되지 않는다. 이는 흑점의 강력한 자기장 때문에 광구 밑에서 일어나는 대류층에서의 열의 흐름이 막히게 되어 온도가 낮아진다.

미국 콜로라도 보올더에 있는 국립 대기 연구 센타인 노아(NOAA)는 "태양 기상청"이라 불리며, 이 곳에서는 태양 흑점들을 1년 365일, 1일 24시간 내내 감시하고 있다. 궤도를 돌고 있는 위성을 포함해서 전 세계 관측망은 흑점 수와 크기, 흑점 군의 수에 관한 정보를 교환한다. 만약 흑점 주위에 자기장이 강하고 복잡해지면, 예보가 즉각 행해지는데, 즉 자기 폭풍이 곧 지구를 강타하게 될 것이라고 예보한다.

태양 플라즈마(Solar Plasma) [위로]
왜 과학자들은 태양의 자기적 흠집에 관심을 가질까? 그들이 1억 5천만km나 멀리 떨어진 우리에게 어떻게 영향을 줄 수 있을까? 물론, 흑점 자체는 우리에게 영향을 주지 못한다. 그러나 흑점을 만드는 자기장은 매우 강력하고 불안정하다. 광구 위에서 이들 자기장 고리는 태양의 중력에 의해 잡혀 있다. 여기서 그 자기장들은 폭발하여 에너지를 방출하게 되는데, 이 때 이온화 된 가스, 즉 플라즈마를 우주 공간으로 방출한다.

자기장 방출의 한 종류가 바로 플레어(flare)인데, 이곳에서는 자력선들이 고무줄이 끊어지는 것처럼 갈라진다. 또 다른 종류로서 홍염(prominence)은 투석기로 던지는 것 같이 튀어 오른다. 이 때 방출하는 에너지는 천만 개의 수소 폭탄에 버금가는 상상할 수도 없는 막대한 양의 에너지를 수 분 동안에 내어놓는 것이다. 태양 플라즈마 입자들의 흐름은 그들과 함께 자기장을 운반하면서 우주 공간 속으로 폭발되어 나간다.

태양으로부터 방출된 대전 입자들의 연속적인 흐름인 태양풍(solar wind)의 돌풍이 지구에 도달하는 시간은 입자의 속도에 좌우되지만 이틀 혹은 수 시간이 걸린다. 이들이 지구에 도달하면 자기 폭풍을 일으키는데, 송전선이 격동되어 고장이 날 것이고, 전화와 무선 통신이 교란되며, 항공기의 나침반도 잘못된 방향을 가리키게 될 것이다. 이를 델린저 현상이라고 한다. 집비둘기들은 갑자기 날 수 없게 되는데, 이는 그들의 신경 계통 속에 있는 자성 감지 계통의 신호가 교란되기 때문이다. 태양 폭풍은 극지방에서 우리에게 오로라라고 하는 환상적인 색채 쇼를 보여준다.

플레어(Flare)
플레어는 흑점 부근의 채층에서 코로나 속으로 솟구치는 돌발적인 폭발 현상이다(왼편 그림 확대 , 25.5K). 흑점이 많아지는 극대기에 자주 나타난다. 채층은 맨눈으로는 보이지 않기 때문에, 지상에서 플레어를 발견하려면 주로 Hα(알파)선이라는 특별한 파장의 빛을 이용한다. 플레어의 밝기와 계속 시간에서 계산된 폭발의 에너지는 1031erg 즉, 태양이 1시간에 내는 에너지의 100분의 1정도에 달한다. 이 에너지는 1메가톤의 수소 폭탄 수십억 개 분에 해당한다.

인공 위성에 의한 X선 관측으로 플레어의 본체는 코로나 밑 부분에 생긴 수천만 K나 되는 초고온 플라즈마임을 알게 되었다. 더 나아가 그 초고온 플라즈마는 종종 고리의 형태를 하고 있다는 점, 알파선 관측에서 밝게 빛나는 채층은 그 고리의 가장 자리 부분에 대응하고 있다는 점 등도 알게 되었다.

플레어의 폭발에는 자장의 급격한 변화와 깊은 관련이 있다. 즉, 플레어 발생의 에너지원은 흑점 부근에 축적된 자기 에너지라는 것이다. 그러나 흑점 가까이에 어떻게 해서 에너지가 축적되는가, 또 최종적으로 어떻게 에너지가 폭발하여 방출되는가의 문제는 아직 해결되지 않고 있다.

홍염(Prominence) [위로]·[앞으로]
홍염은 태양에서 나타나는 현상 중 가장 돋보인다. 그들은 작열하는 고온 가스의 분출 가스로서 태양의 가장자리 근처에서 쉽게 관측된다. 홍염은 여러 가지 형태의 것들이 있다. 가스가 서서히 자력선을 따라 하강하는 정온 홍염, 흑점의 자력선 고리와 관련된 고리 홍염(왼편그림 확대 , 33.6K), 가스의 폭발적 분출 로 생기는 분출 홍염 등이다 . 홍염은 때때로 플레어와 혼돈된다. 그러나 실제로는 꼭 반대 현상이다. 홍염은 저온 (수천~수만 K)의 가스가 200만 K의 고온의 코로나에 떠 있는 현상인데, 수천만 K의 초고온 플라즈마로 형성된 플레어와는 정반대의 현상이라고 해도 무방할 정도이다.