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태양의 순환 대해서 알아보자
망원경이 발명되기 전에 태양은 변하지 않는 완벽한 구체로 여겨졌습니다. 우리는 이제 태양이 끊임없는 변화의 상태에 있다는 것을 알고 있습니다. 그 표면은 뜨거운 가스가 끓어오르는 끓는 가마솥 와 같습니다. 나머지 표면보다 더 어둡고 차가운 영역이 왔다 갔다 합니다. 거대한 가스 기둥이 채층과 코로나로 분출합니다. 때때로 지구를 향해 엄청난 하전 입자와 에너지를 보내는 거대한 폭발이 태양에서 발생합니다. 태양이 우리에게 도착하면 정전이 발생하고, 지구에 심각한 영향을 미칠 수 있습니다. 흑점은 태양이 변했다는 첫 번째 증거는 흑점 연구에서 나왔습니다. 이것은 증가된 자기 활동으로 인해 태양 표면에 보이는 크고 어두운 특징입니다. 흑점은 일반적으로 약 3800K의 온도에 있는 반면, 주변의 밝은 영역은 약 5800K에 있기 때문에 더 어둡게 보입니다. 때때로, 이 반점은 육안으로 볼 수 있을 만큼 충분히 크며, 우리는 안개가 태양의 강도를 감소시켰을 때 이를 발견한 관찰자들로부터 천년 이상 거슬러 올라간 기록을 가지고 있습니다. 흑점은 더 어둡게 보이지만 그럼에도 불구하고 많은 별의 표면보다 더 뜨겁습니다. 태양에서 제거될 수 있다면 밝게 빛날 것입니다. 흑점은 주변의 더 뜨겁고 밝은 광구와는 대조적으로 어둡게 보입니다. 개별 태양 흑점은 몇 시간에서 몇 달에 이르는 수명과 함께 왔다가 사라집니다. 반점이 지속되고 발달하는 경우 일반적으로 내부의 어두운 코어, 본영 및 주변의 덜 어두운 영역인 반원의 두 부분으로 구성됩니다. 많은 지점이 지구보다 훨씬 커지고, 가장 큰 지점과 같이 일부 지점은 직경이 140,000km가 넘습니다. 종종 반점은 2~20명 이상의 그룹으로 발생합니다. 가장 큰 그룹은 매우 복잡하며, 100개 이상의 지점이 있을 수 있습니다. 지구의 폭풍처럼 흑점은 위치가 고정되어 있지 않지만 태양의 자전에 비해 천천히 표류합니다. 회전하는 태양이 원반을 가로로 이동할 때 흑점의 겉보기 움직임을 기록합니다. 갈릴레오는 1612년에 태양이 약 1개월의 자전 주기로 축을 중심으로 자전함을 보여주었습니다. 우리 별은 행성의 궤도 운동처럼 서쪽에서 동쪽으로 회전합니다. 그러나 태양은 기체이며, 지구와 같은 단단한 물체처럼 단단히 회전할 필요가 없습니다. 현대의 관측에 따르면 태양의 회전 속도는 위도에 따라 달라집니다. 즉, 태양의 적도에서 북쪽이나 남쪽으로 갈수록 달라집니다. 회전 기간은 적도에서 약 25일, 위도 40도에서 28일, 위도 80도에서 36일입니다. 우리는 이것을 차동 회전이라고 부릅니다. 흑점 주기은 1826년과 1850년 사이에 독일의 약사이자, 아마추어 천문학자인 하인리히 슈와 베는 흑점 수에 대한 매일 기록을 보관했습니다. 그가 정말로 찾고 있던 것은 수성의 궤도 안에 있는 행성이었는데, 그는 태양과 지구 사이를 지나갈 때 그 어두운 실루엣을 관찰함으로써 찾고자 했습니다. 그는 희망하는 행성을 찾지 못했지만, 그의 부지런함은 훨씬 더 중요한 발견인 흑점 주기로 결실을 맺었습니다. 그는 흑점의 수가 약 10년 주기로 체계적으로 변한다는 것을 발견했습니다. 무엇보다 스와베 관찰하는 것은 개인의 명소가 단명하고 있지만, 한 번에 태양에 보이는 총 수는 가능성의 특정 기간에 매우 큰 것였다는겁니다. 태양 흑점 최대의 다른 기간에 컸는데, 태양 흑점은 흑점 최대 값이 평균 11년 간격으로 발생한다는 것을 알고 있지만 연속 최대 값 사이의 간격은 짧은 9년에서 최대 14년까지 다양했습니다. 최대 흑점 동안 한 번에 100개 이상의 점을 볼 수 있습니다. 그럼에도 불구하고 태양 표면의 1/2 미만이 점으로 덮여 있습니다. 흑점 최솟값 동안, 때때로 반점이 보이지 않습니다. 태양의 활동은 2014 년에 가장 최근에 최대치에 도달했습니다. 자기와 태양주기은 이제 태양의 활동주기에 대해 논의했으므로 왜 태양이 이렇게 정기적으로 변하는가라고 질문할 수 있습니다. 천문학자들은 이제 태양 활동을 주도하는 것이 태양의 변화하는 자기장이라는 것을 이해합니다. 태양 자기장은 제만 효과라고 하는 원자의 속성을 사용하여 측정됩니다. 리콜 방사선 스펙트럼 및 원자 많은 에너지 레벨을 가지고 있고, 전자가 한 레벨에서 다른 레벨 시프트 때 스펙트럼선이 형성되어 있다. 각 에너지 수준이 정확하게 정의되면 그 차이도 매우 정확합니다. 전자가 레벨을 변경하면 결과는 날카 롭고 좁은 스펙트럼 라인이 됩니다. 그러나 강한 자기장이 있는 경우 각 에너지 수준은 서로 매우 가까운 여러 수준으로 분리됩니다. 레벨의 분리는 필드의 강도에 비례합니다. 결과적으로, 자기장이 존재하는 상태에서 형성된 스펙트럼 라인은 단일 라인이 아니라 원자 에너지 레벨의 세분화에 해당하는 매우 가까운 간격의 라인입니다. 자기장이 있는 상태에서 이러한 선이 분할되는 것을 제만 효과라고 부릅니다 제만 효과를 지은 이유는 1896 년에 처음 발견 한 네덜란드 과학자의 이름을 따서 짓게 되었습니다. 흑점 영역에서 나오는 빛의 스펙트럼에서 제만 효과를 측정하면 강한 자기장을 갖는 것으로 나타났습니다. 흑점을 쌍으로 관찰하거나 두 개의 주요 지점을 포함하는 그룹으로 관찰할 때마다 지점 중 하나는 일반적으로 북쪽을 향하는 자극의 자기 극성을 갖고 다른 하나는 반대 극성을 갖습니다. 더욱이, 주어진 주기 동안 북반구에 있는 쌍의 주요 지점은 모두 동일한 극성을 갖는 경향이 있는 반면 남반구의 모든 지점은 반대 극성을 갖는 경향이 있습니다. 그러나 다음 흑점 주기 동안에는 각 반구에서 선행 지점의 극성이 반전됩니다. 예를 들어, 한 주기 동안 북반구의 주요 지점이 모두 북극을 향한 극성을 가지고 있다면 남반구의 주요 지점은 남향을 향한 극의 극성을 갖게 됩니다. 다음 주기 동안 북반구의 주요 지점은 남향 극성을 갖는 반면 남반구의 주요 지점은 북향 극성을 갖습니다. 따라서 엄밀히 말하면 태양 흑점 주기는 11 년주기가 두 번 지날 때까지 자기 극성과 관련하여 반복되지 않습니다. 자기도라고 불리는 태양 자기장의 시각적 표현, 흑점과 태양의 자기장 간의 관계를 확인하는 데 사용할 수 있습니다.