세계에서 가장 큰 태양 망원경이 있는 빅베어 천문대 : VI. 근적외선 분광 '자기장' 영상장치

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https://steemit.com/kr/@sunwatcher/-iv-fast-imaging-solar-spectrograph-1535577277
https://steemit.com/kr/@sunwatcher/v-near-infrared-imaging-spectropolarimeter

안녕하세요.

지난 글에서 근적외선 분광 자기장 영상장치 (Near InfraRed Imaging Spectropolarimeter, NIRIS) 라는 기기에 대해 간단한 배경을 말씀드렸습니다. 이 장비에서 얻어지는 데이터는 태양의 특정 파장의 2차원 영상이고, 조금씩 파장을 이동시켜가며 한 분광선 내의 여러 세부 파장에 대한 3차원 데이터를 얻을 수 있다고 말씀드렸습니다.

지난 글에서 마지막으로 보여 드린 이 그림은 사실 아주 많은 정보를 담고 있습니다. 그림의 왼쪽은 한 특정한 파장에서 찍은 태양 흑점의 영상이고, 오른쪽은 그 중 흰색 수직선으로 표시된 영역을 파장을 조금씩 달리하면서 스캔한 태양 분광선의 밝기 변화를 나타냅니다. 그런데 그런 밝기 변화의 정보가 다시 네개의 패널로 나뉘어져 있습니다. 자 그 중에서 가장 왼쪽의 패널을 일단 주목해 봅니다.

이 분광선 패널은 위 왼쪽 그림에서 흰색 수직선을 따라 늘어진 일차원 픽셀들의 공간에 따른 밝기변화 (수직방향)와 동시에 각 픽셀의 파장에 따른 밝기 변화 (수평방향)을 보여주고 있습니다. 위 2차원 영상에서 흰색 수직선이 검은 흑점을 지나가지요? 흑점은 주변보다 어두우므로 그 부분에 해당하는 분광선은 역시 상대적으로 어둡게 나타나는 것을 볼 수 있습니다. 그런데 이 패널의 맨 아래쪽에서부터 흑점이 있는 부분까지 훑어올라가다보면 처음에는 파장의 방향 (수평방향)으로 하나의 검은 줄이 보이다가 점점 줄이 3개로 나누어 지는 것을 보실 수 있습니다. 하나의 검은 줄로 보였던 분광선이 3개의 분광선으로 분리되는 현상이 일어난 겁니다. 왜 흑점에 가까이 갈 수록 분광선이 분리될까요?

이를 이해하기 위해서는 간단한 양자물리의 지식이 필요합니다. 뭔가 머리가 아파오는 군요. ㅎ

간단히 수소 원자를 예로 들겠습니다. 수소는 하나의 양성자와 하나의 전자로 구성됩니다. 전자는 양성자와 붙어있지 않고 일정한 거리를 유지하며 공전하지요. 전자와 양성자의 거리는 전자가 가지고 있는 에너지가 클 수록 멀어지는데, 전자가 위치할 수 있는 거리는 아파트처럼 여러개의 층 구조로 되어 있어 정해진 거리에서만 놀 수 있게 됩니다.

https://www.ck12.org/c/physical-science/energy-level/lesson/Energy-Level-MS-PS/

전자는 주변과 에너지를 주고 받으며 위층과 아래층을 차례대로 이동할 수 있습니다. 위층에서 아래층으로 내려오면 위치에너지의 차이에 따라 빛 에너지가 발산되고, 반대로 주변에서 에너지를 공급받으면 위층으로 점프할 수 있습니다. 그리고 그 에너지의 차이에 따라 발산되는 빛의 파장이 달라집니다. 에너지가 높을수록 파장이 짧아집니다.

https://www.khanacademy.org/science/physics/quantum-physics/atoms-and-electrons/v/atomic-energy-levels

가장 간단한 구조인 수소와 달리 원자의 구조가 복잡해 지면 한 원자 내에 여러개의 양성자와 여러개의 전자가 존재합니다. 에너지의 구조도 훨씬 복잡해 집니다. 역시 같은 층에 여러개의 전자가 같이 있구요. 그러나 이 전자들은 자석의 N-S 극 처럼 서로 반대되는 극성을 가지고 있습니다 (실제 자성과는 의미가 다릅니다).

이 때 갑자기 이 원자에 누군가 자석을 갖다댑니다. 그러자 서로 다른 극성을 가지고 있던 같은 층의 전자들은 극성에 따라 자석에 끌려가기도 하고, 반대로 밀려나기도 하고, 아님 그냥 그대로 있습니다. 원래 하나였던 층이 3개로 분리되는 순간입니다. 자석이 강할수록 이 분리의 정도는 비례하게 됩니다. 층의 높낮이가 살짝 달라졌으니까 전자가 위아래로 층을 바꿀 때마다 발산, 흡수되는 에너지의 양도 달라지게 되고, 이것이 결국 미묘한 파장의 차이로 나타나게 됩니다.

원래 3개의 층밖에 없었는데 (왼쪽) 자기장 때문에 훨씬 복잡해 졌습니다. (오른쪽)
Evgeny at English Wikipedia [GFDL (http://www.gnu.org/copyleft/fdl.html), CC-BY-SA-3.0 (http://creativecommons.org/licenses/by-sa/3.0/) or CC BY 2.5 (https://creativecommons.org/licenses/by/2.5)], via Wikimedia Commons

태양의 흑점은 태양 표면에서 자기장이 가장 센 곳입니다. 이 강한 자기장은 태양 표면의 원자들에겐 마치 성벽같아서 그 안으로 들어가지 못합니다. 그나마 가까이 갈 수록 점점 원자 내의 층구조가 위아래로 갈라지는 시련을 겪어야 합니다. 그래서 흑점 주변의 분광선은 어둡고 하나의 선이 여러개로 갈려지게 되는 것입니다. 이 분광선의 갈라진 정도를 통해 역으로 그곳의 자기장 세기를 계산할 수도 있습니다.

태양의 흑점은 태양의 활동을 이해하는 데 아주 중요한 대상이고, 흑점을 잘 이해하기 위해서는 주변 자기장의 측정이 아주 중요하다고 할 수 있습니다. 따라서 이 자기장을 측정하는 기기야 말로 태양 연구를 담당하는 기기들 중 가장 중요한 장비라고 할 수 있습니다.