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태양의 가장자리가 더 어둡게 보이는 이유

주연 감광 효과와 광학적 깊이

by astrodiary
lime_darkening.jpg 주연감광 (limb-darknening) 효과를 보여주는 태양 사진 (태양을 가리면 지나가는 금성이 보인다)

위의 사진은 우리와 가장 가까이 있는 별, 태양이다. 사진을 잘 살펴보자. 중앙은 밝은 주황색인데 반해 가장자리로 갈수록 어두워진다. 이러한 현상을 천문학에서는 주연감광 효과라고 부르고 있다. 즉 가장자리로 갈수록 밝기가 어두워지는 현상이다. 그럼 왜 이런 일이 일어나는 것일까? 결론부터 말하자면, 동일한 '광학적 깊이'를 가지는 곳에서 출발하여 우리에게 도달한 광자가 출발한 지점이, 위의 태양 사진의 중앙 부분에서 나온 광자의 경우, 태양 사진의 가장자리에서 나온 광자의 경우보다 태양 내부의 좀 더 깊숙한 곳이어서 온도가 더 높기 때문이다. 즉 사진 중앙에서 출발하여 우리에게 도착한 광자들은 태양 내부의 조금 더 깊숙한, 온도가 더 높은 곳에서 나오기 때문에 사진 가장자리에서 출발하여 우리에게 도착한 광자들보다 밝게 보이고, 가장자리에서 출발하여 우리에게 도착한 광자들은 상대적으로 어둡게 보인다.


'광학적 깊이 (정확한 영어 용어는 optical depth)'는 '얼마나 깊이 들여다볼 수 있는지'의 척도가 되는 물리량으로써, 천문학에서 굉장히 중요한 개념이다. 태양을 바라본다고 하는 의미는, 태양 내부에서 나오는 광자를 본다는 말과 같다. 태양 표면에 있는 광자들은 별다른 방해 없이 쉽게 우리에게 도달하지만 조금씩 태양 내부로 깊이 들어갈수록 광자들이 태양 표면까지 도달하여 바깥으로 빠져나오기는 점점 어려워진다. 태양 내부에서 핵용합으로 생겨난 광자들은 수많은 주변 광자들과 충돌하면서 '브라운 운동'이라 불리는 무작위 운동을 하기 때문에 쉽게 태양 표면까지 도달하기 어렵다 (빛의 속도로 가면 겨우 2초 남짓한 시간이 걸리는 태양 표면까지 도달하는 데 10만 년이 걸린다). 그래서 어느 정도 깊이 이상 들어가게 되면 그 보다 안쪽에 있는 광자들은 더 이상 태양 바깥으로 빠져나오지 못한다. 비유를 하자면 호수를 들여다볼 때 어느 깊이보다 더 깊은 수면아래는 볼 수 없는 것과 같은 이치이다. 따라서 우리는 어느 정도이상의 광학적 깊이 보다 더 깊은 곳에서 나오는 광자는 검출할 수가 없다 (다시 말하면 어떤 광학적 깊이 이상으로 태양을 깊게 들여다볼 수 없다). 보통 광학적 깊이가 1이 되는 곳이 마지노 선이다. 우리는 광학적 깊이가 1보다 작은 곳에서 나오는 광자만을 관측할 수 있고 광학적 깊이는 우리 시선 방향에 따른 경로에 비례한다.


Limb_darkening_layers.svg.png 태양 중심부에서 표면까지의 단면 https://en.wikipedia.org/wiki/Limb_darkening

위에서 보는 것처럼 같은 길이의 시선 방향의 경로 (L)에 위치한 두 광자 (붉은 점과 노란 점)는 같은 광학적 깊이를 가지는 지점에서 출발하였다. 하지만 태양의 가장자리 부분에서 나오는 광자 (붉은 점)가 출발한 위치는, 태양의 중앙 부분에서 나오는 광자 (노란 점)에 비해, 태양의 표면에 더 가깝고 따라서 온도도 더 낮다. 이러한 이유로 태양 이미지의 가장자리는 중앙 부분보다 살짝 어둡게 보이는 것이다.


우리가 보는 모든 광자는 광학적 깊이가 1인 곳에서 나온다는 점을 상기하면, 천문학자들이 특정 파장의 빛으로 천체를 관측할 때, 그 천체가 '광학적으로 얇으면 (optically thin)', 광학적 깊이가 1이 될 때까지 상대적으로 '긴' 시선방향의 경로를 필요로 하고, 그 천체가 '광학적으로 두꺼우면 (optically thick)', 광학적 깊이가 1이 될 때까지 상대적으로 '짧은' 시선방향의 경로를 필요로 한다. 즉 광학적으로 얇으면, 천체의 내부를 더 깊숙이 들여다볼 수 있고, 광학적으로 두꺼우면, 천체의 껍데기 만을 볼 수 있을 뿐이다. 그래서 관측을 할 때 내가 관측하는 빛을 내는 천체가 광학적으로 얇은지 두꺼운지를 아는 일은 굉장히 중요하다.


이 '광학적 두께'를 계산하려면 내가 관측하는 빛과 상호작용(충돌, 산란)하는 입자들의 산란 단면적과 그들의 공간 밀도를 알아야 한다. 이는 양자역학적 계산을 필요로 하는 일이고 또 이미 알려져 있는 것들이므로 더 자세한 얘기는 하지 않기로 한다.

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