태양 (Sun)

태양에 대해 알아보겠습니다.

 

개요

태양의 지름은 약 139만 km로 지구 직경의 약 109배 크기입니다. 질량은 약 2X10³⁰kg로 지구의 약 33만 배에 달합니다. 태양은 태양계 전체 질량의 99.86%를 차지하며 태양계의 모든 천체는 태양 중력의 영향을 받습니다. 지구에서 태양까지의 평균 거리는 약 1억 4960만 km입니다. 아시겠지만 이것을 1AU로 정의합니다. 2012년 8월 국제천문연맹(IAU)의 결의에서 1AU의 값을 정확하게 149,597,870,700m로 재정의했습니다. 태양의 빛이 지구에 도달하는 데 소요되는 시간은 8분 19초입니다. 태양이 우리 은하의 중심을 공전하는 데는 약 2억 2500만에서 2억 5000만 년 정도 걸리는 것으로 알려져 있으며, 그것을 태양의 공전궤도라고 한다면 태양의 자전축은 약 60도 기울어져 있습니다. 현재 태양의 나이는 약 45억 6000만 살로 추정됩니다. 태양의 예상 수명을 약 100억 ~ 120억 살로 본다면, 중심부에 존재하는 수소의 50% 정도를 열핵융합으로 사용한 것으로 추측됩니다. 사람 나이로 치면 40대 정도 된 것입니다. 또한 태양이 태양계 중심 항성이기 때문에 임의의 행성계 중심 항성을 비유적으로 '태양'이라고 부르기도 합니다. 태양의 각종 수치를 단위로도 많이 사용하는데, 태양 질량은 M☉, 태양의 밝기는 L☉로 표시합니다.

태양의 물리적 성질
형태	주계열성	지름	약 139만 km
질량	약 2X10³⁰kg(M☉)	평균 거리	약 1억 4960만 km(1AU)
공전 주기	약 2억 2500만 년	공전 속도	220km/s
표면 온도	약 5,500°C	중심부 온도	약 1570만°C
현재 나이	약 45억 6000만 년	예상 수명	약 100억 ~ 120억 년

 

태양의 역사

태양계 안에는 질량이 아주 큰 고온의 별 내부에서 원소 합성에 의해 만들어진 철이나 금, 우라늄과 같은 중원소가 태양계에 많이 있습니다. 이를 근거로 태양은 초신성 폭발로 흩어진 성간 물질이 어떤 영향에 의해 다시 모여 형성된 것으로 추측할 수 있습니다. 태양의 중심핵에서는 핵융합 반응이 일어나는데, 이 반응으로 압력이 조금 낮아집니다. 이를 보완하기 위해 중심부는 수축하고 온도는 상승하게 됩니다. 그 결과 핵융합 효율이 좋아지게 되면서 밝기 또한 올라갑니다. 태양은 탄생한 후 약 1억 년 후부터 주계열 단계로 진입하였으며, 현재는 주계열 단계 중반부에 들어섰습니다. 주계열 단계 말기에는 현재보다 2배 정도 밝기가 상승할 것으로 보입니다.

 

중심핵의 수소를 모두 소모한 후에는 어떻게 될까?

인간의 시각에서는 태양은 거대함의 표상이지만, 우주의 시각에서는 여느 항성과 크게 다르지 않습니다. 태양은 초신성 폭발을 일으킬 만큼 충분한 질량을 갖고 있지 않습니다. 먼 미래에는 준거성 - 적색거성 - 초거성 - 행성상 성운 단계를 거쳐 백색 왜성으로 남을 예정입니다.

 

태양은 앞으로 최소 약 50억년 동안은 주계열 단계에서 태양계에 영향을 끼칠 것입니다. 50억 년이 지나면 중심핵에 있던 수소가 모두 소모되어 헬륨만 남게 되고, 에너지를 생성할 수 없어 수축하게 됩니다. 이 시점에서 중심부 수축 때문에 생기는 열에너지로 외부의 수소가 반응하기 시작합니다. 태양은 점점 더 커지고 수성의 궤도에 가까워질 것이며 그 밝기도 매우 밝아질 것입니다. 이제 태양은 적색거성으로 불립니다. 무한히 수축하는 헬륨 핵의 온도가 1억 K에 도달하면 헬륨은 빠르게 반응합니다. 이를 'Helium Flash'라고 합니다. 그 후, 태양은 준거성 단계에 진입하지만 헬륨의 빠른 반응 속도로 인해 오래 지속되지 않습니다. 코어의 모든 헬륨이 탄소로 변환되면 외부 층이 팽창하고 탄소 코어가 다시 수축합니다. 이제 태양은 적색거성을 지나 초거성이 되고, 계속 팽창하여 행성상 성운이 됩니다. 동시에 무한히 수축하는 원자핵은 한계에 도달하여 백색 왜성이 되어 수명을 마감합니다.

 

구조

태양의 편평률은 0.01% 이하로 거의 완전한 구체입니다. 행성이나 위성 등과 달리 뚜렷한 표면이 존재하지 않습니다. 태양은 중심핵, 복사층, 대류층, 광구, 대기(극저온층, 채층, 천이 영역, 코로나, 태양권)로 이루어집니다. 이 중 광구를 편의상 태양의 표면으로 하고 있습니다. 광구에는 주위보다 온도가 낮은 태양 흑점이나 주위의 밝은 부분인 플라주라고 불리는 영역이 많습니다. 광구보다 바깥쪽인 빛의 투과성이 높은 부분을 대기라고 부릅니다. 플라스마화된 태양 대기의 상층부는 태양 중력으로부터 자유로운 편이라서, 저 멀리 해왕성 궤도까지 영향을 끼칩니다. 이것을 태양풍이라 부르며 지구에서도 오로라로써 그 존재를 확인할 수 있습니다. 태양의 내부는 전자파로 직접 볼 수 없습니다. 태양 내부에 대한 지식은 태양의 크기, 질량, 총 복사량, 표면 조성 구조 등의 관측 데이터를 기초로 한 이론 해석에 의해 추정치만을 얻을 수 있습니다.

 

핵

태양의 중심에는 지름 약 200,000km의 핵이 있습니다. 기압은 2500억 기압, 온도는 1,500만°C라는 상상할 수 없는 수치를 지니고 있기 때문에 물질은 기체로만 존재합니다. 태양의 빛에너지가 바로 이 중심핵에서 만들어집니다.

 

대류층과 광구

표면에서 200,000km까지의 깊이에서는 플라스마의 밀도가 낮아지고 차가워져 내부 열이 외부로 방출되지 못합니다. 그 결과 상승 기류가 뜨거운 물질을 태양 표면(광구)으로 운반하는 열 대류가 발생합니다. 대류권의 상승 기류는 태양 표면에서 흔히들 표현하는 쌀알 무늬가 만들어집니다. 이런 강렬한 대류 활동으로 태양 표면에 자기 북극 및 자기 남극이 형성됩니다.

 

채층(하층 대기)

광구와 상층 대기인 코로나의 경계선에 있습니다. 온도는 약 10,000°C 정도입니다. 넓은 파장 범위를 관측할 수 있는 고성능 망원경이 있다면 자세한 관측이 가능합니다.

 

코로나(상층 대기)

채층의 바깥쪽에는 코로나라 불리는 약 100만~200만 K의 플라스마 대기층이 태양 반경의 10배 이상까지 넓게 펼쳐져 있습니다. 채층과 코로나 사이에는 전이층이라고 불리는 얇은 층이 있는데, 이를 경계로 온도나 밀도가 급격히 변화합니다. 코로나에서는 태양풍이 나오고 있습니다. 코로나 일부 영역에서는 X선이 관측되지 않기도 하는데, 이를 '코로나 홀'이라 부릅니다. 자력선이 우주 공간을 향해 열려 있는 곳으로, 이곳은 코로나 가스가 희박해 태양풍을 발생시키는 원인 중 하나로 지목됩니다.

 

표면 현상

태양 표면에서는 흑점, 플레어, 홍염, 코로나 등을 관찰할 수 있습니다. 

 

흑점

검은 점으로 보여 빛을 발하지 않는 것처럼 보이지만, 다른 부분보다 온도가 낮을(약 4,000°C) 뿐입니다. 태양의 빠른 자전속도로 자기장이 얽히면서 특정 표면 영역에서 강한 자기장이 생성되게 되고, 강한 자기장이 태양의 대류를 지연시키면서 온도가 낮아져 흑점이 생생되는 되는 것으로 추측하고 있습니다. 흑점은 약 9~12년 정도의 주기로 증감을 반복합니다. 

 

플레어와 홍염

플레어는 코로나 부분 주변에서 발생하는 강력한 폭발 현상으로, 플레어 리본이라는 밝은 띠 모양의 빛과 강한 X선을 내뿜으면서 고에너지 입자가 우주 공간에 방출됩니다. 홍염은 하층 대기인 채층의 일부가 자력선을 따라 상층 대기인 코로나에 돌출한 것입니다. 코로나보다는 훨씬 낮은 온도의 플라스마로 이루어져 있습니다.

 

코로나 질량 방출 (CME)

코로나 질량 방출은 플라스마를 동반하는 태양풍의 폭발로, 자기장이 코로나 위로 상승하여 우주로 나가게 됩니다. 플레어와 마찬가지로 CME는 전파를 방해하고 정전을 일으키며 인공위성 등을 손상시킬 수 있습니다.