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태양의 성질

태양의 성질
태양은 뜨겁고 거대한 가스 덩어리로서 중심부의 온도는 약 1천 5백만K로 높지만 표면 온도는 약 6,000K이다. 그리고 약 139만km의 지름을 가진 태양은 지구지름의 약 109배이고 부피는 지구부피의 130만 배나 되며 밀도를 살펴보자면 태양의 밀도는 1.41g/cm³이다. 이는 태양이 가벼운 물질로 구성되어 있음을 의미한다. 또한 태양의 적도 자전 주기는 약 27일이고 북위 30도는 약 28일로 위도가 높을수록 자전속도가 느려지는 자전 주기를 가지고 있다.

태양은 주성분인 수소원자가 융합하여 헬륨을 만들 때 엄청난 빛과 에너지를 쏟아내는데 이는 약 1억 5,000만 km거리에 있는 지구에조차 1당 1.4kw의 에너지를 공급하고 있을 정도로 엄청난 양이며 이 에너지는 지구 이외에도 화성, 금성, 목성, 수성, 천왕성, 해왕성, 명왕성 등 태양계내의 모든 행성들에게 골고루 공급되고 있다. 태양의 중심부는 섭씨 1,500만°C이며 기압은 수천억 기압으로 추정되고 있다. 그렇기 때문에 태양에는 고체나 액체는 존재할 수 없고 가스 형태로만 존재할 수 있다.

*   절대온도와 섭씨온도와의 관계: 1K = - 273.15 °C
태양의 내부
태양의 내부. 대류층, 복사층, 핵
태양의 내부는 내부에서 발생하는 각각의 진행과정에 따라 핵, 복사층, 접합층, 대류층, 네 개의 부분으로 나누어진다. 에너지는 핵에서 발생되는데, 핵에서 나와 복사층을 통하여 복사에 의해 대부분 감마선과 엑스선의 형태로 외부로 확산된다. 그리고 최외부의 대류층을 통하여 대류적이며 유동적인 흐름에 의해 이동한다. 복사층과 대류층 사이의 얇은 경계면은 태양의 자기장이 생산된다고 생각되는 곳이다.
태양의 핵은 핵융합반응으로 수소가 헬륨으로 형성되는 중심부이다. 이러한 반응들은 결국 빛으로 표면을 떠나는 에너지를 방출한다. 반응은 또한 온도와 밀도에 아주 민감하며, 각각의 수소핵은 양전하로 대전되어있는데, 이들 입자들 사이에 전기적 척력을 넘어서는 합리적인 가능성을 만들기 위해 충분히 높은 온도와 밀도를 필요로 한다. 태양의 중심부의 온도는 약 15,000,000°C 이고 밀도는 약 150g/cm³(금이나 납의 밀도의 약 10배)이다. 이는 수소핵들이 반응하기에 충분한 조건이다. 그리고 온도와 밀도 모두 태양의 중심으로부터 밖으로 나가면서 줄어들며, 핵반응은 핵의 중심으로부터 표면까지 거리의 약 25% 너머로는 거의 일어나지 않는다. 바로 그 지점에서 온도는 중심부의 반값이며 밀도는 약 20g/cm³이다.
복사층
태양의 복사층은 핵에서 나온 에너지를 복사의 형태로 대류층까지 전달하는 구간이다. 복사층은 핵외부의 가장자리에서부터 대류층의 바닥의 접합부까지 뻗어있다. 핵에서 발생된 에너지는 복사층을 통해 입자에서 입자로 튀어 오르는 빛에 의해서 옮겨진다. 광자들이 빛의 속도로 이동하지만, 각각의 광자가 접합부에 도달하기 위해서는 불투명한 물질을 통과하며 수없이 많이 부딪쳐서 약 100만년의 시간이 필요하게 된다. 밀도는 복사층의 상층부에서 바닥으로 내려가면서 금의 밀도와 비슷했던 20g/cm³에서 물의 밀도보다도 작은 0.2g/cm³까지 떨어진다. 그리고 온도는 약 7,000,000°C에서 약 2,000,000°C로 떨어진다.
접합층
태양의 접합층은 복사층과 대류층의 사이에 놓인 부분이다. 대류층에서 발견되는 유동적 움직임은 이 층의 상층부에서 잔잔한 복사층과 마주치는 지역인 그것의 바닥으로 가면서 서서히 사라진다. 최근 몇 년간 이 얇은 층에 대하여 좀 더 상세한 자료가 발표됨에 따라 더욱 흥미로운 대상이 되어 가고 있다. 현재는 이 층의 자기운동에 의해 태양의 자기장이 발생한다고 믿어지고 있다. 층을 가로지르는 유동적 흐름의 속도변화는 자기력선을 뻗게 하고 한층 더 강화시킬 수 있다.
대류층
태양의 대류층은 태양내부에서 가장 외부에 있는 층이다. 그것은 태양 표면에서 밑쪽으로 약 200,000km깊이에서부터 펼쳐지고, 온도는 약 2,000,000°C이다. 이 층에서는 물질들이 더욱 불투명하여 복사가 빠져나가기 어렵고, 결국 끓어오르거나 대류를 시작하게 만드는 열을 가두어 둔다. 이러한 대류운동들은 열을 매우 빠르게 표면으로 이동시키고, 유동체는 팽창하고 그것이 상승함에 따라 식게 된다. 태양 표면에서의 온도는 6000K까지 떨어지며 밀도는 단지 0.0000002 g/cm³밖에 되지 않는다. 대류운동 그 자체는 표면에서 쌀알무늬로 볼 수 있다.
광구
광구
태양의 광구는 우리에게 가장 친숙한 태양의 보이는 표면이다. 이것은 딱딱한 표면의 모습 그대로가 아니라 실제로는 약 100km정도 가스로 이루어진 공과 같은 것이다. 우리가 태양원반의 중심부를 볼 때 우리는 다소 더 뜨겁고 밝은 지역을 보게 되며, 태양표면의 가장자리를 볼 때 우리는 어느 정도의 각을 갖고 태양을 보게 되므로 온도가 더 낮고, 어두운 지역을 보게 되는데, 이것이 태양의 가장자리 부분이 어둡게 보이는 현상인 '주연감광(limb darkening)'이 생기는 이유이다.

간단한 망원경(안전한 수준의 관측 가능한 빛의 세기를 위한 좋은 필터를 가진)으로도 우리는 광구에서 많은 특징들을 관측할 수가 있는데, 특징들이란 태양흑점, 붉은 반점, 쌀알무늬들을 포함한다. 우리는 또한 도플러효과를 이용하여 광구에서 물질의 흐름을 측정할 수 있으며, 이러한 관측들은 큰 규모의 흐름과 파장, 파동의 형태뿐만 아니라 거대한 쌀알무늬들과 같은 것을 확인할 수 있다.

태양은 약 27일을 주기로 축을 중심으로 자전하는데, 이 자전은 초기에 광구에서 흑점의 이동을 관측함에 따라 측정되었다. 사실상, 태양은 가스로 된 공과 같기 때문에 고체의 행성이나 달과 같이 회전하지는 않는다. 태양의 적도지역은 극지방보다 더 빠르게 회전하는데, 이러한 차등회전의 근원은 현재 태양천문학의 연구분야이다.
채층
채층
태양의 채층은 광구 위에 약 1600km 까지 뻗어있다. 온도가 약 6000°C에서 약 10,000°C의 불규칙한 층이다. 이러한 높은 온도에서 수소는 불그스레한 색의 빛을 방출한다. 이런 색깔의 방출은 개기일식 동안에 태양의 가장자리위로 올라오는 홍염들을 통해 알 수 있다. 태양은 스펙트럼이나 H-alpha 방출에 선택적인 필터를 통해 관측될 때, 채층의 자기장 요소들과 흑점들 주위의 밝은 플라쥬(Plages), 태양 외부를 가로지르는 어두운 필라멘트, 그리고 가장자리 위로 나오는 홍염들과 같은 새로운 특징들이 관측될 수 있다.

채층은 또한 활동적인 지역으로 태양플레어의 변화들과 홍염, 필라멘트 폭발, 그리고 이전 플레어 루프들에서의 물질의 흐름을 단지 몇 분 동안의 과정으로 모두 관측될 수 있다.
전이영역
전이영역
전이영역은 얇고 매우 불규칙한 태양의 대기층으로 뜨거운 코로나와 훨씬 온도가 낮은 채층을 분리한다. 열은 코로나에서 채층으로 흐르며 이 과정에서 온도는 1,000,000°C에서 약 20,000°C까지 빠르게 변한다. 수소는 이러한 온도에서는 이온화되어 볼 수 없으며, 수소 대신에 전이영역에서 나오는 빛에서는 C IV, O IV, 그리고 Si IV 과 같은 이온들이 우위를 차지한다.

전이영역은 Solar Maximum Mission과 Solar and Heliospheric Observatory를 포함하는 몇 몇의 우주왕복선을 통해 기기를 사용하여 연구되어져 왔으며, Transition Region and Coronal Explorer (TRACE) mission은 현재 실제적으로 전이영역의 구조와 움직임에 대한 자료를 얻고 있다.
코로나
백색 빛의 코로나
코로나는 태양의 외부대기이며 태양의 개기일식동안에 볼 수 있으며 streamers, plumes, loops를 포함하는 다양한 특징을 보여준다. 이러한 특징들은 식에서 식까지 변하고 코로나의 전반적인 모습은 흑점주기에 따라 변한다. 그러나 코로나 전체의 순간순간의 변화는 이러한 코로나의 특징들에서 보인다.
코로나
코로나 방출선
코로나의 가시 스펙트럼에 대한 초기 관측은 알려진 물질에 일치하지 않는 파장의 방출선을 발견하게 되었는데, 이는 천문학자들이 코로나에서 새로운 원소기체인 코로니움의 존재를 제안하도록 하였다. 코로나는 근원에 대한 사실이 코로나의 가스가 1,000,000ºC(1,800,000ºF)보다 높은 온도로 가열되는 것이라고 밝혀질 때까지 신비로움으로 남아 있었다.
이런 높은 온도에서 수소와 헬륨은 모두 그것들의 전자를 완전히 잃어버리게 되고, 탄소, 질소, 산소와 같은 작은 원소조차도 핵까지 떨어져 나간다. 철, 칼슘과 같은 무거운 원소들은 이런 강한 열에서 몇 개의 전자를 남길 수 있는데, 이렇게 높게 이온화된 요소들은 초기 천문학자들에게는 매우 신비로웠던 방출선을 만들어 냈다. 우리는 현재 이러한 코로나 이온에 의한 방출을 제외한 모든 것을 거르고 태양을 가리는 코로나그래프에서 인공적인 식을 만들 수 있다. 이런 코로나그래프들은 코로나 방출선의 이미지를 생성하며, 이런 관측의 예들은 the National Solar Observatory's Coronal Data page에서 볼 수 있다.
엑스선 코로나
코로나는 매우 높은 온도 때문에 밝은 x-ray를 내는 반면, 온도가 낮은 광구는 x-ray를 거의 내지 않는다. 이것은 우리가 태양에서 x-ray를 관측할 때 태양의 disk를 가로지르는 코로나를 보는 것임을 알려준다. 이러한 관측을 위해 우리는 먼저 x-ray를 이미지화할 수 있는 망원경을 디자인해야 한다. 그러고 나서 지구의 대기위로 그것을 올려야 한다. 1970년대 초반 skylab 인공위성은 처음으로 코로나 구멍들과 코로나의 밝은 부분들을 파헤칠 수 있는 x-ray망원경을 장착했으며, 오늘날 우리는 태양코로나의 관측과 그것의 특징, 그리고 그것의 동적인 특성들의 새롭고 흥미진진한 내용을 얻을 수 있는 Yohkoh(SOLAR-A), SOHO, and TRACE인공위성을 갖고 있다.
최종수정일

2017년 3월 31일