태양 - 인간은 얼마나 알고 있을까?

태양은 은하계(은하수 은하)의 항성 중 하나입니다. 지구를 포함한 태양계의 물리적 중심이며, 태양계 전체 질량의 99.8%를 차지하며, 태양계의 모든 천체에 중력의 영향을 미칩니다. 

태양은 속한 은하계에서 흔한 주계열성 중 하나이며, 스펙트럼형은 G2V(황금색)입니다. 추정 나이는 약 46억 년으로 중심부에 존재하는 수송의 50% 정도를 열핵융합으로 사용하여 주계열성으로 존재할 수 있는 기간의 절반을 경과한 것으로 여겨지고 있습니다. 또한, 내부 상태에 대해서는 미해명된 부분이 많아 후술 할 '표준 태양 모델'에 의해 규명되고 있는 실정입니다. 또한, 태양이 태양계의 중심 항성이기 때문에 임의의 행성계의 중심 항성을 은유적으로 '태양'이라고 부르기로 합니다.

개요 및 위치

태양의 반지름은 약 70만㎞, 지름은 약 140만㎞로 지구 지름의 약 109뱅 달하고 질량은 약 1.989 × 1030㎏으로 지구의 약 33.3만 배에 육박하며, 태양계 전체 질량의 99.86%를 차지합니다. 평균 밀도는 물의 1.4배이며, 지구의 5.5배에 비해 약 1/4에 해당합니다.

태양이 속한 은하계에서는 중심에서 태양까지의 거리가 약 2만 5천 광년이며, 오리온 팔에 위치하며 지구에서 태양까지의 평균 거리는 약 1억 4960만㎞(약 8광분 19광초)입니다. 이 평균 거리는 지구-태양 간 거리의 시간 평균으로 생각해도 좋고, 지구의 궤도 길이 반경으로 생각해도 무방합니다. 

태양의 수치를 단위로 사용하는 경우, 그것들은 태양을 나타내는 기호⊙를 붙여서 나타냅니다. 예를 들어 태양 질량이라면 M⊙, 태양 광도라면 L⊙으로 표시합니다. 시간의 기준도 현재는 원자시계로 결정되는 1초를 기준으로 하고 있지만, 과거에는 지구의 자전과 공전, 인간의 관점에서 보면 일출과 일몰, 계절의 한 바퀴를 기준으로 '일'과 '년'을 결정하는 태양력-태음태양력을 사용했습니다.

 

구조

태양은 거의 완전한 구체이며, 평탄도는 0.01% 이하입니다. 태양은 지구형 행성이나 위성 등과 달리 뚜렷한 표면이 존재하지 않습니다.

태양은 중심핵(태양핵), 복사층, 대류층, 광고, 채색층, 전이층, 코로나로 구성되어 있고 이 중 광구를 편의상 태양의 표면으로 간주합니다. 또한 그보다 안쪽을 광학적으로 관측할 수단이 없습니다. 태양 반경을 태양 중심에서 광구까지의 거리로 정의합니다. 광구에는 주변보다 온도가 낮은 태양 흑점이나 주변의 밝은 부분이 플라쥬라고 불리는 영역이 존재하는 경구가 많습니다. 광구보다 상층의 빛이 잘 투과되는 부분을 태양 대기라고 합니다. 플라즈마화 된 태양 대기 상층부는 태양의 중력에 의한 구속을 받기 어렵습니다. 이 때문에 행성 간 공간으로 누출되어 해왕성 궤도까지 도달합니다. 이를 태양풍이라고 부르며, 오로라의 원인이 되기도 합니다.

태양은 광구보다 내부가 전자파에 대해 불투명하기 때문에 내부를 전자파로 직접 볼 수 없습니다. 태양 내부에 대한 지식은 태양의 크기, 질량, 총복사량, 표면조성-표면진동 등의 관측자료를 바탕으로 한 이론해석을 통해 얻을 수밖에 없는 것이 현실입니다. 이론해석에서는 태양 내부의 불투명도와 열핵융합 반응을 양자역학으로 추정하고, 관측 데이터에 의한 제한을 경계조건으로 하여 수치해석을 수행합니다. 따라서 태양 중심부의 온도, 밀도 등은 이러한 분석을 통해 얻어진 수치이면서 동시에 추정치이기도 합니다.

 

중심핵

태양의 중심에는 반경 10만 킬로미터의 핵(중심핵)이 있으며, 이는 태양 반경의 약 20%에 해당합니다. 밀도가 156g/㎝3(물의 약 156배)이며, 이 때문에 태양 전체의 2% 정도의 부피안에 약 50%의 질량이 담겨 있습니다. 그 환경은 2500억 기압, 온도가 1500K에 달하기 때문에 물질은 고체나 액체가 아닌 이상 기체적 성질을 가지며, 결합이 상대적을 낮은 양자론적 퇴화된 플라즈마(이온화된 기체) 상태에 있습니다.

태양이 발산하는 빛의 에너지는 이 중심핵에서 만들어집니다. 여기에 열핵융합을 통해 물질에서 에너지를 뽑아내는 열핵융합 반응이 일어나 수소가 헬륨으로 변환되고 있는데, 초당  약 3.6×1038개의 양성자(수소 원자핵)가 헬륨 원자핵으로 바뀌고 있으며, 이로 인해 초당 430만 톤의 질량이 3.8 × 1026J의 에너지로 변환되고 있습니다. 이 에너지의 대부분은 감마선으로 바뀌고 일부는 뉴트리노로 바뀝니다. 감마선은 주변 플라즈마와 충돌, 흡수, 굴절, 재방사 등의 상호작용을 일으키면서 점차 '온화한' 전자기파로 변환되어 수십만 년에 걸쳐 태양 표면까지 도달하여 우주공간으로 방출되는 한편 뉴트리노는 물질과의 반응률이 매우 낮기 때문에 태양 내부에서 물질과 상호작용하지 않고 우주 공간으로 방출됩니다. 따라서 태양 뉴트리노의 관측은 현재 태양 중심부의 열핵융합 반응을 알 수 있는 효과적인 수단이 되고 있습니다.

 

방사층

태양 반경의 0.2배에서 0.7배까지 중심핵을 40만㎞ 두께로 덮고 있는 층에서는 물질의 불투명도가 복사에 의한 열 수송을 방해할 정도로 크지 않습니다. 따라서 이 영역에서는 대류가 일어나지 않고 복사에 의한 열 수송을 통해 중심핵에서 발생한 에너지가 바깥쪽으로 운반됩니다. 방사층을 에너지가 통과하는 데는 오랜 시간이 걸리며, 최근 연구에 따르면 약 17만 년이 필요하다고 합니다.

 

대류층

0.7 태양 반경에서 1 태양 반경까지, 두께 20만㎞의 층에서는 베나르 대류 현상으로 에너지가 외측으로 전달됩니다. 여기서는 미량 이온으로 인해 불투명도가 높아져 복사에 의한 에너지 수송보다 효율이 높은 대류에 의한 열전도를 합니다.

 

광구

광구는 가시광선을 방출하는 태양의 겉보기 가장자리를 형성하는 층입니다. 광구 아래층에서는 밀도가 급상승해 전자기파에 불투명해지고, 위층에서는 햇빛이 산란되지 않고 우주 공간을 직진하기 때문에 이렇게 보이는 것입니다. 두께가 약 300-600㎞로 얇고 광구 표면에서 방출되는 태양광의 스펙트럼은 약 5800K의 흑체복사에 가깝고, 여기에 태양 대기의 물질에 의한 약 600개의 흡수선이 다수 존재합니다. 상대적으로 온도가 낮기 때문에 수소는 원자 상태가 되고, 여기에 전자가 부착된 음이온이 되고 이것이 대류층에서 에너지를 흡수해 가시광선을 포함한 빛을 방사합니다.

광구표면에는 태양 대기 가스의 대류 운동이 일으키는 소용돌이가 만들어내는 입상반점, 초입상반점과 흔히 흑점이라고 불리는 어두운 반점상이나 백색반점이라는 밝은 무늬를 관찰할 수 있습니다. 흑점 부분의 온도는 약 400K, 중심부의 온도는 약 3200K로 상대적으로 낮기 때문에 검게 보입니다. 또한 스펙트럼 분석을 통해 이 흑점 부분에는 물 분자가 관찰되었습니다.

 

채색층

광고 표면 위에는 약 2,000㎞ 두께의 밀도가 낮고 온도가 약 7000-10000K인 플라즈마 대기층이 있으며, 이 층에서 나오는 빛에는 다양한 광선이나 흡수선이 나타납니다. 이 영역을 채색층이라고 합니다. 개기일식의 시작과 끝에는 붉은 채색층을 볼 수 있습니다. 이 채색층에서 다양한 활발한 태양 활동을 관찰할 수 있습니다.

 

코로나

채색층의 바깥쪽에는 코로나라고 불리는 약 200만K의 플라즈마 대기층이 있으며, 태양 반경의 10배 이상의 거리까지 퍼져 있습니다. 채색층과 코로나 사이에는 전이층이라는 얇은 층이 있는데, 이를 경계로 온도와 밀도가 급격하게 변하는데 애 코로나가 태양 표면보다 온도가 높은지는 밝혀지지 않았습니다. 

코로나 영역에선는 X선이 관측되지 않는 영역이 발생할 수 있습니다. 이를 '코로나 홀'이라고 하는데, 자력선이 우주공간을 향해 열려 있는 부분으로, 코로나 가스가 희박해 태양풍을 발생시키는 원인 중 하나입니다.

 

태양자기장

태양은 고유 자기장을 가지고 있지만 그 양상은 지구 자기장과 크게 다르지 않습니다. 자력선은 태양풍에 의해 방사형으로 퍼져나가며, 자전의 영향을 받아 나선형으로 전개됩니다. 우주 공간의 일반 자기장은 1 가우스에 못 미치지만 흑점 부분에서는 수천 가우스에 달할 정도로 강도가 다양합니다. 태양 부근의 강한 자기장이 플라즈마를 구속할 때 X선이 발생합니다. 이러한 자기장은 지구와 마찬가지로 아이나모 효과에 의한 것으로 생각되지만 차동 회전의 영향으로 단순한 쌍극자장이 아닌 위도에 따라 생겨 결국 수평 방향의 토로이드 자기장을 만드나 자력선은 서로 반발하기 때문에 부풀어 오르거나 루프  등이 생겨 흑점을 만드는 원인이 됩니다. 여기에 코리올리의 함이 영향을 미치면 자력선의 연결과 꼬임이 생겨 수평방향의 전류가 유도되고, 자기장은 NS극이 역전된 위도 방향의 플로이달 자기장이 되어 상하가 반대인 쌍극자장을 되돌아갑니다. 이 변동은 11년을 주기로 발생하는데, 이를 태양주기라고 합니다.

 

표면 현상

태양 플레어는 흑점 위의 코로나 부분 주변에서 수분에서 수십 분 동안 발생하는 강력한 폭발 현상으로, 높이 1-10만 킬로미터의 플레어 리본이라는 밝은 띠 모양의 빛과 강한 X선을 내뿜으며 10×1022-10×1025줄의 높은 에너지 입자가 우주 공간으로 방출됩니다. 홍염은 흑점 형성에 관여하는 자력선관에 축척된 2000-3000K의 고온 플라즈마를 견지지 못하고 밑부분이 파괴되는 현상으로, 이 역시 고에너지 입자의 방출을 동반합니다.

 

태양풍

코로나 내부에서 플라즈마 가스 압력이 높아져 태양의 인력을 초과하는 상태가 되면 우주 공간으로 분출되는 현상이 발생합니다. 이를 태양풍이라고 하는데, 1951년 독일의 루드비히 비어만이 혜성의 꼬리가 태양의 압력 외에 다른 힘을 받고 있다는 점에서 예측했고, 1962년 마리너 2호의 관측으로 입증되었습니다. 이 태양풍이 지구 자기자의 남북 극지방에 도달하면 오로라가 발생합니다.

 

태양에 고리는 존재하는가?

1966년 11월 12일에 관측된 일식 때 미국의 과학자들이 적외선 관측을 통해 태양에서 약 300만㎞ 떨어진 지점에서 수㎛ 정도의 미세한 먼지가 고리 모양으로 퍼져 있는 것을 발견했지만 1993년 11월 13일 인도네시아에서 관측된 이후 고리는 더 이상 보이지 않아 향후 지속적인 연구가 필요하다 합니다.