태양 1

태양은 태양계의 중심에 있으면서 지구에서 제일 가까운 항성으로 알려져 있다. 여러 행성, 소행성 등의 천체가 태양을 중심으로 돌고 우리가 사는 지구 역시 태양을 일정한 궤도로 공전하고 있다. 그 공전 때문에 지구에서 태양을 바라볼 때는 항상 태양이 같은 궤도를 운행하는 것처럼 보이기도 한다. 이러한 현상을 황도라고 하고 이 운동을 연주운동이라고 말한다.

-황도 : 지구에서 볼 때 태양이 하늘을 1년 단위로 이동하는 경로

지구는 태양을 공전하는 거 말고도 24시간을 기준으로 한 번 서쪽에서 동쪽으로 자전하기 때문에 우리가 볼 때는 태양이 항상 동쪽에서 떠오르고 서쪽으로 지는 것처럼 보이는 까닭도 이 이유이다.



태양의 나이는 현재 대략 45억 6721만년으로 알려져 있는데 핵우주 연대학을 토대로 보았을 대엔 45억 6720만년 전에 형성됐다고 알려져 있다.

분광형은 G2V이며 지구에서 볼 때 태양이 황색으로 보이기 때문에 비공식적으로 노란색의 별로 불린다. 하지만 실제 우주에서 태양을 보게 되면 G형 주계열성이라 흰색으로 보인다. 여기서 주계열성이라고 함은 천문학에서 다루는 용어로 항성의 색 등급 도상에 연속적으로 나타나는 별마다의 독특한 띠를 말하는 것으로 매우 복잡하다.
태양은 중심핵에서 초당 4억 3천만에서 6억톤에 이르는 수소를 태우며 천문학자들에게 한땐 작고 눈에 띄지 않는 별이었다. 그러나 이제는 우리 은하 별들 중에서 가장 밝은 별 축에 드는 존재로 인정받고 있다.

우리 은하 별 대부분은 작고 어두운 적색 왜성이라 아무리 밝더라도 태양 밝기 10퍼센트에 불과하다고 한다.



태양의 지름은 약 139만 2천 km로 알려져 있고 이는 지구보다 109배 가까이 크며 질량은 지구의 약 33만 배 무겁고 그 부피도 144만 배라고 알려져 있다.

태양의 질량은 4분의 3은 수소, 나머지 1은 헬륨이다. 총질량의 2퍼센트 미만이 산소, 탄소, 네온, 철 같은 무거운 원소로 이루어져 있으며 태양에서 내뿜어지는 뜨거운 코로나는 우주 공간에 뻗어 있고 대전 된 입자의 흐름인 태양풍이 만들어진다고 한다.



태양풍이란 태양의 상부 대기층에서 전하입자(플라스마)가 방출되는 흐름을 가리키고 태양 외 항성에 이러한 입자 흐름은 항성품이라고 따로 표기해 부른다.

태양풍은 높은 열에너지로 태양의 중력을 나올 수 있는 100 eV 정도의 전자와 1 keV의 양성자로 구성되어 빠른 속력을 낼 수 있기 때문에 태양풍이 지구나 다른 행성들의 자기권과 부딪히면 뱃머리 충격파가 발생한다고 한다.

태양풍이 만든 성간 매질 속에 거품 구조로 되어있는 태양권은 태양계 내에서 가장 거대하다. 태양은 백색광을 내고 있지만 지구에서 볼 때 파란색 빛이 일으키는 대기 산란으로 인해 노란색으로 보이는 현상이 나타난다.



태양은 지구와 대략 1억 4960만 km 떨어져 있지만 지구가 매년 1월에 근일점에 도달해서 가장 가까워지고 7월에는 원일점에 도달해 가장 멀어지는 현상이 생긴다. 빛이 만약 태양에서 출발하여 대략 1억 4960만 km를 지나 우리가 사는 지구까지 오는 데 걸리는 시간은 대략 8분 19초라고 한다.



태양의 표면에는 수소와 헬륨 또 철, 니켈, 산소, 규소 등으로 구성되어있고 플라스마가 뭉쳐져 있는 상태로 존재하기 때문에 고체처럼 딱딱한 형태가 아니다. 태양은 암석 행성과는 달리 바깥 경계가 명확하지 않고 가스층 밀도는 중심에서 멀어질수록 낮아진다. 하지만 그 내부의 성질이 명백히 구별되는 층으로 나뉘어 있고 반지름은 중심부에서 바깥면까지 측정하며 최외곽층은 가스 온도가 낮아 많은 양의 빛을 복사할 수 없는 곳이라 태양의 표면은 맨눈으로 보이는 곳만을 말하기도 한다.



태양의 내부는 직접 볼 수 없고 그렇기 때문에 태양의 전자기 복사에 대해서도 불투명하다. 지진학에서는 지구 내부를 밝히기 위해 지진이 만든 파장을 이용했던 것과 비슷하게 성진학에서는 태양을 관통할 수 있는 초저주파음을 이용해서 내부 구조를 분석하거나 시각화할 수 있다.



태양핵은 태양 반지름 중심에서 약 20~25% 거리 영역에 있으며 중심부 밀도는 물의 150배, 온도는 13,600,000K라고 한다. 최근 SOHO에서는 태양의 중심핵 부분은 그 위 복사층보다 더 빠르게 자전한다고 한다. 태양은 대부분의 일생 기간 동안 핵융합으로 에너지를 만드는데 이 과정에서 수소가 헬륨으로 변환된다. 

중심핵은 핵융합을 통해서 감지가 가능한 수준 열을 만드는 유일한 곳이다. 중심에서 반지름 24% 지점까지 에너지의 99%가 생산되며 30% 지점에서 융합 작용은 거의 없어진다고 생각하면 된다. 



복사층은 태양 반지름 0.25~0.7배에 해당하는 층에서 내부 물질은 뜨겁고 농밀해지며 중심핵의 뜨거운 열을 밖으로 내보내는 열복사가 일어나기 좋은 환경이 갖춰진다. 여기에서 열적 대류는 전혀 일어나지 않지만 내부 물질은 위로 올라갈수록 냉각된다.

복사층과 대류층 사이에는 타코클라인으로 불리는 전이층이 존재하는데 전이층은 대류층의 단일 회전과 차등 회전 사이에 미세하게 주도권 교체가 일어나서 연속적으로 수평층이 다른 층의 사이로 들어가는 곳이며 복사층 위 대류층에서 일어난다. 대류층 상부에서 하부로 이동하게 될수록 움직이는 정도가 줄고 최하단부에선 멈추는 상태가 되어 복사층과 비슷한 성질을 갖게 된다.

복사층에서 자기적 다이너모가 태양 자기장을 만들어 내는 가설이 여기에 정립되어있다고 보면 된다.



대류층은 표면에서 20만 킬로미터 깊은 곳에 다다르는 바깥층에서 플라스마는 밀도가 낮아지고 온도가 내려가며 내부 열에너지 복사를 통해 밖으로 전달하지 못하게 만든다. 이 현상은 상승류가 뜨거운 물질을 표면까지 올려보내는 열적 대류가 발생하게 되며 물질이 표면에서 식으면 바닥으로 가라앉게 되고 상층부에서 열을 받는다.