태양의 특성과 태양의 핵

 

태양의 특성

지구에서 가장 가까운 행성은 태양계의 중심에 있는 태양이며 한국어로는 해라고 불립니다. 소행성, 유성, 혜성 등 지구를 비롯한 여러 행성과 천체가 태양을 중심으로 돌아가고 있습니다. 태양을 공전하는 지구는 이 외에도 스스로 24시간 1회에 한하여 서쪽에서 동쪽으로 자전하기 때문에 지구에서 태양을 관측하는 사람의 눈에서는 태양이 동쪽에서 떠올라 일정 시간 동안 서쪽을 향하여 이동하며 서쪽 아래로 지는 것처럼 보입니다. 태양을 일정한 궤도로 공전하고 있는 지구는 지구에서 바라보는 태양은 항상 일정한 궤도를 운행하는 것처럼 보이기도 합니다. 이러한 궤도를 황도라고 하며 이런 운동을 연주운동이라고 합니다.

 

태양의 현재 나이는 약 45억 6721만 년입니다. 45억 6720만 년 전에 형성되었다고 핵우주 연대학에서 발표되었습니다. 분광형은 G2V이며 비공식적으로는 노란색 별이라고 불리는데 이 이유는 태양이 지구에서 볼 때 황색으로 보이기 때문이라고 합니다. 실제는 가시광 복사가 스펙트럼상으로 초록 부분에서 가장 강렬합니다. 하지만 실제로 우주에서 보는 태양은 G형 주계열성이라서 흰색으로 보이게 됩니다. 이러한 분광형 표시에 따르면 G2는 태양의 표면에 유효한 온도가 약 5,778 켈빈임을, V는 우주 다른 대다수 별들과 마찬가지로 태양이 원자핵융합을 통하여 에너지를 생산하도록 만드는 주계열성이라는 것을 의미합니다.

천문학자들에게 태양의 의미는 상대적으로 눈에 띄지 않고 작은 별이었지만 현재는 은하의 별들 중에서 밝은 편에 속하는 행성으로 인정받고 있습니다. 우리 은하의 대부분은 어두운 적색 왜성이고 작기 때문에 이것들은 아무리 밝더라도 태양의 밝기에 10%에 불과하다고 합니다.

태양의 지름은 약 139만 2천 km로 지구에 비해서 약 109배나 더 길고 질량은 지구보다 약 33만 배 더 무겁습니다. 또한 부피는 지구보다 144배 더 크다고 합니다. 이렇듯 태양은 태양계 전체 질량의 약 99.86%를 차지할 정도로 크다고 볼 수 있습니다. 약 75%는 수소로 이루어져 있으며 25%는 대부분 헬륨으로 태양의 질량을 구성하고 있습니다. 태양의 질량 중에서 총 질량 2% 정도만 산소, 네온, 탄소, 철과 같은 무거운 원소들로 이루어져 있습니다. 태양의 뜨거운 부분은 우주 공간으로 연속적으로 쭉 뻗어 있으며 대략 100천 문 다우니 거리의 태양의 권계면까지 뻗어있는 대전된 입자의 흐름인 태양풍이 만들어집니다. 이렇게 태양계 내에서 가장 거대한 구조라고 하는 게 태양풍이 만들어 낸 성간 매질 속의 거품 구조인 태양권입니다.

 

지구에 도달한 햇빛 에너지는 지구의 날씨와 기후를 만들고 식물의 광합성을 일으켜서 대부분의 지구 생명체를 생존하게 하는 것을 가능하게 합니다. 선사시대 때는 태양에 대한 과학적이고 정확한 지식이 부족했으며 발달 속도도 느렸습니다. 19세기까지의 천문학자들은 태양의 물리적인 에너지 원천 및 조성에 대해 발견한 것이 별로 없었습니다. 현대사회에서도 태양에 대한 모든 것을 알아내지 못했으며 태양의 점과 같은 불규칙한 활동이 발생하는 원인은 아직까지도 명확하게 밝혀지지 않았습니다.

태양의 특성과 핵

태양의 핵

태양의 핵은 태양 반지름 중에서 중심에서 약 20~25퍼센트 거리 영역에 위치합니다. 핵 중심부의 밀도는 물의 150배이고 온도는 13,600,000K입니다. SOHO의 최근 분석에 의하면 핵 중심 부분은 복사층보다 빠른 속도로 자전하고 있다고 합니다. 태양 내부에서 생산되는 헬륨 중에서 2퍼센트 미만은 CNO 순환을 통해 만들어지고 일생의 대부분 기간 동안에 양성자-양성자 연쇄반응이라는 이름을 갖는 핵융합으로 에너지를 만듭니다.

핵융합을 통해서 감지 가능한 수준의 열을 만들어내는 유일한 장소인 중심핵은 태양의 중심에서 반지름 24퍼센트 지점 부근에서 융합 작용을 거의 멈춥니다. 핵에서 융합을 통하여 만들어진 에너지는 여러 층을 통과한 뒤에 광구에 도착하게 되고 햇빛이나 입자들의 운동 에너지로 형태를 바꾸어 우주로 가게 됩니다. 30퍼센트부터 최 외곽까지 나머지 부분의 중심핵과 핵의 바깥 층 부분에서 바깥으로 전달되는 에너지로 가열됩니다.

융합되는 속도가 조금씩 감소하면 중심핵은 차갑게 변하고 조금씩 모양이 변해갑니다. 그 후 융합 되는 속도는 점점 상승하며 원래의 상태로 돌아갑니다. 원래 자기 수정적 균형 상태라고 하는 중심핵에서의 융합 속도는 융합 속도가 조금씩 빨라지면 중심핵은 더욱더 뜨겁게 가열됩니다. 그래서 중심핵의 위층 무게는 약간씩 팽창하게 되고 융합 속도는 점점 감소하여 섭동 상태는 원래 모양으로 돌아가게 됩니다.