[스크랩] 지구과학-태양

[류명한]

현재 태양은 수소를 연소 과정에 있는 H-R도 상의 전형적인 주계열성이다. 태양의 구조는 크게 내부 구조와 태양 대기로 나눌 수 있다(그림).

내부 구조

태양은 중심부에서 핵융합으로 만들어진 막대한 에너지가 복사층을 통하여 전달되나 복사층 상단에 이르면 온도는 현저히 감소하여 가스가 완전히 분리된 상태로 존재할 수 없다. 그 결과 복사에 의한 에너지 전달이 어려워져 태양 표면 부근에서는 대류에 의하여 에너지가 전달되기 때문에 태양은 대류층을 갖게 된다.

약 46억년 전 태양이 형성될 때, 태양 내부는 전체가 현재의 태양 표면의 화학 조성과 동일한 성분으로 이루어져 있었다. 핵융합은 중심부인 핵에서만 일어나므로 이 곳에서는 수소의 소모가 급격히 증가한다. 태양 반경의 1/4되는 위치에서의 수소 함량은 아직도 표면과 동일하지만, 그 점에서 내부로 갈수록 수소의 함량은 급격히 감소한다. 중심핵에서는 10% 정도가 수소일 뿐이며, 초기의 총 수소 양의 5%가 이미 헬륨으로 변환되었다. 태양 에너지는 그 중심부에서 핵융합에 의하여 생성된다. 총 태양 에너지의 99%는 태양 반경의 1/4 이내에서 생성 되고 있다. 태양 내부의 주요 성질은 표 1과 같다.

표 1. 태양의 주요 수치

반 지 름	6.960×105 km
질 량	1.989×1030 kg
평균 밀도	1.409 kg/m3
중심 밀도	1.6×105 kg/m3
표면 온도	5785 oK
중심 온도	1.5×107 oK
광 도	3.9×1026 W
자전 주기(적도)	25 일
자전 주기(60도)	29 일

핵(Core)

핵은 밀도가 약 100g/㎤, 온도는 약 1.5×107^oK, 압력이 수천 억 기압에 달하는 기체 상태로 되어 있다. 이와 같은 고온·고압 상태에서는 물질은 전자가 모두 떨어져 나가고, 핵으로만 되어 있다.

이 핵들은 매우 빠른 속도로 날아다니며 서로 충돌해서 핵융합 반응을 일으킨다. 태양의 핵에서 는 4개의 수소 원자핵이 융합하여 헬륨의 원자핵으로 변환되는데, 이 때 생긴 질량 손실에 해당 하는 양의 막대한 에너지가 γ선의 형태로 방출한다.

4 ¹H₁ → 1 ⁴He₂ ＋ γ

복사층(Radiative Zone)

핵에서 방출된 γ선은 근처의 물질과 충돌하여 이 물질을 가열하는 동시에 자기의 에너지를 일부 상실하여 보다 에너지가 적은 전자파, 즉 파장이 더 긴 X선이나 자외선 등으로 변환한다. 또 일차 생성물들이 주위의 물질과 다시 충돌하여 일부 에너지를 빼앗기고 점점 더 파장이 긴 자외선, 가시광선, 적외선 등으로 변하게 된다.

이렇게 해서 태양 중심부에서 원소 변환으로 발생한 에너지는 주위의 원자에 충격을 주어 γ선, X선, 자외선, 가시광선 등의 복사에 의하여 태양 표면 근처까지 전달된다. 이러한 층을 복사층이라 한다.

대류층(Convection Zone)

표면에서 약 10만㎞ 되는 층이 대류층이다. 이 층에는 온도가 감소하여 가스가 완전히 전리된 상태로 존재할 수 없기 때문에, 에너지의 전달 방식이 달라진다.

이 층에서는 에너지를 흡수한 물질이 그 대부분을 전자파의 형태로 다시 방출하지 않고 대규모의 대류에 의하여 에너지를 전달한다. 대류층에서는 물질이 빛을 내고 있다가 보다 뜨거운 기체 덩어리가 부력에 의해 상승하고 표면에서 에너지를 방출한 다음 밑으로 가라앉는, 마치 가열되는 주전자 속의 물이 끓고 있는 것 같다.

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태양 대기

 

태양의 실질적인 대기층은 태양 표면인 광구와 채층으로 구분되며, 이들 밖에는 코로나가 멀리까지 확장되어 있다. 광구 바깥쪽에 있는 태양의 대기에서는 기체의 물리적 성질이 태양 내부와 아주 달라진다. 대기층에 있는 기체는 희박하고 거의 투명하기 때문에 보통 눈에 보이지 않는다. 광구 바로 위에 있는 대기층을 채층이라 하고 채층 바깥쪽으로 계속되는 태양의 대기층을 코로나라 한다.

태양 내부로부터 전달된 에너지는 태양 대기를 통해 외계로 방출된다. 실제 6,000^oK에 이르는 태양 표면에서는 내부와 달리 기압이 낮아 수소나 헬륨이 안정된 원소로 존재하지 못하고 핵 주위를 도는 전자가 떨어져 나와, 전하를 띠는 이온 상태가 된다. 이를 플라즈마(plasma)라 한다. 태양 대기에서는 이들 플라즈마가 대기층을 따라 다양한 형태로 방출된다(왼편 그림).

이 그림은 인공위성으로부터 가시광선과 자외선의 파장대에서 본 태양의 영상으로 방출되는 플라즈마의 밀도가 코로나(corona)에서 외부로 나가면서 감소함을 보여준다. 사진 오른쪽 상단으로 흐르는 플라즈마는 표면에서 150만km나 뻗어 있다.

광구(Photosphere)

우리 눈에 보이는 태양의 표면은 대류층 위에 위치하는 광구라 하는 아주 얇은 가스층이다. 태양에서 방출되는 복사 에너지는 대부분 이 층에서 나온다.

광구의 두께는 300~500km에 불과하나, 밀도는 하부로 갈수록 급격히 증가한다. 광구 하층부의 온도는 약 8,000 K, 반면에 그의 상층부의 온도는 약 4,500 K이다. 태양 대류의 표면인 광구에서는 에너지 방출이 쌀알 조직(백반)(granule)의 형태로 나타나는데(왼편 그림), 그들의 밝기는 고르지 못하고 그 형태도 시간에 따라 계속 변한다. 백반의 중심부에서는 가스가 상승하고 있으며, 그 자리의 어두운 부분으로 다시 하강한다. 광구 면에 나타나는 큰 어두운 무늬가 흑점인데, 그 지름은 지구의 몇 배나 되어 맨눈에도 볼 수 있다. 흑점은 광구 보다 온도가 낮아 어둡게 보인다.

채층(Chromosphere)

광구 밖으로 두께가 약 5,000km, 온도가 4,500~6,000 K에 이르는 대기층이 존재하는데 이를 채층이라 한다.

채층의 기체 밀도는 광구보다 훨씬 작아 희박한 편이다. 따라서 채층의 복사 강도는 광구보다 훨씬 약하기 때문에 정상적인 상태에서는 보이지 않는다. 그러나 개기 일식 때 달이 태양을 완전히 가리는 순간부터 수초 동안 붉은 색의 고리 모양으로 나타나는 채층을 볼 수 있다. 채층에서는 플라즈마가 에베레스트산 높이의 수천 배로 바늘 모양으로 솟아오르는데, 이를 스피큘(spicule)이라 한다.

코로나(Corona)

채층은 점진적으로 코로나(왼편 그림 확대 사진: , 23K)와 이어진다. 코로나도 개기 일식이 진행되는 동안에만 관측된다. 코로나는 태양 반지름의 수 배 되는 거리까지 뻗은 하나의 무리 (halo)처럼 보인다. 코로나는 크게 확장될 때 그 범위가 천왕성까지 이르기도 한다.

코로나의 표면 밝기는 달과 비슷하므로, 광구에 인접한 코로나를 관측하는 것은 그리 쉬운 일이 아니다. 태양 표면 온도가 6,000 K인데 비하여, 코로나의 온도는 200만 K에 이른다. 코로나 속에서 원자는 고온이기 때문에 전자와 원자핵으로 분리되어 버린다. 코로나는 태양에서 멀어짐에 따라 태양의 중력으로는 잡아 두지 못하게 되어 태양풍으로 우주로 방출된다. 코로나의 모양은 때에 따라 변하는데 그 변화는 흑점의 다소, 즉 태양 활동의 변화와 관계가 있다. .

   ---유명한과학교실