태양

태양은 우리 태양계에서 가장 큰 천체이다. 태양의 지름은 약 139만 2천 km로 지구보다 109배 크며, 질량은 2×@@NAMATH_INLINE@@10^{30}@@NAMATH_INLINE@@ kg으로 지구보다 약 33만배 무거워 태양계 전체 질량의 약 99.86%를 차지한다. 태양은 지구와 대략 1억 4960만 km(1 AU) 떨어져 있으나, 지구가 태양을 타원 궤도를 따라 공전하기 때문에 1월 근일점에 있을 때 가장 가깝고 7월 원일점에 있을 때 가장 멀다. 빛이 태양을 출발하여 지구까지 오는데 약 8분 20초가 걸린다.

태양은 지구에서 가장 가까이 있는 G2형 주계열성이다. 표면 온도는 약 5,860 K이다. 태양의 절대등급은 +4.83이고 겉보기등급은 -26.74로 아주 밝게 보인다. 밤 하늘에서 가장 밝은 시리우스보다 130억배 더 밝게 보이는 것이다. 지구에 도착한 태양복사에너지는 식물의 광합성에 이용되고 지구상 생명체의 생존에 필요한 에너지를 공급한다. 지구에 도달한 태양복사에너지의 지표면 부등가열 등은 지구의 날씨와 기후를 만든다. 최근 문제가 되고 있는 지구온난화 등 기후변화 연구에 있어서 중요한 역할을 하는 것으로 생각하는 이유이다. 실제로 몬더극소기에 해당하는 기간 동안 세계 전역에서 소빙하기가 있었다.

태양흑점으로 대표되는 태양의 자기활동은 코로나와 태양풍에 중요하다. 뿐만 아니라 우주기상 변화의 중요 요인이다. 예를 들어 코로나질량방출 등은 지구 자기장 변화를 일으켜 지자기폭풍이나 부폭풍 등을 야기한다.

태양은 전자기 복사에 대해서 불투명하기 때문에 태양 내부를 눈으로 직접 볼 수는 없다(그림 1 참조). 하지만 지진학에서 지구 내부 구조를 밝히기 위해 지진이 만든 파장을 이용하는 것과 마찬가지로 태양진동학에서는 태양 내부를 관통하는 음파를 이용하여 태양 내부 구조를 분석하고 시각화한다. 이로써 확인한 항성 구조와 진화에 대한 이론에 따르면 태양은 약 46억년 전에 탄생하였으며 앞으로 약 50억년을 주계열성 단계에서 지낸다.

태양은 중심핵에서 초당 6억 톤의 수소를 헬륨으로 바꾸는 수소핵융합반응(hydrogen thermonuclear fusion)으로 에너지를 생성한다. 이것은 매초당 @@NAMATH_INLINE@@10^{17}@@NAMATH_INLINE@@ 톤의 다이나마이트가 폭발하는 것과 같은 에너지이다. 태양 질량의 약 73%은 수소로, 약 25%는 헬륨으로 구성되어 있다. 총 질량의 2 %쯤은 산소, 탄소, 네온, 철같은 무거운 원소들로 이루어져 있다.

태양은 우리은하 중심에서 약 24,000~26,000 광년 떨어져 있다. 은하계 북극 방향에서 볼 때 시계 방향으로 약 2억 2천 5백만~2억 5천만년에 1번 공전하고 있다. 태양의 우주배경복사에 대한 속도는 컵자리 또는 사자자리 방향으로 370 km@@NAMATH_INLINE@@\,@@NAMATH_INLINE@@s^-1가 된다. 태양은 현재 우리은하 오리온 팔의 안쪽 경계를 따라서 여행하고 있다.

목차

태양은 주계열성으로 분광형은 G2V이다. 표면 온도는 약 5,860 K이다. 태양은 플라스마 상태인 유체로 이루어져 있다. 태양은 대부분 수소(전체 질량의 약 73%, 전체 부피의 92%)와 헬륨(약 24~25%의 질량, 7%의 부피), 그 밖에 철(0.2%)을 비롯하여 산소(약 1%), 탄소(약 0.3%), 네온(약 0.2%) 등으로 구성되어 있다. 항성 진화 이론에 의하면 태양은 중원소가 풍부한 항성 종족 I에 속하는 별이다.

태양은 극보다 적도에서 더 빠르게 자전한다. 자전주기는 적도에서 약 25.6일, 극에서 약 33.5일이다. 이를 차등회전이라 하는데 태양 내부에서 발생하는 대류와 질량 이동의 원인이 된다. 지구가 태양을 돌면서 태양을 바라보는 위치가 변하기 때문에 적도상에서 우리 눈에 보이는 겉보기 자전주기(synodic period)는 약 28일이다.

태양 표면의 평균 자기장 크기는 약 1 G로 지구 자기장의 약 두 배 정도이다. 그러나, 평균보다 3000배 정도 큰 자기장이 좁은 영역에 집중되기도 하는데 이렇게 자기장이 모여있는 곳은 대류에 의한 에너지 전달이 원활하지 못해 어둡게 보인다. 이 지역을 흑점이라 한다. 이런 자기장은 자기재연결(magnetic reconnection)이라는 과정으로 플레어(flare)의 형태로 에너지를 발산하거나, 코로나질량방출(corona mass ejection, CME)의 형태로 200억톤 정도의 물질을 우주로 뿜어낸다. 표면 자기장의 경우 11년을 주기로 증가와 감소를 반복하며 한 주기에서 다른 주기로 이동할 때 극성이 반대가 되기 때문에 극성까지 고려한다면 22년 주기를 이룬다고 할 수 있다. 자기장 활동이 활발하여 흑점의 수가 가장 많은 시기를 흑점극대기라고 하고 반대로 흑점의 수가 가장 적은 시기를 흑점극소기라고 한다. 흑점은 닫힌 자기력선 구조를 갖지만 열린 자기장 구조를 갖는 코로나질량방출 등에 의해 태양 자기장이 태양권으로 퍼져나간다. 태양의 자전 때문에 행성간 공간(interplanetary magnetic space)을 퍼져 나가는 자기력선이 나선 모양 구조를 이룬다. 이를 파커의 나선(Parker's spiral)이라고 한다.

그림 1. 태양의 구조(출처: )

그림 2. 양성자-양성자 연쇄 반응(출처: )

그림 3. CNO-순환(출처: )

태양 내부는 그 성질이 명백히 구별되는 몇 개의 층으로 나뉘어 있다. 태양 핵은 태양 반지름으로 따지면 중심에서 약 20%에서 25 % 거리의 영역이다. 중심부의 밀도는 물의 150배이며 온도는 약 15,700,000K이다. 태양진동학적 분석에 따르면 중심핵 부분은 그 위에 위치한 복사층보다 빠르게 자전하고 있다. 태양은 일생 대부분의 기간동안 양성자-양성자연쇄반응(proton-proton chain)이라는 이름의 수소 핵융합 반응으로 에너지를 생성한다(그림 2 참조). 이 과정으로 수소가 헬륨으로 변환된다. 태양 내부에서 생산된 헬륨 중 2 % 미만이 CNO순환(CNO cycle)으로 만들어진다(그림 3 참조). 중심핵은 핵융합으로 에너지를 만드는 유일한 장소이다. 태양 중심에서 반지름 24 % 지점까지 태양 에너지의 99 %가 생산되고 반지름 30% 지점에서 핵융합 작용은 거의 완전히 멈춘다. 중심핵에서 융합으로 생산되는 단위 부피당 에너지 효율은 276.5 @@NAMATH_INLINE@@W/m^3 @@NAMATH_INLINE@@이다. 이 정도의 효율은 우리가 생각하는 것처럼 수소 폭탄에 해당하는 값이 아니고 도마뱀의 신진 대사량에 해당하는 매우 작은일률이다.

태양 반지름의 25%에서 70 % 에 해당되는 층에서 태양 내부 물질은 온도가 매우 높고 밀도가 큰 상태로 압축되어 있다. 복사층 하단에서 최상층으로 올라가면서 온도는 700만 K에서 200만 K까지 내려가고 밀도는 20 @@NAMATH_INLINE@@g/cm^3@@NAMATH_INLINE@@에서 0.2 @@NAMATH_INLINE@@g/cm^3@@NAMATH_INLINE@@로 떨어진다. 이러한 조건은 열적 대류는 전혀 일어나지 않는 반면 중심핵의 뜨거운 열을 바깥으로 전달하는 열 복사가 일어나는 환경이라고 할 수 있다. 이는 온도 감률이 단열감률(adiabatic lapse rate) 값보다 작기 때문이다.

표면에서부터 20만 km 깊이(즉, 태양 반지름의 70 % 지점)에 이르는 태양 바깥층에서는 밀도가 낮아지고 온도가 내려가 내부 열에너지를 복사로 밖으로 전달하지 못하게 된다. 반면 대류가 일어날 조건이 만족되기 때문에 상승류가 뜨거운 물질을 태양의 표면까지 올려보내는 열적 대류가 발생한다. 이동한 물질이 표면에서 열을 발산하고 식으면 물질은 다시 대류층 바닥으로 가라앉고, 복사층 상층부에서 열을 재공급받는 과정이 반복된다. 이곳을 대류층이라고 부르는데 대류층에서 일어나는 상승류가 태양 표면에 쌀알무늬(granule)와 초대형 쌀알 무늬(supergranule)를 형성한다. 대류층의 맨 꼭대기 층의 밀도는 0.2 @@NAMATH_INLINE@@g/cm^3@@NAMATH_INLINE@@ 정도인데 이는 지구에서 1기압일 때 공기 밀도의 1/6000 정도에 불과한 값이다.

복사층과 대류층 사이에 타코클라인(tachocline)이라고 불리는 전이층이 있다. 이 지역은 복사층의 단일 회전과 대류층 차등 회전 사이에 미묘한 주도권 교체가 일어나는 곳이다. 수평층이 주변에 있는 다른 수평층으로 계속해서 미끄러져 들어가는 곳이다. 이 유체 운동은 복사층 바로 위 대류층에서 일어나는데, 대류층 하단부일수록 그 움직이는 정도가 줄어들면서 대류층 최하단부에서는 복사층의 성질과 비슷해진다. 다이나모 작용에 의해 태양의 자기장이 만들어지는 곳이라고 생각되는 지역이다.

그림 4. 백색광으로 촬영된 태양 모습. 중심에서 밖으로 갈수록 어둡게 보이는 주연 감광현상을 볼 수 있다.(출처: )

광구는 우리 눈이 보는 태양 표면이다(그림 4 참조). 하지만 고체의 표면과는 다른 개념이며 단순히 태양이 가시광선에 대해 불투명해지는 층에 해당한다고 봐야 한다. 즉, 광구보다 아래 층은 불투명도가 높아 볼 수 없고, 광구보다 높은 곳에서는 빛이 우주로 자유롭게 뻗어 나간다. 불투명도가 변하는 이유는 가시광선을 쉽게 흡수하는 @@NAMATH_INLINE@@H^-@@NAMATH_INLINE@@ 이온의 양이 줄어들기 때문이다. 반대로 우리 눈에 보이는 가시광선은 전자가 수소 원자와 반응하여 @@NAMATH_INLINE@@H^-@@NAMATH_INLINE@@ 이온을 만들어 낸 결과이다. 광구 상층부는 하단보다 온도가 낮기 때문에 태양 그림에서 원반 중심부보다 가장자리(테두리)가 더 어두워 보이는데 이를 주연감광(limb darkening)이라고 한다.

그림 5. 태양 상부 대기층의 온도 분포.(출처:한국천문학회)

광구보다 고도가 높은 곳은 대기의 온도 혹은 밀도에 따라 크게 온도최저영역(temperature minimum region ), 채층(chromosphere), 천이영역(transition region), 코로나(corona), 태양권(heliosphere)으로 나눌 수 있다(그림 5 참조). 태양에서 가장 차가운 층은 광구 위 약 500 km 지점으로 그 온도는 약 4100 K이다. 극저온층 위 2000 km에 걸쳐 방출선과 흡수선들이 강하게 나타나는 부분을 채층이라고 부른다. 채층과 코로나 층에서 스피큘과 홍염을 관측할 수 있다. 채층 위로 약 200km 두께의 천이영역이 있는데, 천이영역 최하단에서 상단까지 온도는 2만 K에서 100만 K까지 급격히 치솟는다. 이 급격한 온도 상승의 원인은 천이영역 내에서 헬륨이 완전히 전리되어 플라스마의 복사 냉각을 크게 떨어뜨리기 때문이다. 코로나는 태양에서 확장되어 나온 최외곽 대기로 태양 본체보다 부피면에서 훨씬 더 크다. 코로나는 연속적으로 우주 공간으로 확장되어 태양풍을 형성하며 이는 태양계 전체를 채우고 있다. 태양 표면에서 매우 가까운 저층 코로나의 입자 밀도는 약 @@NAMATH_INLINE@@10^{15}@@NAMATH_INLINE@@ ~ @@NAMATH_INLINE@@10^{16}@@NAMATH_INLINE@@ @@NAMATH_INLINE@@m^{-3}@@NAMATH_INLINE@@이다. 코로나와 태양풍의 평균 온도는 약 1,000,000에서 2,000,000 K이지만, 가장 뜨거운 영역의 온도는 8,000,000 ~ 20,000,000 K이다.

태양 내부의 밀도는 상당히 높아서 핵에서 만들어진 광자가 태양 표면까지 닿는 데에는 오랜 시간이 걸린다. 흡수와 재방출을 거듭해 표면에 나오는데 광자는 한번에 겨우 수 mm정도를 이동한다. 한편 중성미자들도 핵에서 일어난 핵융합 반응으로 방출되나 광자와는 달리 중성미자들은 물질과 거의 상호 반응하지 않아 태양을 즉시 떠날 수 있다. 중성미자가 이런 성질을 갖고 있기 때문에 1960년대부터 태양 중심의 바로 현재 성질을 갖고 있는 중성미자를 관측하려는 노력이 계속 시도되어 왔다.

그런데 관측된 태양 중성미자의 개수는 예상치 1/3 정도에 불과했다. 태양의 표준모형이 잘못되었을 가능성을 조사하였으나 이미 태양 표준 모형은 태양진동학의 검증을 거친 것이었다. 태양 중성미자의 관측치가 불일치하는 것을 태양중성미자문제(solar neutrino problem)라고 한다. 최근 중성미자 진동효과(neutrino oscillation)를 발견함으로써 이 불일치에 대한 의문이 해결되었다. 태양은 이론상 예측된 양과 같은 중성미자를 방출하나 중성미자 감지기들이 방출량의 2/3를 놓쳤으며 이는 중성미자들이 맛깔(flavor)을 바꾸어 놓았기 때문이라는 설명이다. 태양 중성미자를 연구한 데이비스와 코시바(Masatoshi Koshiba)가 2002년에, 카지타(Tajaki Kajita)와 맥도날드(Arthur McDonald)가 2015년에 입자 물리학의 표준 모형의 발전에 기여한 공로를 인정받아 노벨 물리학상을 받았다.

태양을 관측하는 태양 망원경은 일반적인 천체 망원경과 달리 확대 기능을 위해 촛점거리가 긴 경우가 많다. 한편 태양 망원경은 낮에 이용되기 때문에 지열에 의한 대류 때문에 시상이 나쁜 경우가 많다. 이를 해결하기 위해 태양 망원경은 보통 높은 탑 위에 지어지거나 호수에 지어지기도 한다. 경통인 긴 망원경인 경우 경통 내부의 대류를 줄이기 위해 경통을 진공으로 만들어거나 헬륨 기체를 채우기도 한다. 특별한 경우로는 코로나 관측을 위해 태양 광구를 가릴 수 있는 코로나그래프(coronagraph)를 장착한 경우도 있다.

전통적인 대표적인 태양 망원경으로는 1924년부터 태양의 분광선을 관측한 아인슈타인 타워(Einstein Tower), 맥베스-피어스 망원경(McMath-Pierce Solar Telescope), 스웨덴 진공 태양 망원경(Swedish Vacuum Solar Telescope ) 등이 있고, 최근에 지어진 태양 망원경으로는 유럽 태양 망원경(European Solar Telescope)과 하와이에 설치된 다니엘 이노우에 태양망원경(Daniel K. Inouye Solar Telescope,DKIST - 전에는 진보된 기술의 태양 망원경(Advanced Technology Solar Telescope)이라고 불렀다) 등이 있다.

그림 6. 요코 위성이 엑스선 영역에서 촬영한 코로나(출처: )

그림 7. SDO가 다양한 파장으로 촬영한 태양의 모습(출처: )

태양을 관측하기 위한 첫 번째 우주 탐사선은 나사의 파이오니어 5, 6, 7, 8, 9호였다. 파이오니어 9호는 특별히 1983년까지 10년 이상 관측 자료를 전송하기도 하였다. 이 외에도 행성 탐사선들이 태양 관측을 시도했다. 1980년 태양극대임무위성(Solar Maximum Mission, SMM)이 발사되어 태양 극대기 때 고에너지 광자를 관측하였다. 1991년 일본의 요꼬(Yohkoh) 위성이 엑스선 영역에서 태양을 관측하여 태양에 대한 우리의 이해를 한층 끌어 올렸다(그림 6 참조). 미국과 유럽의 합작품인 소호(Solar and Heliospheric Observatory, SOHO)가 1995년에 발사되어 태양진동학적 관측까지 수행하고 있으며 2007년에 발사된 일본 히노데(Hinode)위성과 2010년에 발사된 태양동역학관측소(Solar Dynamics Observatory, SDO)가 후속 관측을 잇고 있다(그림 7 참조). 쌍둥이 위성인 스테레오(Solar Terrestrial Relations Observatory, STEREO)가 2006년에 발사되어 태양을 입체적으로 감시하고 있으며 코로나질량방출 등의 현상을 연구하고 있다.

동아시아에서는 태양을 큰 양의 기운이 모인 것으로 보아 태양이라 불렀다. 태양은 임금을 상징하였으며, 흑점이나 일식은 좋지 않은 조짐으로 여겨졌다. 한국에서는 삼국시대 이후로 이러한 태양과 관련된 변화를 관측하고 예측하기 위한 관리를 두었다. 고구려에서는 태양신에 해마다 제사를 지냈다. 우리나라 외에도 고대 문화에서 태양신을 기념하였으며 특정 시기의 태양 위치를 표시하는 스톤헨지 같은 거석 문화를 남기기도 했다. 이집트 신화에서 파라오는 태양신 라(Ra)의 아들로 여겨졌고, 고대 이집트 사회에서 태양은 매우 신성시된 존재였다. 잉카 문명과 아즈텍 문명에서도 태양을 숭배하였다. 그리스와 로마에서도 태양은 숭배의 대상이었다.