태양

태양
	; 자외선 영역에서 찍은 사진.
세부 정보
질량	약 2×1030 kg(약 200양 kg)
반지름	반경 약 696Mm

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태양(太陽)은 태양계 중심에 있는 항성이다.

지구에서 가장 가까운 항성이며, 인류를 포함한 지구 생명체 대부분에게 가장 중요한 에너지 공급원이다. 태양계 질량 99.9%를 차지하는 크고 아름다운 사이즈와 질량을 자랑한다.

구조[편집 | 원본 편집]

태양의 표면온도는 5778K이며, 분광형 G2인 주계열성이다. 태양은 우주의 별들 중 질량상으로 1%안에 드는 엘리트 별이다. 우주의 90%에 해당하는 별 대부분은 적색왜성이다. 중원소 함유량은 태양 전체 질량 1.69%로 중원소가 풍부한 종족 I의 항성이며 3세대 항성에 속한다.

수소와 헬륨으로 구성되어 있으며, 핵융합 반응으로 특수 상대성 이론에 따라 에너지를 뿜어내며, 이 과정에서 나오는 에너지의 양은 3.846×10²⁶ W에 달한다! 덤으로 이 과정에서 발생하는 외부로 나가는 압력이 태양의 중력과 평형 상태를 이루어 그 크기와 모양을 유지한다.

중심핵[편집 | 원본 편집]

핵융합 반응이 일어나는 곳. 온도는 가장 최고 중심부가 1.36×10⁷K의 고온이며, 압력 4000억 기압으로 굉장하다. 깊이 55만 km에서 69만 6천km에 있으며 온도는 800만~1360만 K에 이르며 여기에서 98.5%의 에너지를 생산한다. 태양이 수소 핵융합을 통해 에너지를 생산하는 곳이다.

밀도는 20~162g/cm3에 이른다.

복사층[편집 | 원본 편집]

핵과 대류층 사이에 자리잡은 구간. 에너지가 복사를 통해 외부로 전달된다. 깊이 20만 km에서 55만 km에 자리잡고 있으며 온도는 200만 K~800만 K에 이른다. 복사층도 하부와 중부 상부로 나누어진다.

복사층 하부는 깊이 47만 km에서 55만 km에 자리잡고 있으며 온도는 500만~800만 K이나 된다. 밀도도 5~20g/cm3나 되므로 아주 미세하게나마 핵융합이 조금이나마 일어나는데 태양 전체에서 일어나는 핵융합의 1.5%를 담당하고 있다. 온도가 낮고 밀도도 매우 낮기 때문에 핵융합은 매우 낮은 비율로 일어나며 핵융합 에너지를 복사형태로 옮기고 있다.

복사층 중부는 깊이 35만 km에서 47만 km에 자리잡고 있으며 더이상 핵융합은 일어나지 않는다. 온도는 250만~500만 K이나 된다. 물론 깊이 43만 km까지는 온도가 400만 K이 넘기 때문에 아주 미세하게 초저질량 적색왜성에서나 일어나는 아주 미세한 핵반응은 일어나지만 무시해도 되는 수준이다. 밀도는 1.4~5g/cm3에 이르므로 핵융합 에너지를 복사 형태로 옮기고 잇다.

복사층 상부는 깊이 20만 km에서 35만 km이며, 밀도는 0.2~1.4g/cm3이며, 온도는 160만~250만 K이나 된다. 중심핵에서 생성된 에너지가 여기까지 오는데 평균 17만 년이 소요된다.

대류층[편집 | 원본 편집]

불투명해져서 더이상 관측되지 않는 태양 표면 약 100m 깊이부터 20만 km 깊이까지이며 밀도는 0.2~0.0000002g/cm3이다. 밀도가 낮기 때문에 여기서는 광자가 지나오는데 1천년이면 충분하다. 에너지가 대류를 통해 외부로 전달되며 온도는 6000~160만 K이다.

광구[편집 | 원본 편집]

표면으로, 우리에게 직접 보이는 부분. 흡수 스펙트럼 분석으로 헬륨이 처음으로 관측된 부분이다. 중심핵에서 생성된 에너지가 태양 표면까지 도달하는데는 평균 17만 1천년이 걸린다. 표면 온도는 5778K이며, 흑점이 있는 부분은 4000K이다.

밀도는 0.0000002g에 불과해 지구 대기 6500분의 1에 불과한 밀도값을 가지고 있다.

대기[편집 | 원본 편집]

넓게는 코로나 부분까지 펼쳐져 있다. 태양 표면부터 고도 600만 km까지 펼쳐져 있으며, 온도는 4000K~2000만 K에 이른다.

코로나는 태양 자기장의 영향으로 가열되어 온도가 200만 K 이상 올라가는데 어떤 것은 2000만 K 이상 올라가 태양 중심핵보다 더 뜨겁게 올라간다. 이는 태양 자기장의 영향으로 입자가 가열되어 나타나는 현상이다.

생애[편집 | 원본 편집]

현재 태양의 나이는 대략 45억 6720만 년으로, 주계열성 단계의 항성이다. 10만 세에 원시성 단계를 진입하여 황소자리 T형 단계를 거쳐 45억 3200만 년 전 주계열 단계로 진입하였다. 초기 광도는 지금보다 덜 밝은 86.5%였으며, 42억 7천만 년 전에 지금보다 훨씬 낮은 73% 정도로 떨어졌다.

그 이유는 초반 태양이 함유하고 있었던 원시 리튬, 베릴륨, 붕소, 중수소, 헬륨-3 등을 수소 핵융합과 같이 할 수 있었기 때문이다. 원시 리튬과 헬륨-3 등은 중심핵이 아닌 복사층 상단에서도 태울 수 있었기 때문에 이들이 태우는 추가열로 태양은 좀 더 많은 에너지를 얻을 수 있었다. 42억 7천만 년 전을 계기로 태양은 조금씩 광도를 키워 현재 45억 6700만 세가 된 지금 100%의 광도로 올라갔다.

현재 0.915%씩 밝아지고 있으며 5억 년 후 지구상에 서서히 이상 현상이 생기게 되어, 9억 년 내로 생명체가 살 수 없게 된다. 생명체가 전멸하는 순간 불과 수백만 년도 채 되지 않아, 온실기체 상승으로 지구 표면은 끓는 점에 도달하게 된다. 109.4억 세에 준거성 단계로 진입 후 광도는 현재의 2.2배에 도달하며 116.1억 세에는 적색거성 단계에 진입한다.

122억 3000만 세에는 현재의 2700배까지 밝아지는데 이 때 금성까지 삼켜지게 된다. 지구도 태양의 부풀어 오르는 외포층으로 인해 삼켜질 수 있다.

122억 3500만 세에 헬륨 융합을 하여 안정된 제2의 주계열 단계를 맞이하여 1억 1천만 년간 보낸다. 헬륨 융합이 시작될 때 태양 광도는 현재의 42배이며, 질량은 현재의 72%, 표면온도는 4900K으로 시작하며 거의 1억 년간은 광도 변화가 없다.

123억 3천만 세가 되어도 광도는 현재의 45배이므로, 헬륨 융합 단계도 상당히 안정된 단계임을 알 수 있다. 하지만 이 이후부터는 급격히 광도가 밝아지게 된다. 123억 4500만 세에 헬륨 융합 단계가 끝날 때 태양 광도는 현재의 110배가 되며, 제2의 적색거성 단계를 겪게 된다. 123억 6천만 세 이후에는 점근거성가지 단계를 거치게 되는데, 123억 6500만 세에 태양 광도는 현재의 8,000배까지 늘어나게 된다. 지금의 400배 이상 크게 부풀게 되며 온도도 3600K까지 떨어진다.

이때 화성까지도 삼켜진다. 태양은 마지막에 다섯 번의 커다란 질량 방출 단계를 겪은 후 행성상 성운 단계를 거쳐 백색 왜성으로 생을 마치게 된다. 질량은 현재의 54.1%까지 줄어들게 된다.