태양
The Sun

  • 지름 : 1,390,000 km.
  • 질량 : 1.989e30 kg
  • 온도 : 5800 K(kelvin) (표면), 15,600,000 K(kelvin) (핵)

태양과 흑점

태양은 달이나 지구에 비해 엄청나게 큰 별이다. 태양계에 존재하는 아홉개의 행성은 모두 합쳐도 태양 무게의 700분의 1밖에 되지 않는다. 태양계 전체 질량의 99.8%가 태양이고 나머지의 대부분이 목성이다. 태양은 전체 질량의 75%가 수소이고 25%가 헬륨으로 이루어져 있다.
태양은 거대한 가스 덩어리로 이루어져 있으며, 이 가스의 대부분은 수소로, 태양의 중심에서는 계속해서 수소가 헬륨으로 만들어지는 반응이 일어나고 있다. 이것을 우리는 핵융합 반응이라고 하는데 여기서 생기는 많은 양의 에너지 때문에 태양이 빛을 내고 뜨겁게 타오를 수 있는 것이다.
핵융합 반응이 일어나는 태양의 중심 부분 온도는 대략 1500만 도로 무척 높으며, 기압은 4000억 기압 정도라고 한다. 태양 표면의 온도는 대략 6000도 정도이며, 표면에는 어둡게 보이는 흑점(Sunspot)들이 있다. 흑점의 모양은 둥근 종류가 가장 많고 복잡한 구조를 가진 것들도 많다. 흑점 중에서 가장 큰 것은 지름이 무려 3만킬로미터(지구의 2배 정도)나 된다고 한다. 흑점이 검게 보이는 이유는 이 부분의 온도가 주위에 비해 1000도 가량 낮기 때문이다. 그래도 흑점의 온도는 5000도 정도로 무척 높은 편이다.
태양 표면에는 왜 흑점이 생기는 것일까? 흑점은 태양의 자기장때문에 만들어진다고 한다. 지구나 태양은 하나의 거대한 자석이기 때문에 남북으로 길게 자기장이 뻗어 있다.
태양은 대략 27일에 한번씩 자전을 한다. 그러나 이 자전 속도는 태양의 적도에서는 빠르며, 양 끝으로 갈수록 느려진다. 원래 태양의 남북으로 길게 뻗어있는 자기장이 적도에서는 빠른 자전 속도로 인해 동서 방향으로 길쭉하게 늘어나게 되는 것이다. 이렇게 생긴 동서 방향의 자기장이 태양 표면에 나타난 것이 바로 흑점이다. 흑점은 매년 일정하게 발생하는 것이 아니라 11년을 주기로 해서 적게, 혹은 많이 나타난다.

코로나(Corona)

개기일식 즉 태양이 달에 의해 완전히 가리어졌을 때는, 달이 없는 밤처럼 깜깜해야할 것 같으나 실지로는 만월 때 정도의 밝기를 유지하고 있다. 그것은 태양 면이 가리우어져도 태양을 둘러싸고 있는코로나 때문이다. 코로나에 대한 학자들의 연구에도 불구하고 아직도 의문점이 남아 있는 현상으로 알려져 있다.
코로나는 모든 방향으로 균등한 모양을 하고 있는 것이 아니고, 어느 방향의 것은 폭이 두텁고 다른 방향의 것은 폭이 엷게 되어 있다. 개기일식의 짧은 시간 동안에는 '코로나'의 모양이 변할 수는 없지만, 개기일식 때마다 그 모양이 다르게 나타나므로 코로나의 모양은 변화하는 것이다. 또 코로나의 끝 부분은 줄과 같은 무늬가 보이기도 한다.
개기일식 때 '코로나'를 그대로 관찰해서는 별로 특이한 것을 발견할 수 없고, 분광기를 사용하여 분석한 결과에 따르면, '코로나'의 온도가 태양 표면으로부터 2,000 Km의 거리부터 급격히 올라가며, 4,000 Km 부터는 그 온도가 무려 100만도 K에 이른다.
태양 표면의 온도가 6000도K 정도이므로 태양이 단순한 불덩어리라면 태양으로부터 거리가 멀어질수록 온도가 낮아지는 것이 상식이며, 열역학적법측이다. 그럼에도 불구하고 이처럼 태양으로부터 멀어질수록 온도가 높아지는 이유는 무엇일까? 열이라는 것은 온도가 높을 곳으로부터 온도가 낮은 곳으로만 이동하는 것이지 반대방향으로 이동하지는 않는 것이므로, '코로나'의 높은 온도는 태양표면에서 유래할 수는 없다고 보아야한다.
그것을 설명하기 위한 '충격파이론'이 있다. 이 현상을 비유를 써서 설명해보면, 우리의 체온은 37도C에 불과하지만 손바닥끼리 세게 비비면 체온보다도 상당히 뜨거워지는 것을 알 수 있다. 마른 나무를 세게 마찰하면 불을 얻을 만치 온도를 올릴 수 있다. '코로나'에서도 그와 유사한 물리현상이 나타난다고 생각할 수 있다는 것이다.

홍염(紅炎, prominence)

태양의 곳곳에서는 태양 내부로부터 맹렬한 힘으로 분출된 물질이 표면 높게, 때로는 수 10만 Km에 달하는, 여러 가지 모양의 불기둥이 나타나는데, 이것을 홍염이라 한다. 그러나 관찰자를 향해서 치솟은 홍염은 관찰하기 어렵고, '개기일식' 때 태양의 표면이 달에 의해 완전히 가리어질 때 시선 방향과 직각인 방행에 때마침 나타난 홍염의 모습이 포착되는 수가 있다.

쌀알무늬(granule)

태양의 표면을 특수촬영 해 보면, 균등한 밝기를 하고 있는 것이 아니라, 쌀알과 같은 작은 무늬로 전체가 덮여 있는 것을 볼 수 있다. 작다고 하지만 실지로는 그 지름은 200-300 Km나 된다. 이런 무늬가 왜 나타날까? 태양의 내부는 표면보다 훨씬 뜨거울 것이고, 뜨거운 것은 부피가 커지니까 위로 올라오는 소위 '대류(對流)'현상이 나타나서, 내부의 물질이 분수처럼 태양 표면 위로 치솟아 올라오는 것이다. 올라오는 물질은 뜨거우니까 더 밝게 보이고, 올라 왔다가 내려가는 것은 약간 온도가 낮아지니까 올라오는 부분보다 약간 어둡게 보이기 때문에 쌀알무늬가 나타나는 것이다.

태양풍(solar wind)

코로나 속의 높은 온도 때문에 그곳에 있는 수소와 같은 기체 원자는 그것을 구성하고 있는 '전자'와 그 핵 즉 '양자'가 따로따로 분리될 수 있어서, 기체와는 다른 소위 '프라스마(plasma)'를 형성한다. 이 프라스마는 태양의 높은 온도 때문에 아주 빠른 속도로 움직이게 되는 것이며, 일부는 태양으로부터 멀리 떨어지는 방향으로 튀어 나와서 우주공간을 비행하게 된다. 이 프라스마의 흐름이 바람과 비슷하여서 '태양풍'이라 부르며, 실지로 이 '태양풍'은 가벼운 물질을 한쪽으로 밀어붙이는 압력을 나타낼 수 있다. 혜성의 꼬리가 항상 태양과는 반대방향으로 향하는 것은 태양풍의 압력 때문이다. 또한 북극이나 남극에 가까운 곳에서 밤 하늘에서 관측되는 아름다운 '오로라'는 태양풍 때문에 나타나는 현상이다. 태양풍은 전자와 양자의 흐름이기 때문에 지구의 자력의 영향을 받아서 지구의 북극이나 남극의 지자극 쪽으로 방향이 쏠리게 되며, 공기가 희박한 대기권의 상층(80-240 Km)의 공기 분자와 충돌한 결과 빛을 발생해서 나타나는 현상이다.

핵융합반응-열핵반응 (Thermonuclear reaction)

핵융합반응을 열핵반응이라고도 하며, 모든 항성은 열핵반응으로 에너지를 만들어내고 있는 것이다. 수소 원자는 하나의 핵(양 자)을 중심으로 한 개의 전자가 전자운을 형성하여 핵을 싸고 있기 때문에, 다른 입자가 핵에 접근하기란 거의 불가능하다. 즉 보 통 때에는 수소의 핵과 핵이 서로 접근할 수 없으므로 핵이 융합할 수는 더욱 없다.
물질 원자의 온도가 100만 도K를 넘으면, 전자가 핵에서 떨어져 나와 전자와 양자가 따로따로 운동을 하게된다. 이와 같은 상태를 '프라스마'라 하며, 이런 상태 하에서 비로소 핵과 핵이 서로 접촉할 가능성은 있으나, 핵 자체가 서로 융합되지는 못한다. 핵융합이 일어나려면 훨씬 높은 온도인 1,000만 도K를 초과해야한다. 온도가 그처럼 높으면 핵의 운동 에너지가 굉장히 크기 때문에 핵과 핵이 충돌을 일켜서 핵융합이라는 사건이 나타날 수 있게 된다.

P-P 반응

태양의 중심온도가 어떤 한계의 도달하면, 4 개의 수소 핵(양자, proton)이 융합반응을 일으키게 되는데, 양자 2 개와 중성자 2 개가 하나로 뭉쳐서 새로운 핵을 만들고 2 개의 전자가 주위에 전자운울 만들게 된다. 이것이 헬리움(He)이다. 이와 같은 핵의 반응을 P-P 반응이라 하며, 보통 물리학에서는 볼 수 없는 특이한 현상이 일어난다. 즉 반응의 전후에 질량이 감소한다는 것이다.
1g의 수소가 핵융합반응을 일으키면 만들어진 헬리움의 질량도 1 g가 되어야하는 것인데, 0.993g 밖에는 되지 않는다. 0.007g의 질량은 어데로 갔는가? 이 감소된 질량의 부분이 바로 '에너지'로 변했기 때문이다. 즉 소멸된 질량은 고스란히 에너지로 변신할 수 있는 것이다. '물질의 질량과 에너지는 등가(equivalent)'이다. 질량과 에너지가 서로 다른 것이 아니라 일정한 방정식에 의해 서로 교환될 수 있다는 것이다. 이것은 아인슈타인(A. Einstein)의 상대성 이론에서 유래한 유명한 결론이다.
이 방정식이란, E = mc2이며, E는 에너지(erg), m는 질량(g), c는 광속(3 * 1013 cm/sec)이다. 위의 질량감소 0.007g을 이식에 대입해보면 E = 0.007 * (3*1010)2 = 6.3 * 1018 erg= 6.3 * 1011 joule = 175,000 Kw/hr. 태양이 방출한 에너지의 총량은 초당 2 * 1033 erg이며, 지구에 도달한 에너지는 이것의 1/(5억) 정도이다.
열핵반응에 관여한 중심부 태양의 질량은 전체의 약 12 %이고 나머지는 융합반응 부분을 둘러싸고 있다. 태양에서 일어나는 열 핵반응의 속도, 즉 시간당 소멸되는 수소의 질량을 알 수 있으므로 태양의 나이와 수명을 추정할 수 있다. 태양의 현재의 나이는 약 100억 년이고, 앞으로 100억 년의 여명을 가지고 있다고 추정하고 있다.

태양의 미래

태양 질량의 90 %가 수소이고 9 %가 헬리움으로 되어 있는데, 시간이 지나면 수소는 점점 감소하고 대신에 헬리움은 많아진다. 헬리움의 핵이 융합하여 다른 원소가 되는 핵융합반응을 일으키려면 온도가 더 높아야하며, 이것은 헬리움이 더 압출됨으로서 이루어질 수 있다.
태양의 중심부의 온도가 높아지면 태양의 거죽의 층은 서서히 팽창하기 시작하여, 원래의 태양의 지름의 100배까지 커진다. 표면온도는 떨어져서 3,500도 K 정도에 이른다. 온도가 떨어지면 태양의 색이 붉어지며, 이것이 '적색거성(Red giants)'이 된 것이다. 오리온자리(Orion)의 베텔기우스(Betelgeuse)은 육안으로도 붉게 보이는 적색거성의 보기이다.
핵융합반응의 원료가 점점 없어지면 태양은 다시 축소하기 시작하여 원래의 크기와 표면온도에로 회복한다. 그러나 부피가 점점 작아져서 결국 밀도가 높고, 표면온도가 40,000도 K에 이르는 백색왜성(White dwalfs)이 된다. 시간이 더 지나면, 표면온도와 광도가 떨어져서 외부에서는 보이도 않게 되어버리며, 이것이 태양 또는 항성의 종말인 것이다.

Other Pictures
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