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태양

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목차

1. 개요

태양은 중심핵, 복사층, 대류층, 광구, 채층, 코로나, 태양권으로 구성되어 있으며, 핵융합 반응을 통해 에너지를 생성하는 항성이다. 태양의 구조는 중심핵에서 시작하여 복사층, 대류층을 거쳐 광구, 채층, 코로나, 태양권으로 이어진다. 태양의 대기는 광구, 채층, 천이영역, 코로나, 태양권의 다섯 층으로 구성되어 있으며, 각 층은 온도와 밀도가 다르다.

태양은 수소와 헬륨으로 구성되어 있으며, 태양의 활동은 11년 주기로 변화하며 흑점, 태양 플레어, 코로나 질량 방출, 태양풍 등의 현상을 동반한다. 태양 활동은 지구의 기후와 우주 환경에 영향을 미치며, 흑점의 수는 태양 활동의 지표로 사용된다. 태양은 지구의 주요 에너지원이며, 자외선은 살균 작용을 하지만 피부에 해로울 수 있다.

태양은 고대부터 숭배의 대상이었으며, 다양한 문화에서 중요한 역할을 해왔다. 태양의 관측은 고대 그리스 시대부터 시작되었으며, 망원경과 우주 탐사선을 이용한 관측을 통해 태양의 구조와 활동에 대한 이해를 높여왔다. 태양 연구는 태양의 진화, 활동의 원인, 지구와의 상호작용 등을 밝히는 것을 목표로 하며, 일진학과 우주 탐사선을 이용한 관측이 중요한 역할을 한다.

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태양
명칭
이름태양, 솔, 쏠, 헬리오스
형용사태양의
기호
가운데 점이 있는 원
기호
관측 데이터
지구로부터 평균 거리1 천문 단위 (149,600,000 km), 8분 19초 (빛의 속도)
겉보기 등급−26.74 (V)
절대 등급4.83
별의 분광형G2V
금속 함량Z = 0.0122
각크기0.527–0.545°
궤도 특성
은하 중심으로부터 평균 거리24,000 ~ 28,000 광년
은하년2억 2500만 ~ 2억 5000만 년
속도251 km/s (은하 중심 궤도)
20 km/s (항성 이웃으로 이동)
370 km/s (우주 배경 복사에 대해)
자전축 기울기7.25° (황도)
67.23° (은하면)
북극 적경286.13° (286° 7′ 48″)
북극 적위+63.87° (63° 52′ 12"N)
항성 자전 주기25.05일 (적도)
34.4일 (극)
적도 자전 속도1.997 km/s
물리적 특성
적도 반지름6.957 × 108 m (109 × 지구 반지름)
편평도0.00005
표면적6.09 × 1012 km² (12,000 × 지구)
부피1.412 × 1018 km³
1,300,000 × 지구
질량1.9885 × 1030 kg
332,950 × 지구 질량
평균 밀도1.408 g/cm³ (0.255 × 지구)
나이46억 년
적도 표면 중력274 m/s² (27.9 g)
관성 모멘트 계수≈0.070
표면 탈출 속도617.7 km/s (55 × 지구)
온도15,700,000 K (중심)
5,772 K (광구)
5,000,000 K (코로나)
광도3.828 × 1026 W
3.75 × 1028 lm
98 lm/W 발광 효율
색 지수 (B-V)0.656
평균 복사 휘도2.009 × 107 W·m−2·sr−1
광구 질량 조성73.46% 수소
24.85% 헬륨
0.77% 산소
0.29% 탄소
0.16% 철
0.12% 네온
0.09% 질소
0.07% 규소
0.05% 마그네슘
0.04% 황
추가 정보
적도 지름1,392,000 km (NASA), 1,392,038 km (NAOJ)
지구와의 직경비109.2
반지름 (R☉)6.9551 × 105 km
표면적6.07877 × 1012 km²
부피1.40927 × 1018 km³
질량 (M☉)1.9891 × 1030 kg
지구와의 상대 질량333,404.2
평균 밀도1.411 g/cm³
지구와의 상대 밀도0.26
물과의 상대 밀도1.409
표면 중력274 m/s²
상대 표면 중력27.9 G
탈출 속도6.177 × 105 m/s
자전 주기27일 6시간 36분 (적도), 28일 4시간 48분 (위도 30도), 30일 19시간 12분 (위도 60도), 31일 19시간 12분 (위도 75도)
분광형G2V
절대 등급+4.82
광도 (L☉)3.85 × 1026 W
적도 경사각7.25°
표면 온도5772 K
중심 온도1.57 × 107 K
코로나 온도2 × 106 K
색 지수 (B-V)+0.650
색 지수 (U-B)+0.195
기타 명칭
별칭영어: Sun (선), 라틴어: Sol (솔), KAMP 1, LCC 0000

2. 구조

1. 중심핵
2. 복사층
3. 대류층
4. 광구
5. 채층
6. 코로나
7. 흑점
8. 과립
9. 홍염]]

캡션 참조
태양의 구조를 명확하게 보여주는 그림 (대비를 위해 가상 색상 사용)


태양은 태양계 총질량의 약 99.86%를 차지하는 G형 주계열성으로, 분광형은 G2V이다.[239] 표면 온도는 약 5,800 K이며, 이 때문에 맨눈으로 보는 태양은 흰색을 띠지만, 지구 대기의 산란 효과로 인해 노란색이나 붉은색으로 보이기도 한다. 태양의 반지름은 약 70만 km(지구의 약 109배), 질량은 약 1.989 × 1030 kg (지구의 약 33만 배)이다.

태양은 암석 행성들과 달리 명확한 외부 경계가 없으며, 중심에서 멀어질수록 가스 밀도가 기하급수적으로 낮아진다.[317] 그럼에도 태양 내부는 뚜렷하게 구분되는 여러 층으로 이루어져 있다. 태양의 구조는 크게 내부 구조와 외부 대기층으로 나눌 수 있다.

  • 내부 구조: 중심부에서부터 핵, 복사층, 대류층으로 구성된다.[243] 핵은 태양 에너지 대부분을 생산하는 핵융합 반응이 일어나는 곳이다. 복사층에서는 에너지가 복사 형태로 전달되며, 가장 바깥쪽의 대류층에서는 뜨거운 플라스마가 직접 움직이는 대류를 통해 에너지가 표면으로 전달된다.
  • 외부 대기층: 우리가 보는 태양의 겉보기 표면인 광구와 그 위의 채층, 그리고 가장 바깥쪽으로 넓게 퍼진 코로나로 이루어져 있다.[243] 광구는 태양이 가시광선에 대해 불투명해지는 층으로, 편의상 태양의 표면으로 간주하며 태양 반지름 측정의 기준이 된다.[238][318] 채층은 광구 바로 위에 있는 얇은 층이며, 코로나는 매우 뜨겁고 희박한 플라스마 대기로 태양풍의 근원이 된다.[244]


태양 내부는 전자기 복사에 불투명하여 직접 관측할 수 없다. 따라서 태양 내부 구조는 성진학(태양 표면의 진동 분석)[319]이나 컴퓨터 모델링과 같은 간접적인 방법을 통해 연구된다.

2. 1. 중심핵

일련의 핵융합 반응에서 헬륨-3을 생성하고 헬륨-4로 분해되는 양성자를 보여주는 원과 화살표
수소가 중수소, 헬륨-3, 그리고 일반 헬륨-4를 형성하는 양성자-양성자 연쇄 반응 그림


태양핵은 태양의 중심부에 위치하며, 태양 반지름의 약 20~25%에 해당하는 영역이다.[320][62] 중심핵의 밀도는 최대 150 g/cm³으로[63][64] 이는 물의 밀도보다 약 150배 높으며, 온도는 약 1,570만 켈빈에 달한다.[64] 이는 태양 표면 온도인 약 5,800 켈빈보다 훨씬 높은 온도이다. SOHO 위성의 관측 데이터 분석 결과, 중심핵은 그 바깥쪽의 복사층보다 더 빠르게 회전하는 것으로 밝혀졌다.[320][62]

태양 중심핵은 태양 전체에서 핵융합 반응을 통해 막대한 열에너지를 생산하는 유일한 곳으로, 태양 에너지의 약 99%가 중심핵의 안쪽, 즉 태양 반지름의 24% 이내 영역에서 생성된다.[324][68] 반지름 30%를 넘어서면 핵융합 반응은 거의 일어나지 않는다.[324][68] 태양의 일생 대부분 동안 에너지는 주로 양성자-양성자 연쇄 반응(PP 연쇄 반응)이라는 핵융합 과정을 통해 생성되는데, 이 과정에서 네 개의 수소 원자핵(양성자)이 하나의 헬륨 원자핵(알파 입자)으로 변환된다.[323][65] 현재 태양에서 생성되는 에너지의 약 0.8% ~ 2% 미만은 CNO 순환이라는 또 다른 핵융합 과정을 통해 만들어진다.[323][66]

양성자-양성자 연쇄 반응은 중심핵에서 매초 약 9.2 × 1037회 일어나며,[325] 이 과정에서 매초 약 3.7 × 1038개의 양성자, 즉 약 6200억 kg의 수소가 헬륨으로 전환된다.[325][68] 수소를 헬륨으로 융합하는 과정에서 원래 질량의 약 0.7%가 에너지로 변환되어 방출된다.[326][70] 이로 인해 태양은 초당 42.599999999999994억kg의 질량을 에너지로 바꾸며, 이는 384.6 요타와트(YW)의 일률에 해당한다.[2][71] 이는 TNT 환산량으로 초당 919억 2천만 메가톤에 맞먹는 엄청난 양이다.[325] 하지만 태양 중심부의 단위 부피당 에너지 생산률 자체는 약 276.5 W/m³ 정도로, 도마뱀의 신진대사율이나[328] 퇴비 더미 내부의 발열량과 비슷한 수준이다.[72][73] 태양이 막대한 에너지를 방출하는 것은 단위 부피당 생산량이 높아서가 아니라, 중심핵 자체의 부피와 밀도가 엄청나게 크기 때문이다.

중심핵에서의 핵융합 속도는 '자기 수정적 균형 상태'를 유지한다. 핵융합 속도가 변동하면 중심핵의 온도와 밀도가 변화하여 핵융합 속도를 다시 원래 상태로 되돌리는 방식으로 안정적인 상태를 유지한다.[329][330][74][75]

핵융합 과정에서 생성된 고에너지 감마선은 주변의 태양 플라스마에 흡수되었다가 다시 방출되는 과정을 수없이 반복하며 에너지를 잃고 점차 낮은 에너지의 광자로 변한다. 이 광자가 태양 표면인 광구까지 도달하는 데에는 약 1만 년에서 17만 년[331] 또는 수십만 년이 걸리는 것으로 추정된다. 광구에 도달한 광자는 마침내 가시광선의 형태로 우주 공간으로 방출된다. 한편, 핵융합 과정에서 함께 생성되는 중성미자는 물질과 거의 상호작용하지 않기 때문에 생성 즉시 태양을 빠져나와 우주 공간으로 퍼져나간다.[332] 과거 관측된 태양 중성미자의 수가 이론적 예측보다 훨씬 적었던 '태양 중성미자 문제'는 중성미자 진동 현상, 즉 중성미자가 이동 중에 다른 종류(맛깔)로 변환된다는 사실이 밝혀지면서 해결되었다.[332]

2. 2. 복사층

질량에 따른 다양한 항성의 내부 구조. 중앙의 태양은 내부 복사층과 외부 대류층을 가진다.


복사층은 태양핵 바깥쪽, 태양 반지름의 약 0.2배 지점부터 0.7배 지점까지를 차지하는 두꺼운 층이다.[243] 이 층의 두께는 태양 반지름의 약 0.45배에 달하며, 핵을 약 40만km 두께로 덮고 있다.[243] 복사층에서는 열복사가 에너지 전달의 주된 수단이다.[76]

핵으로부터의 거리가 증가함에 따라 온도는 약 700만 K에서 200만 K으로 점차 낮아진다.[64] 이 온도 기울기는 단열 감률 값보다 작기 때문에 대류가 일어나기 어렵다.[64] 따라서 복사층에서는 물질의 직접적인 움직임인 대류 대신, 복사를 통해 에너지가 바깥쪽으로 전달된다.[243][64] 이 과정에서 수소와 헬륨 이온이 광자를 방출하고, 이 광자는 짧은 거리를 이동한 뒤 다른 이온에 의해 다시 흡수되는 과정을 반복한다.[76] 이러한 과정 때문에 에너지가 복사층을 통과하는 데에는 매우 긴 시간이 소요되며, 약 17만 년이 걸리는 것으로 추정된다.

복사층의 밀도는 태양 반지름의 0.25배 지점(약 20,000 kg/m³)에서 0.7배 지점(약 200 kg/m³)으로 가면서 약 100배 감소한다.[76] 이 영역에서는 복사에 의한 열 수송을 방해할 정도로 물질의 불투명도가 크지 않아, 복사를 통한 에너지 전달이 효율적으로 이루어진다.[243]

2. 3. 대류층

태양 '''대류층'''은 태양 반지름의 약 0.7배 지점(표면으로부터 약 200000km 깊이)에서부터 광구라고 불리는 태양 표면 근처까지 이르는 영역이다.[243] 이 층에서는 태양 내부의 플라스마가 복사층에서처럼 복사를 통해 에너지를 효율적으로 전달하기에는 온도와 밀도가 충분히 높지 않다. 특히 미량의 이온들이 불투명도를 높여 복사 전달을 더욱 어렵게 만든다.

대신, 에너지는 주로 대류 현상을 통해 외부로 전달된다. 복사층 경계에서 가열된 플라스마는 팽창하여 밀도가 낮아지고 위쪽으로 상승한다. 상승한 플라스마는 광구 근처에서 식으면서 에너지를 방출하고 밀도가 높아져 다시 대류층 아래쪽으로 가라앉는다. 이러한 뜨거운 물질의 상승과 차가운 물질의 하강이 반복되면서 열 세포(thermal cell)라고 불리는 거대한 순환 흐름이 만들어진다. 이 열 세포들은 베나르 세포와 유사한 형태로, 에너지를 태양 표면으로 효과적으로 운반하는 역할을 한다.[78]

대류층의 이러한 역동적인 움직임은 태양 표면에 관측 가능한 흔적을 남긴다. 작은 규모의 대류 세포들은 광구 표면에 쌀알을 뿌려놓은 듯한 무늬인 태양 과립을 형성하며, 더 큰 규모의 대류 현상은 초과립이라는 구조를 만든다.[64] 또한, 대류층에서의 난류 운동은 태양 표면 근처에서 자기장을 생성하는 소규모 다이나모 작용에도 기여하는 것으로 여겨진다.[64]

2. 4. 광구

플라스마의 아지랑이
태양의 세포와 같은 표면 구조 이미지




광구(光球, photosphere)는 우리가 가시광선으로 볼 수 있는 태양의 겉보기 표면이다.[82][238] 광구는 태양이 가시광선에 대해 불투명해지는 층 바로 아래에 위치하며,[82] 이 층에서 생성된 광자가 우주 공간으로 빠져나와 우리가 보는 햇빛, 즉 태양 복사가 된다. 광구보다 더 안쪽은 전자기파에 대해 불투명하기 때문에 직접 관측할 수 없으며, 이 때문에 편의상 광구를 태양의 표면으로 간주하고, 태양의 반지름 역시 태양 중심에서 광구까지의 거리로 정의한다.[238]

광구의 두께는 약 300km에서 600km 정도로 태양 전체 크기에 비하면 매우 얇은 층이다. 광구 표면에서 방출되는 빛의 스펙트럼은 온도 약 5,800,000의 흑체복사 스펙트럼과 거의 유사하며,[9] 광구 위쪽의 희박한 대기층에 있는 원자들이 특정 파장의 빛을 흡수하면서 생긴 다수의 흡수선(프라운호퍼선)이 나타난다. 광구의 입자 밀도는 약 1023 개/m3으로, 지구 해수면 대기 밀도의 약 0.37%[81] (또는 1%)에 해당한다. 광구는 완전히 이온화된 상태는 아니며, 약 3% 정도만 이온화되어 있고 대부분의 수소는 원자 상태로 존재한다.[81]

광구가 불투명하게 보이는 주된 이유는 음(-)전하를 띤 수소 이온(H−)이 가시광선을 잘 흡수하기 때문이다.[82] 반대로 우리가 보는 가시광선은 전자가 중성 수소 원자와 결합하여 H− 이온을 형성하는 과정에서 방출된다.[79][80] 광구의 위층은 아래층보다 온도가 낮기 때문에, 태양 사진을 보면 원반의 가장자리(limb)보다 중심부가 더 밝게 보이는데, 이를 '주변 감광'이라고 부른다.[82]

광구 표면에서는 태양 내부 대류층의 활동으로 인한 여러 현상들을 관찰할 수 있다. 대표적인 것이 과립상반(granulation, 쌀알 무늬)으로, 이는 뜨거운 가스가 상승하고 식은 가스가 하강하면서 만드는 세포 모양의 대류 패턴이다.[246] 이보다 더 큰 규모의 대류 구조인 초과립상반(supergranulation)도 존재한다.[247] 또한, 주변보다 온도가 약 4,000,000 정도로 낮아 어둡게 보이는 태양흑점과, 반대로 주변보다 밝게 보이는 플라주(plage) 영역도 자주 관측된다.[238] 흑점은 강한 자기장 활동과 관련이 있으며, 스펙트럼 분석을 통해 흑점 부분에서 물 분자가 존재한다는 사실이 밝혀지기도 했다.[248]

2. 5. 채층

광구 바로 위에 위치한 태양 대기층이다. 두께는 약 2000km이며, 밀도가 낮은 플라스마 상태이다.[82][238] 채층에서는 방출선과 흡수선 형태의 다양한 스펙트럼선이 관측된다.[82] 개기일식이 시작되거나 끝날 때 광구의 강한 빛이 달에 가려지면 붉은색 또는 다채로운 색의 섬광처럼 보이기 때문에,[76] 그리스어 '크로마'(χρῶμα|크로마grc, 색깔)에서 유래하여 '''채층'''(彩層, chromosphere)이라는 이름이 붙었다.[76][238]

채층의 온도는 아래쪽의 광구 최저 온도층(약 4,100,000)보다 높으며,[82] 고도가 높아짐에 따라 점차 상승하여 위쪽 경계 부근에서는 약 20,000,000까지 올라간다.[82] 채층 상층부에서는 헬륨이 부분적으로 이온화된다.[85] 또한 채층에서는 스피큘, 필라멘트, 홍염 등 다양한 태양 활동 현상이 관측된다.[238][76]

2. 6. 코로나

개기일식 때 광구가 완전히 가려지면 맨눈으로도 코로나를 관측할 수 있다.


2007년 1월 12일 히노데 위성이 촬영한 코로나 방출 모습. 자기력선을 따라 플라스마가 분출되는 것을 볼 수 있다.


코로나는 채층 바깥쪽으로 넓게 퍼져 있는 초고온의 플라스마 대기층으로, 태양 본체보다 부피가 훨씬 크다.[345] 채층과 코로나 사이에는 온도가 급격히 변하는 천이영역이라는 얇은 층이 존재한다.[343] 코로나는 지속적으로 우주 공간으로 확장되어 태양풍을 형성하며, 이는 태양계 전체를 채우는 태양풍의 근원지가 된다.[345]

코로나의 평균 온도는 약 1,000,000 ~ 2,000,000 K이며, 가장 뜨거운 영역은 8,000,000 ~ 20,000,000 K까지 치솟는다.[343] 이는 태양 표면 온도보다 훨씬 높은 온도로, 코로나가 왜 이렇게 뜨거운지에 대한 명확한 이유는 아직 완전히 밝혀지지 않았으나 자기 재결합 등이 원인 중 하나로 지목된다.[343][345] 태양 표면에서 매우 가까운 저층 코로나의 입자 밀도는 약 1015 ~ 1016 m-3이다.[342] 코로나의 밝기는 광구의 100만분의 1 정도로 매우 희미하기 때문에 평소에는 관측하기 어렵지만, 개기일식 때 달이 태양 광구를 완전히 가리면 진주색으로 빛나는 코로나를 맨눈으로도 볼 수 있다.[244]

과거 코로나의 스펙트럼에서 기존에 알려지지 않은 선들이 발견되어 '코로니움'이라는 새로운 원소의 존재가 제기되기도 했다.[250] 하지만 이는 당시 코로나의 온도를 실제보다 낮게 예측했기 때문이며, 이후 이 스펙트럼 선들은 매우 높은 온도에서 고도로 이온화된 철과 같은 기존 원소들이 내는 빛이라는 사실이 밝혀졌다. 예를 들어, 가장 강한 녹색 선(파장 530.3 nm)은 전자를 13개 잃은 철 이온(Fe13+)이 내는 빛이다.

X선으로 코로나를 관측하면 주변보다 어둡게 보이는 영역이 나타나는데, 이를 '코로나 홀'이라고 부른다. 이곳은 태양 자기력선이 행성간 공간으로 열려 있는 지역으로, 코로나 가스가 상대적으로 희박하며 고속의 태양풍이 방출되는 주요 통로 중 하나로 여겨진다.[251]

2. 6. 1. 코로나 가열 문제

태양의 표면 온도는 약 6000°C인 반면, 태양을 둘러싼 코로나는 약 2000000°C라는 초고온임이 밝혀졌다. 왜 코로나가 태양 표면보다 훨씬 뜨거운지에 대한 원인은 아직 명확히 밝혀지지 않았으며, 이는 태양 연구의 가장 큰 수수께끼 중 하나로 여겨진다.

1960년대까지는 태양 내부의 대류 운동에서 발생한 음파가 충격파로 변하면서 그 에너지가 코로나를 가열한다는 ‘음파 가열설’이 유력하게 받아들여졌다.

그러나 1970년대 스카이랩 계획 등을 통한 X선 관측 결과, 코로나가 태양 자기장이 만드는 고리 모양 구조(루프)의 강한 영향을 받는다는 사실이 드러났다. 이를 바탕으로 태양 자기장의 에너지가 코로나를 뜨겁게 만든다는 가설이 새롭게 제시되었다. 이 외에도 자기장과 관련된 파동인 알벤파에 의한 가열설, 플레어 현상에 의한 가열설 등 다양한 이론이 제시되었지만, 아직 어느 하나로 명확한 결론에는 이르지 못하고 있다.

3. 태양 활동

태양은 표면과 대기에서 다양한 활동을 보이는 역동적인 천체이다. 이러한 현상들을 통틀어 태양활동이라고 부른다. 태양 활동의 근본적인 원인은 태양 내부에 존재하는 강력한 자기장과 태양 자체가 고체가 아니기 때문에 위도에 따라 회전 속도가 다른 차등회전에 있다.[252]

태양의 자기장은 약 11년의 주기를 가지고 그 세기와 극성이 변하며, 이는 태양 활동 주기로 나타난다.[110][111][112] 태양의 차등회전은 자기력선을 꼬이게 만들고, 이 꼬인 자기력선이 표면으로 떠오르면서 다양한 현상을 일으킨다. 대표적인 태양 활동으로는 표면 온도가 주변보다 낮아 어둡게 보이는 흑점, 갑작스러운 에너지 방출 현상인 태양 플레어와 홍염, 코로나 물질이 우주 공간으로 방출되는 코로나 질량 방출(CME), 그리고 태양 대기가 우주로 계속 흘러나가는 태양풍 등이 있다.[316]

이러한 태양 활동은 지구에도 직접적인 영향을 미친다. 태양에서 방출된 고에너지 입자나 플라스마가 지구 자기권과 상호작용하여 극지방에서 아름다운 오로라를 만들어내기도 하지만, 강력한 지자기 폭풍을 유발하여 인공위성의 오작동, 무선 통신 장애, 전력망 손상 등을 일으킬 수도 있다.[119] 또한 태양 활동은 지구 이온층의 구조를 변화시키며,[119] 장기적으로는 태양계의 형성과 진화에도 중요한 역할을 한 것으로 여겨진다.[119] 과학자들은 태양 활동을 지속적으로 관측하고 연구하고 있지만, 코로나가 표면보다 훨씬 뜨거운 이유나 태양 활동 주기의 정확한 예측 등 아직 해결되지 않은 문제들도 남아 있다.[86][88]

3. 1. 태양 흑점

태양 흑점 무리를 보여주는 흑백 사진
백색광으로 관측된 큰 태양 흑점 그룹


지난 250년간의 태양 흑점 수 조사 그래프. 11년 주기로 증감하고 있다.


태양 흑점은 태양의 광구에서 관측되는 어두운 반점으로, 주변보다 온도가 낮기 때문에 검게 보인다.[248] 이는 태양 내부로부터 표면으로 전달되는 열의 대류가 강한 자기장에 의해 방해받는 영역이기 때문이다. 흑점 부분의 온도는 약 4000 K, 중심부는 약 3200 K 정도로 주변 광구의 온도(약 5800 K)보다 상당히 낮다.[248] 흑점의 자기장은 일반적으로 3000 G 정도로, 태양 극지방(1~2 G)이나 태양 홍염(10~100 G)보다 훨씬 강하다.[2]

흑점의 수와 크기는 약 11년 주기의 태양 활동 주기에 따라 변동한다.[110][111][112] 태양 활동이 가장 약한 태양 활동 최소기에는 흑점이 거의 보이지 않거나 전혀 나타나지 않으며, 만약 나타나더라도 태양의 고위도 지역에 주로 분포한다. 반면, 태양 활동이 활발해지는 태양 활동 최대기로 갈수록 흑점은 더 많이 나타나고 태양의 적도 부근으로 이동하는 경향을 보이는데, 이를 슈퍼러의 법칙이라고 한다.[113]

흑점은 보통 동서 방향으로 나란히 놓인 한 쌍으로 나타나며, 각각 반대의 자기 극성을 가진다. 태양의 북반구와 남반구에 나타나는 흑점 쌍의 극성 배열은 서로 반대이며, 이 극성은 11년의 태양 주기마다 역전된다. 이러한 규칙성을 헤일의 법칙이라고 한다.[114][115]

11년 주기의 흑점 변화는 약 22년 주기를 가지는 태양 다이나모 이론으로 설명된다. 이 이론에 따르면, 태양 내부의 차등 회전과 대류 운동이 자기장을 생성하고 변화시키며, 이 과정에서 수평 방향의 강한 자기장(토로이달 자기장)이 형성되어 부력에 의해 광구 표면으로 떠오르면서 흑점을 만든다.[116][117] 11년마다 흑점 수가 증감하고, 22년마다 태양 전체 자기장의 극성이 바뀌는 현상이 반복된다.

3. 2. 태양 플레어

태양은 활발하게 활동하며, 11년 주기로 강도가 변하는 자기장을 가지고 있다. 이 자기장은 태양활동이라 불리는 여러 현상을 일으키는데, 흑점, 태양 플레어, 태양풍 등이 대표적이다.[316] 태양 플레어는 태양 표면에서 발생하는 강력한 폭발 현상이다.

태양은 강체가 아니기 때문에 적도 부근(약 25일 주기)이 극지방(약 30일 주기)보다 빠르게 회전하는 차등회전을 한다.[252] 이러한 차등회전은 태양의 자력선을 시간이 지남에 따라 꼬이게 만든다. 꼬이고 변형된 자력선은 결국 자기장 루프를 형성하여 태양 표면 밖으로 튀어나오는데, 이 과정에서 태양흑점이나 홍염(프로미넌스)이 만들어지거나, 태양 플레어라고 불리는 폭발 현상이 발생한다.

태양 플레어는 주로 흑점 위 코로나 부분 주변에서 발생하며, 수 분에서 수십 분 동안 지속된다. 이 현상이 발생하면 높이 1km에서 100000km에 달하는 '플레어 리본'이라는 밝은 띠 모양의 빛이 나타나고 강한 X선[251]과 함께 1022에서 1025 줄에 달하는 막대한 에너지를 가진 입자들이 우주 공간으로 방출된다. 이러한 태양 활동은 지구의 오로라를 발생시키거나 지자기 폭풍을 일으켜 라디오 전파나 전력망을 교란시키기도 한다.

3. 3. 코로나 질량 방출 (CME)

태양 코로나에서는 코로나 질량 방출(Coronal mass ejection, CME)이라는 현상이 발생한다. 이는 코로나 하층에서 분출되는 이온화된 고온의 플라스마 덩어리로, 질량은 약 1012 kg, 속도는 10 km/s에서 1000 km/s에 달하며, 방출되는 에너지는 약 1026 J에 이른다.

과거에는 CME가 태양 플레어 발생에 따른 부차적인 현상으로 여겨졌으나, 관측 결과 CME가 플레어보다 먼저 발생하는 경우도 있다는 사실이 밝혀졌다.[254] 따라서 CME 발생의 근본적인 원인은 아직 명확히 밝혀지지 않았다.[251] 이러한 태양 활동은 태양풍과 함께 지구에 도달하여 지자기 폭풍을 일으키거나 오로라를 발생시키는 등 지구 환경에 영향을 미치기도 한다.

3. 4. 태양풍

코로나 내부의 플라스마 기체 압력이 높아져 태양의 인력을 이기고 우주 공간으로 분출되는 입자의 흐름이다.[255] 태양풍은 코로나가 연속적으로 우주 공간으로 확장되어 형성되며, 태양계 전체를 채운다.[345]

태양풍의 존재는 1951년 독일의 천문학자 루트비히 비어만이 혜성의 꼬리가 단순히 태양 복사압만으로는 설명되지 않는 움직임을 보이는 것을 관측하고, 태양에서 불어오는 입자 흐름의 존재를 예측하면서 처음 알려졌다. 이후 1962년 미국의 우주 탐사선 마리너 2호가 금성으로 향하는 도중 태양풍을 직접 관측함으로써 그 존재를 실증했다.[255]

태양풍은 주로 프로톤(H+)과 알파입자(He++) 같은 이온[255], 그리고 전자 등의 하전입자로 이루어져 있다.[256] 지구 근처에서의 밀도는 대략 1 cm2당 5개 입자 정도이며,[256] 평균 속도는 300km/s~500km/s에 이른다.[256] 지구 부근에서도 온도는 약 100,000,000를 유지하며,[258] 평균적으로는 1,000,000,000 ~ 2,000,000,000 정도이다.[343] 태양풍은 태양의 자기력선을 따라 나선형(파커 나선)으로 퍼져나가며,[257][345] 태양 자기장을 행성간 자기장으로 우주 공간까지 확장시킨다.[88]

태양풍이 미치는 범위는 매우 넓어서, 태양으로부터 약 110AU~160AU 거리까지 도달한다. 이 경계 지역에서는 태양풍이 은하계의 성간 매질과 충돌하며 헬리오포즈라고 불리는 경계면을 형성한다. 헬리오포즈 안쪽 영역, 즉 태양풍이 지배하는 공간을 태양권이라고 한다.[259][345] 보이저 1호와 2호 탐사선은 이 경계면을 통과하면서 고에너지 입자를 관측하기도 했다.[347] 태양풍 입자가 지구의 자기권과 상호작용하며 극지방 대기의 입자들과 충돌하면 아름다운 오로라가 발생한다.[256]

태양풍은 발생원에 따라 그 특징이 달라진다. 태양 플레어가 발생할 때는 1000km/s에 달하는 고속[251]이면서 밀도도 높은 태양풍이 방출된다. CME(Coronal Mass Ejection)에 동반되는 태양풍은 밀도는 높지만 속도는 중간 정도이다. 반면, 코로나 홀(자기력선이 우주 공간으로 열려 있어 코로나 가스가 상대적으로 희박한 영역[251])에서는 밀도는 낮지만 속도가 빠른 태양풍이 발생한다.[255]

3. 5. 태양 활동 주기



태양은 약 11년의 주기를 가지고 활동 수준이 변하는 태양 활동 주기를 보인다. 이 주기는 태양 표면에 나타나는 태양 흑점의 수와 크기가 늘어나고 줄어드는 변화로 가장 뚜렷하게 관측된다.[110][111][112] 흑점 수가 많은 시기를 태양 극대기, 적은 시기를 태양 극소기라고 부른다.

이러한 활동 주기는 태양 내부 자기장의 역동적인 변화와 밀접한 관련이 있다. 태양 내부는 고온의 플라스마 상태이며, 적도 부근이 극지방보다 빠르게 회전하는 차등회전을 한다. 이 차등회전과 플라스마의 대류 운동이 복합적으로 작용하여 자기장을 만들고 주기적으로 변화시키는 과정은 태양 다이나모 이론으로 설명된다. 약 11년마다 태양 자기장의 극성이 전체적으로 뒤바뀌는데[116][117], 이 때문에 실제 자기장의 완전한 주기는 22년으로 보기도 한다. 흑점 쌍의 자기 극성 역시 11년 주기마다 바뀌며, 이를 헤일의 법칙이라고 한다.[114][115]

태양 활동 주기 동안에는 다양한 현상이 발생한다. 태양 극대기에는 태양 흑점 수가 증가하고, 태양 플레어나 코로나 질량 방출(CME)과 같은 강력한 폭발 현상이 자주 일어난다.[118] 이러한 현상들은 대량의 플라스마와 자기장을 우주 공간으로 방출하여 태양풍의 형태로 태양계 전체에 영향을 미친다.

태양 활동은 지구에도 다양한 영향을 준다. 강력한 태양 활동은 지구 자기장을 교란시켜 지자기 폭풍을 일으킬 수 있으며, 이는 오로라 발생 빈도를 높이고, 인공위성 운영, 무선 통신, 전력망 등에 장애를 일으키기도 한다.[119] 또한 장기적인 태양 활동의 변화는 지구의 기후에도 영향을 미칠 수 있다는 연구 결과가 있다.[120][121] 예를 들어, 17세기 중반부터 약 70년간 태양 흑점이 거의 관측되지 않았던 마운더 극소기는 유럽 지역의 소빙하기와 시기적으로 일치하는 것으로 알려져 있다.[122] 이전의 장기간 지속된 극소기 역시 나이테 분석을 통해 발견되었으며 평균보다 낮은 지구 온도와 일치하는 것으로 보인다.[123]

태양 활동 주기는 1755년부터 관측된 주기를 제1주기로 하여 번호가 매겨지고 있으며, 2008년 1월부터 제24주기에 들어섰다. 과학자들은 태양 다이나모 이론을 통해 태양 활동 주기를 설명하려 하지만, 아직 주기를 정확하게 예측하고 설명하는 완전한 모델은 완성되지 않았다.

태양 흑점 수와 전파 플럭스의 주기적 변화를 보여주는 그래프
지난 30년간의 태양 주기 변화를 보여주는 2005년 측정 자료. 흑점 수(파란색)와 10.7cm 전파 플럭스(분홍색)의 주기적 변화를 나타낸다.

4. 태양의 구성 성분

태양은 주로 수소와 헬륨으로 구성되어 있다. 현재 태양의 광구 질량을 기준으로 보면, 수소가 약 74.9%, 헬륨이 약 23.8%를 차지한다.[55] 나머지 약 2% 미만은 천문학에서 '금속' 또는 '중원소'라고 불리는 무거운 원소들로 이루어져 있다.[315] 이 중에서는 산소(태양 질량의 약 1%), 탄소(0.3%), 네온(0.2%), 철(0.2%) 등이 비교적 풍부하다.[56] 그 외에도 니켈, 규소, 황, 마그네슘, 칼슘, 베릴륨, 크로뮴 등이 미량 존재한다.[311]

태양이 처음 형성될 당시의 화학 조성은 현재와 약간 달랐다. 태양이 만들어진 성간 물질은 수소 약 71.1%, 헬륨 27.4%, 중원소 1.5%로 구성되었을 것으로 추정된다.[55] 태양 중심부에서는 핵융합 반응을 통해 수소가 헬륨으로 계속 변환되고 있다. 이 때문에 지난 46억 년 동안 태양 중심핵의 헬륨 비율은 약 24%에서 약 60%까지 증가했다.[58] 반면, 광구에서는 중력에 의해 일부 헬륨과 중원소가 태양 중심부로 가라앉으면서[58] 헬륨의 비율이 원시 태양 시절보다 다소 감소했다. 중원소의 전체적인 비율 자체는 크게 변하지 않았지만, 표면에서의 비율은 약간 줄어들었다.

태양 광구의 화학적 조성은 분광 분석을 통해 측정하며, 이는 원시 태양계의 전반적인 조성을 반영하는 것으로 여겨진다.[60] 또한, 태양 형성 초기의 물질 조성을 그대로 간직하고 있을 것으로 생각되는 운석을 분석하는 방법도 사용된다. 이 두 가지 방법으로 측정한 결과는 대체로 잘 일치한다.[61]

태양은 이처럼 중원소가 풍부한 항성종족 I 별에 속한다.[31] 이는 태양이 형성되기 이전에 존재했던 초신성과 같은 이전 세대 별들의 활동을 통해 중원소가 생성되고 성간 물질에 퍼졌음을 시사한다.[31][57] (자세한 내용은 #중원소 참조)

4. 1. 중원소

캡션 참조
태양과 같은 항성의 진화 개요. 왼쪽의 붕괴하는 원시별에서 오른쪽의 적색 거성 단계까지


태양은 약 46억 년 전, 주로 수소와 헬륨으로 구성된 거대한 분자 구름의 일부가 중력 붕괴를 일으키면서 형성되었다.[127] 이 나이는 항성 진화 모델과 핵우주연대측정법을 통해 추정되었으며,[10] 가장 오래된 태양계 물질의 방사성 동위원소 연대 측정 결과인 45억 6700만 년 전과도 일치한다.[128][129]

태양의 형성과 초기 태양계의 화학적 조성을 이해하는 데 있어 중원소(헬륨보다 무거운 원소)의 기원은 매우 중요하다. 고대 운석 연구에서는 철-60과 같이 반감기가 짧은 방사성 동위원소의 안정적인 딸핵 흔적이 발견된다.[130] 철과 같은 중원소는 일반적인 항성 핵융합 과정만으로는 충분히 생성되기 어렵고, 주로 초신성 폭발과 같은 격렬한 천문 현상을 통해 합성되어 우주 공간으로 퍼져나간다. 따라서 운석에서 발견된 이러한 동위원소의 존재는 태양이 형성될 당시, 그 인근에서 하나 이상의 초신성 폭발이 있었음을 강력하게 시사한다.[130]

이 초신성 폭발은 두 가지 중요한 역할을 했을 것으로 추정된다. 첫째, 폭발로 발생한 충격파가 태양을 형성하게 될 분자 구름을 압축시켜 중력 붕괴를 촉발하는 계기가 되었을 수 있다.[131] 둘째, 초신성은 철을 비롯한 다양한 중원소를 생성하여 주변 공간에 퍼뜨렸고, 이 물질들이 초기 태양 성운에 포함되어 현재 태양과 태양계 행성들의 중원소 함량에 기여했을 것이다. 즉, 태양계의 중원소는 태양 자체에서 만들어진 것이 아니라, 태양 이전에 존재했던 별들의 잔해로부터 비롯된 것이다.

분자 구름의 일부가 붕괴하면서 각운동량 보존에 따라 회전하기 시작했고, 중심부의 밀도와 온도가 상승했다.[132] 대부분의 물질은 중심에 모여 원시 태양을 형성했으며, 남은 물질은 회전하며 납작해져 원시 행성계 원반을 이루었다. 이 원반에서 행성, 소행성 등 다른 태양계 천체들이 형성되었다.[133] 원시 태양 중심부의 엄청난 중력과 압력은 온도를 계속 높여 마침내 수소 핵융합 반응을 시작하게 했고, 이로써 태양은 스스로 빛을 내는 항성이 되었다.[134]

한편, HD 162826과 HD 186302라는 두 항성은 여러 물리적, 화학적 특성이 태양과 매우 유사하여, 태양과 같은 분자 구름에서 함께 태어난 '형제 항성'일 가능성이 제기되고 있다.[135][136] 이들 항성의 중원소 함량을 비교 연구하는 것은 태양 형성 당시의 환경을 이해하는 데 도움을 줄 수 있다.

5. 태양의 진화



태양은 약 46억 년 전, 거대한 분자 구름의 일부가 중력 붕괴하면서 형성되었다.[127][10][128][129] 이 과정은 근처 초신성의 충격파에 의해 촉발되었을 가능성이 있으며,[130][131] 이는 태양계에 금, 우라늄과 같은 중원소가 상대적으로 풍부한 이유를 설명해준다.[31] 태양은 종족 I에 속하는 3세대 항성으로 분류된다.

형성 초기, 태양은 황소자리 T형 항성 단계를 거쳐 약 45억 3천만 년 전 중심핵에서 수소를 헬륨으로 바꾸는 핵융합 반응(양성자-양성자 연쇄 반응)을 시작하며 주계열 단계에 진입했다. 태양은 현재 일생의 중반부인 주계열 단계에 있으며, 이 단계는 약 100억 년 이상 지속될 것으로 예상된다.[137][14] 이 기간 동안 태양은 안정적으로 에너지를 방출하지만, 점차 밝아지고 뜨거워지고 있다.[139][140]

앞으로 약 50억 년에서 60억 년 후,[139][142][143][270] 중심핵의 수소가 고갈되면 주계열 단계를 마치고 극적인 변화를 시작한다. 핵융합이 멈춘 중심핵은 수축 및 가열되고, 그 주변부에서 수소 핵융합이 시작되면서 외곽 대기가 크게 팽창하여 적색거성으로 진화한다.[139][142][143] 이 과정에서 수성과 금성 등 내부 행성들을 삼킬 수 있다. 이후 중심핵 온도가 충분히 높아지면 헬륨 핵융합 단계를 거쳐 더욱 불안정해진다.[143][270]

적색 거성 단계 후반에는 맥동 변광성처럼 불안정해지며 외곽 대기층을 방출하여 행성상 성운을 형성한다.[147][273] 중심에는 뜨겁고 밀도 높은 백색왜성 핵이 남는다.[143] 백색왜성은 더 이상 핵융합을 통해 에너지를 생성하지 못하고, 수십억 년 이상에 걸쳐 서서히 식어가며 결국에는 빛을 내지 않는 흑색왜성이 될 것으로 예측된다.[149][150][151][152][274] 이러한 진화 과정은 태양과 같이 상대적으로 질량이 작은 별들의 일반적인 마지막 단계이다.

5. 1. 주계열성 단계

태양의 일생. 태양은 약 109억 년 동안 주계열성 상태를 유지할 수 있다.


태양은 현재 주계열 단계의 중간 지점에 있으며, 이 단계는 태양 일생의 대부분을 차지하는 안정적인 시기이다. 핵우주 연대학 및 항성진화 컴퓨터 모형에 따르면 태양의 나이는 약 45억 7천만 년으로 추정된다.[137] 태양은 약 45억 3천만 년 전 중심핵에서 양성자-양성자 연쇄 반응을 시작하며 주계열 단계에 진입했다.

캡션 참조
항성 진화: 태양과 같은 항성의 진화 과정. 헤르츠스프룽-러셀 도표에서 주계열성 단계부터 후 점근거성 가지 단계까지 1 태양 질량 항성의 궤적을 나타낸다.


주계열성 단계 동안 태양의 중심핵에서는 핵융합 반응을 통해 수소를 헬륨으로 변환하며 막대한 에너지를 생산한다. 매초 4백만 톤 이상의 물질이 에너지로 전환되어 중성미자와 태양 복사를 생성한다.[137] 이 과정에서 태양은 지금까지 지구 질량의 약 100배에 해당하는 물질을 에너지로 바꾸었는데, 이는 태양 전체 질량의 약 0.03%에 해당한다.[137] 태양은 약 100억 년에서 110억 년 동안 주계열성으로 머무를 것으로 예상되며,[137] 앞으로 약 50억 년 동안은 현재와 같이 비교적 안정적인 상태를 유지할 것이다.[14]

캡션 참조
현재의 태양(현재 주계열성)의 크기와 미래 적색 거성 단계에서의 추정 크기 비교


하지만 주계열성 단계에 있는 동안에도 태양은 서서히 변화한다. 핵에서 수소가 헬륨으로 변하면서 헬륨 원자의 평균 분자량이 증가하고, 이로 인해 열압력이 감소한다. 결과적으로 핵은 수축하고 밀도가 높아지며, 바이럴 정리에 따라 방출된 중력 위치 에너지의 절반이 핵을 가열시킨다. 이는 핵융합 반응 속도를 점진적으로 증가시켜 태양의 광도를 서서히 높이는 원인이 된다.[139] 주계열 단계 초기에 비해 현재 태양의 반지름은 약 15% 증가했고, 표면 온도는 5,620,000에서 5,772,000로 상승했으며, 광도는 약 48% 증가했다.[139] 현재 태양의 밝기는 1억 년마다 약 1%씩 증가하고 있다.[140] 유럽우주국(ESA)의 가이아 임무 데이터에 따르면, 태양은 약 80억 년 후에 가장 뜨거운 시기를 맞이할 것으로 예측된다.[138]

이러한 태양의 점진적인 밝기 증가는 지구 환경에 큰 영향을 미칠 것이다. 약 7억 년 후에는 지구의 표면 온도가 너무 높아져 인간을 포함한 생명체가 살기 어려운 환경으로 변할 것으로 예상된다. 온실 기체를 정화할 동식물이 사라지면서 온도 상승은 가속화될 것이며, 약 8억 년 후에는 지구의 바다가 모두 끓어 증발하고, 10억 년 후에는 액체 상태의 물이 완전히 사라져 복잡한 다세포 생물은 더 이상 생존할 수 없게 될 것이다.[140][141]

태양은 질량이 충분히 크지 않기 때문에 초신성 폭발을 일으키지는 못한다.[139] 대신, 약 50억 년 후 중심핵의 수소를 모두 소진하면 주계열 단계를 마치고 적색 거성으로 팽창하기 시작할 것이다.[139][142][143]

5. 2. 적색거성 단계

태양은 초신성으로 폭발할 만큼 질량이 충분하지 않다.[139] 대신 약 50억 년 후[139][142][143] (다른 연구에서는 약 63억 년 후[270]) 중심핵에서 연료인 수소를 모두 소진하면 주계열 단계를 마치고 변화를 겪게 된다.

핵에서의 수소 핵융합이 멈추면 핵은 자체 중력으로 수축하기 시작한다. 이 과정에서 발생하는 중력 위치 에너지는 태양 전체의 광도를 증가시키며, 핵 바로 바깥쪽 껍질에서는 아직 남아있는 수소가 핵융합을 시작한다.[139] 이로 인해 태양의 외곽 대기는 크게 팽창하여 먼저 준거성 단계를 거쳐 적색거성으로 진화한다.[139][142][143] 이 적색 거성 가지(RGB) 단계에서 태양의 광도는 현재의 1,000배 이상으로 밝아지고[139], 크기는 최대 현재의 약 256배까지 커져 반지름이 약 1.19 AU에 달할 것으로 예측된다.[143][144] (다른 연구에서는 현재의 200배에서 800배까지 거대화될 것으로 보기도 한다.[270]) 이 과정에서 태양은 수성과 금성을 삼킬 것이다.[143]

지구의 운명은 불확실하다. 태양이 적색거성이 되면서 질량을 잃으면 중력이 약해져 지구의 공전 궤도가 현재보다 바깥쪽(최대 1.5 AU)으로 이동하여 태양에 흡수되지 않을 수도 있다는 예측이 있다.[143][271] 그러나 다른 연구에서는 조석력 등의 영향으로 결국 지구가 태양에 흡수될 것으로 예상하기도 한다 (약 75억 9천만 년 후).[143] 만약 지구가 흡수되지 않더라도, 팽창한 태양에서 방출되는 엄청난 열기로 인해 바다는 모두 끓어 증발하고 지표면의 암석마저 녹아내려 마그마 바다가 될 것으로 보인다. 태양은 RGB 단계에서 약 10억 년을 보내며 질량의 약 3분의 1을 잃을 것으로 예상된다.[143]

적색 거성 가지 단계 이후, 태양의 진화는 계속된다. 수축하던 중심핵의 온도가 약 1억 K (다른 예측에서는 약 3억 K[270])에 도달하면, 축퇴된 헬륨 핵이 헬륨 플래시라고 불리는 격렬한 반응을 통해 점화된다.[145] 이 과정에서 핵의 헬륨 중 일부가 매우 짧은 시간 안에 삼중 알파 과정을 통해 탄소와 산소로 전환된다.[145] 헬륨 연소가 시작되면 태양은 일시적으로 수축하여 크기는 현재의 약 10배[143] (다른 예측에서는 11~19배[270]), 광도는 50배 정도로 안정화된다. 이 단계를 수평 가지 또는 적색 집중이라 부르며, 약 1억 년 동안 핵에서 헬륨을 태우며 유지된다.[143]

핵에서 헬륨마저 고갈되면, 태양은 다시 불안정해지며 팽창하기 시작한다. 이번에는 핵 바깥의 껍질에서 수소와 헬륨이 번갈아 연소하며, 점근거성 가지(AGB) 단계로 진입한다.[143] 이 단계는 약 2천만 년 지속되며, 태양은 더욱 크고 밝아진다. 특히, 약 10만 년 주기로 열 펄스라는 현상이 발생하여 수백 년간 급격히 크기와 광도가 증가하는데, 후기에는 광도가 현재의 최대 5,000배에 달할 수도 있다.[143] AGB 단계에서의 최대 크기는 RGB 단계보다는 작을 것으로 예측된다 (반지름 약 0.832 AU).[143][146] 태양은 약 4번의 열 펄스를 겪은 후[147], 맥동 불안정성이 커지면서 외곽 대기층을 우주 공간으로 방출하기 시작한다.

방출된 외곽 가스는 중심부에서 나오는 자외선에 의해 이온화되어 밝게 빛나는 행성상 성운을 형성한다.[147] 행성상 성운은 약 1만 년 정도 지속되다가 점차 흩어져 사라진다.[149] 중심에는 태양 질량의 약 절반(54.05% 추정[143]) 정도를 가진 뜨겁고 밀도 높은 핵만 남게 되는데, 이것이 백색왜성이다. 백색왜성의 초기 표면 온도는 100,000 K 이상에 달하지만[143], 더 이상 핵융합을 통해 에너지를 생산하지 못하므로 수십억 년에서 수조 년에 걸쳐 서서히 식어가며 결국에는 빛을 내지 않는 흑색왜성이 될 것으로 예측된다.[149][150][151][152][274] 이러한 진화 과정은 태양과 비슷한 질량을 가진 별들의 일반적인 마지막 단계이다.

5. 3. 백색왜성 단계

적색 거성 단계를 거친 태양은 맥동 변광성으로 진화하며, 이 과정에서 외곽 대기층 물질을 우주 공간으로 방출하여 행성상 성운을 형성한다.[273] 이 가스 방출은 약 10만 년에서 50만 년 동안 지속된다.[273]

외층이 모두 방출되고 나면, 극도로 뜨거운 중심핵만이 남게 된다. 이 남은 중심핵이 바로 백색왜성이다. 백색왜성은 수십억 년에 걸쳐 서서히 식어가며 점차 어두워진다. 태양의 경우, 약 123억 년 후에는 수축마저 멈출 것으로 예상된다.[274]

이러한 항성진화 과정은 태양과 같이 질량이 비교적 작은 항성들이 겪는 일반적인 마지막 단계이다. 즉, 태양은 항성으로서 매우 평범한 일생을 마치는 셈이다.

6. 태양과 지구

태양은 태양계의 중심 항성으로, 지구를 포함한 8개의 행성과 다수의 왜행성, 소행성, 혜성 등이 태양 주위를 공전하고 있다.[153] 지구에서 태양까지의 평균 거리는 약 1억 4960만 km( 1.496억km )이며, 이 거리를 1 천문단위(AU)로 정의한다.[240][241][242] 이 거리에서 빛이 도달하는 데는 약 8분 19초가 걸린다.

태양의 지름은 약 140만 km( 140만km )로 지구 지름의 약 109배이며, 질량은 지구의 약 33만 3천 배에 달하는 약 1.989×1030 kg이다. 이는 태양계 전체 질량의 약 99.86%를 차지하는 압도적인 양이다.[239]

태양은 지구의 가장 중요한 에너지 원천이다. 태양에서 오는 빛과 열 에너지는 지구의 기후 시스템을 유지하고, 식물의 광합성을 통해 생태계를 지탱하며, 궁극적으로 지구 상의 거의 모든 생명체 활동의 근간이 된다. 또한 날씨 변화를 일으키는 주요 원동력이기도 하다.

태양의 강력한 중력은 지구를 포함한 태양계 천체들을 궤도에 붙잡아두고 있다. 태양의 중력적 영향력은 매우 광범위하여, 태양으로부터 약 2 광년(약 125,000 AU) 거리까지 미치는 것으로 추정된다.[155] 이는 태양계의 가장 바깥 영역으로 여겨지는 가상의 오르트 구름까지 포함하는 범위이다.[158][159]

6. 1. 태양 복사

앞에 안개층이 보이는 태양 사진.
안개 속에서 본 태양


태양은 가시광선 스펙트럼 전체에 걸쳐 빛을 방출하므로, 우주에서 볼 때나 태양이 하늘 높이 떠 있을 때는 흰색으로 보이며, CIE 색 공간 지수는 (0.3, 0.3)에 가깝다.[98][99] 우주에서 볼 때 파장당 태양 복사는 스펙트럼의 녹색 부분에서 최고조에 달한다.[98][99] 태양이 매우 낮게 떠 있을 때는 대기 산란으로 인해 태양이 노란색, 빨간색, 주황색 또는 자주색으로 보이고, 드물게 녹색 또는 파란색으로 보이기도 한다. 일부 문화권에서는 태양을 노란색으로, 심지어 빨간색으로 인식하기도 하는데, 그 문화적 이유는 논쟁의 여지가 있다.[100] 태양은 G2형 항성으로 분류되며,[68] 이는 G형 항성임을 의미하고, '2'는 표면 온도가 G형의 두 번째 범위에 있음을 나타낸다.

태양상수는 태양이 단위 면적당 직접적으로 햇빛에 노출되는 곳에 공급하는 에너지의 양이다. 태양상수는 태양으로부터 1 천문단위 (AU)(즉, 지구 궤도 부근) 거리에서 약 1,368 W/m²와 같다.[101] 지구 표면의 햇빛은 지구 대기에 의해 감쇠되므로, 태양이 천정 근처에 있을 때 맑은 조건에서 표면에 도달하는 에너지는 더 적다(약 1,000 W/m²에 가까움).[102] 지구 대기권 상단에서의 햇빛은 (총 에너지로) 약 50%가 적외선, 40%가 가시광선, 10%가 자외선으로 구성되어 있다.[103] 대기는 특히 파장이 짧은 자외선의 70% 이상을 걸러낸다.[104] 태양 자외선은 지구의 낮 쪽 상층 대기를 이온화하여 전기 전도성 전리층을 생성한다.[105]

태양의 자외선은 살균 효과가 있어 도구와 물을 소독하는 데 사용될 수 있다. 이 방사선은 햇볕에 탐을 일으키고, 비타민 D 생성과 같은 다른 생물학적 효과를 갖는다. 또한 피부암의 주요 원인이기도 하다. 자외선은 지구의 오존층에 의해 강하게 감쇠되므로, 자외선의 양은 위도에 따라 크게 달라지며, 인간의 피부색의 변화를 포함한 많은 생물학적 적응에 부분적으로 기여했다.[106]

핵융합 반응에서 처음 방출되는 고에너지 감마선 광자는 대부분 수 밀리미터만 이동한 후 태양의 복사층 플라스마에 의해 거의 즉시 흡수된다. 재방출은 무작위 방향으로, 일반적으로 약간 낮은 에너지로 발생한다. 이러한 일련의 방출과 흡수를 통해 복사가 태양 표면에 도달하는 데는 오랜 시간이 걸린다. 광자의 이동 시간 추정치는 1만 년에서 17만 년 사이이다.[107] 반대로, 태양의 총 에너지 생산량의 약 2%를 차지하는 중성미자는 표면에 도달하는 데 2.3초밖에 걸리지 않는다. 태양에서의 에너지 수송은 열역학적 평형 상태에 있는 물질과 광자를 포함하는 과정이기 때문에, 태양에서의 에너지 수송 시간 척도는 3천만 년 정도로 더 길다. 이는 핵의 에너지 생성 속도가 갑자기 변화할 경우 태양이 안정적인 상태로 돌아오는 데 걸리는 시간이다.[108]

전자 중성미자는 핵에서 핵융합 반응에 의해 방출되지만, 광자와 달리 물질과 상호 작용하는 경우가 드물기 때문에 거의 모든 중성미자가 즉시 태양에서 탈출할 수 있다. 그러나 태양에서 생성되는 이러한 중성미자의 수에 대한 측정은 이론이 예측하는 것보다 3배 정도 낮았다. 2001년 중성미자 진동의 발견으로 이러한 차이점이 해결되었다. 태양은 이론이 예측한 수의 전자 중성미자를 방출하지만, 중성미자 검출기는 중성미자가 검출될 때까지 플레이버가 바뀌었기 때문에 2/3를 놓쳤던 것이다.[109]

녹색섬광이라고 알려진 광학 현상은 때때로 해가 진 직후 또는 해가 뜨기 직전에 볼 수 있다. 이 섬광은 지평선 바로 아래에 있는 태양의 빛이 굴절(보통 온도 역전을 통해) 관찰자 쪽으로 휘어지면서 발생한다. 파장이 짧은 빛(보라색, 파란색, 녹색)은 파장이 긴 빛(노란색, 주황색, 빨간색)보다 더 많이 휘어지지만, 보라색과 파란색 빛은 레이리 산란에 의해 더 많이 산란되어 녹색으로 인지되는 빛만 남게 된다.[214]

6. 2. 태양과 지구의 상호작용

햇빛은 지구의 주요 에너지원이다. 태양과 지구 사이 평균 거리(약 1억 4960만 킬로미터, 즉 1 AU)에서 단위 면적당 받는 에너지 양인 태양 상수는 m2당 1368 와트(W)이다. 지구 대기를 통과하며 약화된 햇빛은 맑은 날 머리 위에서 비출 때 지표면에서 m2당 약 1,000 W 정도가 된다. 이 에너지는 식물의 광합성을 통해 화학 에너지로 변환되거나, 태양 전지를 통해 전기 에너지로 바뀐다. 우리가 사용하는 석유와 같은 화석 연료도 과거 식물의 광합성을 통해 저장된 태양 에너지이다.

태양의 자외선은 살균 작용을 하며 물 소독 등에 사용될 수 있다. 또한 사람의 피부에서 비타민 D 합성을 돕지만, 과도하게 노출되면 피부를 손상시킬 수 있다. 지구의 오존층은 해로운 자외선을 상당 부분 흡수하여 지표면에 도달하는 양을 줄여준다. 위도에 따라 자외선 양이 다른 것은 지역별 사람들의 피부색 차이에 영향을 미치는 요인 중 하나로 여겨진다.[348]

태양은 약 11년 주기로 강도가 변하는 자기장을 가지고 있으며, 이는 다양한 태양 활동을 일으킨다. 태양 표면의 흑점, 갑작스러운 에너지 폭발인 태양 플레어, 그리고 지속적으로 방출되는 입자의 흐름인 태양풍 등이 대표적인 태양 활동이다.[110][111][112] 이러한 태양 활동은 지구에도 직접적인 영향을 미친다.

태양의 자기장은 태양계를 넘어 행성간 자기장을 형성한다.[88] 태양풍 플라즈마는 이 자기장을 우주 공간으로 끌고 나가며, 태양의 자전과 결합하여 나선형 구조(파커 나선)를 만든다.[88]

코로나에서 방출되는 태양풍은 플라스마 상태의 하전 입자(주로 양성자와 전자) 흐름으로, 평균 속도는 300~500 km/s에 달한다.[256][255] 이 태양풍이 지구 자기장과 상호작용하면서 극지방 상층 대기의 입자들을 들뜨게 하여 오로라를 만들어낸다.[256] 태양 플레어 발생 시에는 1000 km/s에 달하는 고속 태양풍이 발생하기도 한다.[251]

강력한 태양 플레어나 코로나 질량 방출(CME) 현상이 발생하면 평소보다 훨씬 강한 태양풍이나 고에너지 입자들이 지구에 도달할 수 있다. CME는 코로나에서 거대한 플라스마 구름이 우주 공간으로 방출되는 현상으로, 때로는 태양 플레어보다 먼저 발생하기도 한다.[254][251] 이러한 강력한 태양 활동은 지구 자기장을 크게 교란시키는 지자기 폭풍을 유발할 수 있다. 지자기 폭풍은 인공위성 운영, 라디오 통신, 전력망 등에 장애를 일으킬 수 있으며, 지구 이온층의 구조를 변화시키기도 한다.

7. 태양과 문화

말이 끄는 트룬드홀름 태양 마차는 북유럽 청동기 시대 신화의 중요한 부분을 보여주는 조각으로 여겨진다.


태양은 인류 역사에서 매우 중요한 존재로 여겨져 왔으며, 여러 선사 시대 및 고대 문화에서 태양신 또는 다른 초자연적인 존재로 숭배되었다.[166][167] 세계 곳곳에는 특정 시기의 태양 위치를 표시하는 스톤헨지와 같은 거석 문화 유적이 남아있다. 태양 숭배는 고대 이집트 문명, 남아메리카의 잉카 제국, 멕시코의 아즈텍 문명 등에서 중요한 역할을 했다. 힌두교에서는 태양을 수르야라는 신으로 여전히 숭배한다. 많은 고대 유적들은 태양의 움직임을 고려하여 건설되었는데, 예를 들어 이집트의 납타 플라야, 몰타의 므나이드라, 영국의 스톤헨지 같은 돌 거석들은 정확하게 하지 또는 동지를 표시하도록 만들어졌다. 아일랜드의 선사 시대 인공 구조물인 뉴그레인지는 동지를 감지하도록 설계되었고, 멕시코 치첸이트사의 엘 카스티요 피라미드는 춘분과 추분에 뱀이 피라미드를 기어오르는 모양의 그림자가 드리워지도록 설계되었다.[216]

고대 수메르인들은 태양을 정의의 신인 우투(Utu)[217][218]로 믿었으며, 그는 하늘의 여왕이자 금성으로 여겨진 인안나(Inanna)[217]의 쌍둥이 형제였다.[218] 후에 우투는 동방 셈족의 신 샤마시(Shamash)와 동일시되었다.[217][218] 우투는 고통받는 이들을 돕는 조력자 신으로 여겨졌다.[217]

고대 그리스 종교에서는 태양신을 남성신인 헬리오스(Helios)[226]로 여겼고, 후대에는 아폴론과 동일시되었다.[227] 그리스인들은 헬리오스가 불타는 말이 끄는 마차를 타고 하늘을 가로지른다고 믿었다. 로마 제국 말기에는 엘라가발루스 황제 치세부터 태양의 생일을 동지 직후에 솔 인빅투스(Sol Invictus, "정복되지 않은 태양")라는 이름으로 축하하는 휴일이 있었는데, 이는 크리스마스의 기원이 되었을 가능성이 있다. 항성을 기준으로 지구에서 볼 때 태양은 1년에 한 번 황도를 따라 황도대를 도는 것처럼 보이므로, 고대 그리스 천문학자들은 태양을 일곱 개의 고전 행성(그리스어 πλανήτης|planētēsgrc, "방랑자") 중 하나로 분류했다. 요일의 이름을 일곱 행성의 이름을 따서 짓는 관습은 로마 시대까지 거슬러 올라간다.[221][222][223]

원시 인도유럽 종교에서는 태양을 여신 *Seh2ul|*Seh₂uline로 의인화했다.[224][225] 이 여신의 이름에서 파생된 단어로는 고대 노르드어 Sól|솔non, 산스크리트어 सूर्य|수르야san, 고대 갈리아어 술리스(Sulis), 리투아니아어 Saulė|사울레lit, 슬라브어족 Solntse|솔른체sla 등이 있다.[225]

성경 말라기 4장 2절에는 "의의 해"(때로는 "정의의 해"로 번역됨)[228][229]가 언급되는데, 일부 기독교인들은 이를 메시아(그리스도)에 대한 예언으로 해석한다.[230] 고대 로마 문화에서 일요일은 태양신의 날이었다. 이교도들에게 태양은 생명의 근원으로서 따뜻함과 빛을 주는 존재였으며, 로마인들 사이에서 인기 있는 숭배 대상이었다. 그들은 새벽에 일어나 첫 햇살을 받으며 기도하곤 했다. 동지 축제(크리스마스에 영향을 준)는 정복되지 않은 태양(Sol Invictus) 숭배 의식의 일부였다. 일요일은 기독교인들에 의해 안식일로 채택되었다. 빛의 상징은 이교도들이 사용하던 것을 기독교인들이 차용한 것으로, 유대 전통에서 유래하지 않은 가장 중요한 상징 중 하나일 것이다. 기독교 교회들은 회중이 해 뜨는 방향을 향하도록 지어졌다.[231]

아즈텍의 태양신 토나티우(Tonatiuh)[232]는 인신 공양과 밀접한 관련이 있었다.[232]

1550년판 귀도 보나티(Guido Bonatti)의 『천문학 서적(Liber astronomiae)』에 나오는 태양(Sol)


태양에 대한 과학적 또는 철학적 설명을 처음 제시한 인물 중 한 명은 고대 그리스 철학자 아낙사고라스였다. 그는 태양이 펠로폰네소스 땅보다 더 큰 거대한 불타는 금속 공이며, 달은 태양 빛을 반사한다고 주장했다.[169] 에라토스테네스는 기원전 3세기에 지구와 태양 사이의 거리를 약 1.48억km에서 1.53억km (0.99 ~ 1.02 AU) 사이로 추정했는데, 이는 현대 측정값과 매우 근사하다. 기원후 1세기경 프톨레마이오스는 이 거리를 지구 반지름의 1,210배, 즉 약 770만km (0.05AU)로 추정했다.[170]

행성들이 태양 주위를 돈다는 지동설은 기원전 3세기에 고대 그리스의 사모스의 아리스타르코스가 처음 제안했고,[171] 이후 셀레우키아의 셀레우코스가 지지했다.[172] 하지만 클라우디오스 프톨레마이오스가 지구 중심의 천동설 모델을 체계화하면서 오랫동안 받아들여졌다. 이러한 고대 그리스 학문은 아랍 세계를 거쳐 12세기 유럽에 전해져 기독교 세계관과 통합되었다.[277] 중세 이슬람 세계의 천문학자 알바타니는 태양의 원일점 방향이 변한다는 것을 발견했으며,[176] 이븐 유누스는 태양 위치에 대한 1만 건 이상의 관측 기록을 남겼다.[177] 페르시아의 학자 이븐 시나(아비센나)는 1032년 금성의 태양면 통과를 관측하고 금성이 태양보다 지구에 더 가깝다는 결론을 내렸다.[178]

16세기에 니콜라우스 코페르니쿠스가 수학적 모델을 통해 지동설을 다시 주장했고,[173] 17세기 초 망원경의 발명으로 토머스 해리엇, 갈릴레오 갈릴레이 등은 흑점을 자세히 관찰하여 이것이 태양 표면에 있음을 밝혔다.[175] 갈릴레오는 목성의 위성 관측 등을 통해 지동설을 지지했으나 종교 재판에서 유죄 판결을 받았다. 그러나 요하네스 케플러가 행성 운동 법칙을 발견하고, 아이작 뉴턴이 만유인력의 법칙으로 이를 설명하면서 지동설은 널리 받아들여지게 되었다. 1677년 에드먼드 핼리는 수성의 태양면 통과를 관측하고, 행성의 시차를 이용해 지구-태양 간 거리를 측정할 수 있음을 깨달았다.[179] 1769년 금성 태양면 통과 관측을 통해 천문학자들은 지구-태양 평균 거리를 약 약 150838449.25km (약 1.508억km)로 계산했는데, 이는 현대 값과 0.8% 정도의 오차만 갖는 비교적 정확한 값이었다.[180]

1666년 아이작 뉴턴은 프리즘을 이용해 태양 빛이 여러 색깔의 빛으로 이루어져 있음을 보였다.[181] 1800년 윌리엄 허셜은 태양 스펙트럼에서 적외선을 발견했다.[182] 19세기 요제프 폰 프라운호퍼는 태양 스펙트럼에서 600개 이상의 흡수선(프라운호퍼선)을 발견했다. 1868년 노먼 로키어는 이 선들 중 일부가 지구상에 알려지지 않은 원소에 의한 것이라 추측하고, 그리스 태양신 헬리오스의 이름을 따 헬륨이라고 명명했다. 헬륨은 25년 후 지구에서도 발견되었다.[184]

근대 과학 초기, 태양 에너지의 근원은 큰 수수께끼였다. 켈빈 경과 헤르만 폰 헬름홀츠는 태양이 중력 수축 에너지를 통해 빛을 낸다고 설명했지만, 이 이론에 따른 태양의 나이는 약 2천만 년으로, 당시 지질학적 증거가 시사하는 수억 년보다 훨씬 짧았다.[185][186] 1904년 어니스트 러더퍼드는 방사성 붕괴가 에너지원일 수 있다고 제안했다.[188] 결정적인 단서는 알베르트 아인슈타인의 질량-에너지 등가 원리(''E'' = ''mc''2)에서 나왔다.[189] 1920년 아서 에딩턴은 태양 중심의 높은 온도와 압력에서 수소가 헬륨으로 융합하는 핵융합 반응이 일어날 수 있다고 제안했다.[190] 핵융합 이론은 1930년대 수브라마니안 찬드라세카르와 한스 베테에 의해 구체화되었고,[191][192] 1957년 마거릿 버비지, 제프리 버비지, 윌리엄 파울러, 프레드 호일은 우주의 대부분 원소가 별 내부의 핵반응(항성 핵합성)을 통해 만들어졌음을 밝혔다.[193]

영어 단어 "sun"은 고대 영어 sunneang에서 유래했으며, 다른 게르만어파 언어들(예: 네덜란드어 zonnld, 독일어 Sonnedeu)에도 유사한 단어가 있다. 이들은 모두 원게르만어 에서 파생되었다.[15][16] 이는 다른 인도유럽어족 언어의 태양 관련 단어(예: 라틴어 sōllat, 고대 그리스어 ἥλιος|헬리오스grc)와 관련이 있다.[16] 영어에서 태양과 관련된 형용사로는 "sunny"와 라틴어 sollat에서 유래한 전문 용어 "solar"가 있다.[17][18] 그리스어 heliosgrc에서 유래한 드문 형용사로는 "heliac"이 있다.[19] 공상과학에서는 우리 태양계를 다른 항성계와 구별하기 위해 "Sol"이라고 부르기도 한다. 소문자 "sol"은 화성과 같은 다른 행성의 태양일 길이를 나타내는 데 사용된다.[22]

태양의 천문 기호는 중앙에 점이 있는 원(
☉
)이다.[23] 이 기호는 태양 질량(M☉), 태양 반지름(R☉), 태양 광도(L☉)와 같은 단위를 나타내는 데 사용된다.[24][25] 태양에 대한 과학적 연구는 "태양천문학"(heliology)이라고 한다.[26]

서양 점성술에서 태양은 항성임에도 불구하고 다른 천체들과 마찬가지로 "행성"으로 취급된다. 태양은 사자자리의 수호성이며 길성(吉星, benefic)으로 간주된다. 달과 함께 가장 중요한 행성으로 여겨지며, "생명력"과 "에너지"를 상징한다. 관련 키워드로는 "의지", "존엄", "독립심", "활력", "빛나는 것", "명확한 것", "공적인 영역", "자존심(오만함, 자기중심성)" 등이 있으며, 상징하는 인물은 "아버지", "남편", "권력자", "영웅" 등이다. 개인의 기본적인 성격을 해석할 때 달과 함께 중요한 요소로 다루어진다.[284][285]

7. 1. 동아시아의 태양 숭배

동아시아에서는 태양을 큰 양(陽)의 기운만이 모인 것으로 보아 ‘태양(太陽)’이라 불렀다. 동아시아 문화권에서 태양은 종종 임금을 상징하였으며, 흑점이나 일식과 같은 현상은 국가나 왕조에 좋지 않은 일이 생길 징조로 여겨졌다.

한국에서는 삼국 시대 이후로 이러한 태양과 관련된 변화를 관측하고 예측하기 위한 관리를 두었으며, 고구려에서는 해마다 일(日)신에게 제사를 지냈다. 일상생활과 농경의 기준이 되었던 태음태양력 역시 태양과 달의 움직임을 기준으로 만들어졌다. 중국 한나라(기원전 206년~서기 220년) 시대 천문학자들은 흑점 관측 기록을 남겼으며, 수 세기 동안 이러한 관측 기록을 유지했다.

중앙에 태양 문양이 있고 주변을 네 마리의 새가 도는 금 장식
태양과 불사조 금장식(Sun and Immortal Birds Gold Ornament). 고대 촉나라 사람들의 작품으로, 중앙에는 12개의 점으로 이루어진 태양 무늬가 있고, 그 주위를 네 마리의 새가 같은 방향(반시계 방향)으로 날고 있다. 고대 촉나라는 상나라와 동시대에 존재했다.


일본 신화에서 태양신인 아마테라스오미카미


일본의 신토에서는 태양 여신 아마테라스가 가장 중요한 신으로 여겨지며[233][234], 모든 일본 천황의 직계 조상으로 간주된다.[233] 고대 촉나라 유물인 '태양과 불사조 금장식'(Sun and Immortal Birds Gold Ornament) 역시 동아시아의 태양 숭배 문화를 보여주는 사례이다.

7. 2. 고대 이집트의 태양신

이집트 신화에서 파라오는 태양신 라의 아들로 여겨졌으며, 이 때문에 고대 이집트 사회에서 태양은 매우 신성하게 다루어졌다. 태양신의 지위는 라뿐만 아니라 호루스, 아문, 아톤과 같이 주신으로 여겨진 여러 신에게 부여될 정도로, 이집트에서 태양은 강력한 권력을 상징하는 존재였다.

라와 네페르타리의 그림
네페르타리의 무덤(기원전 13세기)에 그려진 라


최소한 고대 이집트 제4왕조부터 태양은 라 신으로 숭배되었다. 라는 매의 머리를 한 신으로 묘사되며, 머리 위에는 태양 원반을 이고 코브라가 그 주위를 둘러싼 모습으로 표현되었다. 신왕국 시대에는 태양이 쇠똥구리와 동일시되기도 했다.

특히 아마르나 시대에는 태양 원반 자체를 의미하는 아텐이 파라오 아케나텐에 의해 잠시 최고의 신, 혹은 유일신으로 숭배되기도 했다.[219][220] 이집트인들은 라 신이 태양선을 타고 하늘을 가로지르며 세상을 다스린다고 믿었다.

8. 태양 관측

C3형 태양 플레어(좌상단 흰 부분), 태양 쓰나미(우상단 물결처럼 생긴 구조), 표면 위로 솟아오른 자기장 끈 구조 다수를 보여주는 태양.


태양에 대한 관측은 고대부터 현대까지 이어져 왔으며, 태양의 구조와 활동을 이해하는 데 중요한 역할을 해왔다. 고대 그리스의 아낙사고라스(기원전 500년경 – 기원전 428년경)는 약 800km 떨어진 두 지점에서 태양의 시차를 측정하여 거리와 크기를 계산하려 시도했다. 지구가 평면이라는 가정하에 계산된 결과(거리 6400km, 지름 56km)는 실제와 크게 달랐지만, "태양은 펠로폰네소스 반도만한 크기"라는 그의 주장은 당시 사람들에게 충격을 주었다. 이후 아리스타르코스(기원전 310년–기원전 230년)는 지구가 구체라는 전제하에 일식 때 달과 태양의 시차가 거의 같다는 점을 이용해 삼각함수로 태양까지의 거리를 계산했고,[276] 히파르코스(기원전 160년–기원전 125년)는 계산의 정밀도를 높였다. 또한 고대 관측 기록을 통해 개기일식 때 채층과 코로나가 관측되었음을 알 수 있다.

근대에 들어 망원경이 발명되면서 태양 관측은 더욱 발전했다. 갈릴레오는 흑점 관측 기록을 남겼으며, 1859년에는 리처드 캐링턴이 태양 플레어를 스케치로 남겼다. 태양 빛을 프리즘으로 분해하여 분석하는 분광학 연구는 뉴턴도 시도했지만, 요제프 폰 프라운호퍼(1787년–1826년)가 태양 스펙트럼 속에서 검은 선들(프라운호퍼선)을 발견하면서 본격화되었다. 1850년대 구스타프 키르히호프(1824년 – 1887년)와 로베르트 분젠(1811년–1899년)은 이 선들이 특정 원소에 의해 빛이 흡수되어 나타나는 것임을 밝혀내 태양 대기의 원소 조성을 알아내는 길을 열었다.[278] 1868년 피에르 얀센(1824년–1907년)은 일식 때 태양광 스펙트럼에서 미지의 원소를 나타내는 선을 발견했고, 이는 태양의 그리스어 이름을 따 '헬륨'으로 명명되었다.[278] 또한, 1908년에는 제만 효과를 이용하여 흑점에 강한 자기장이 존재한다는 사실이 밝혀졌다.

현대에 이르러서는 지상에 설치된 특수 태양 망원경뿐만 아니라, 지구 대기의 영향을 받지 않는 우주 탐사선을 이용한 직접 관측, 그리고 태양 표면의 진동을 분석하여 내부 구조를 연구하는 일진학 등 다양한 방법으로 태양에 대한 이해를 넓혀가고 있다.

8. 1. 육안 관찰

지구에서 관측되는 태양의 눈부심. 직접 관측 시 눈에도 유사한 현상이 나타난다.


태양은 매우 밝기 때문에 맨눈으로 직접 바라보면 고통을 느낄 수 있다. 정상적인 상태의 동공으로 아주 짧은 시간 동안 태양을 보는 것은 괜찮다는 의견도 있지만[350][351], 직접 태양을 응시하는 행위(양지받이)는 안내섬광과 같은 시각 현상이나 일시적인 부분 실명을 유발할 수 있다. 약 4밀리와트의 태양광이 망막에 도달하여 망막을 약간 뜨겁게 만들며, 이는 눈에 잠재적인 손상을 줄 수 있다.[352][353] 특히 태양의 자외선이 강하고 눈에 잘 집중될 때는, 맨눈으로 약 100초 이상 태양을 직접 보면 자외선으로 인한 일광화상과 유사한 망막 손상이 발생할 수 있다.[354][355] 태양광에는 가시광선뿐만 아니라 자외선, 적외선도 포함되어 있어, 맨눈으로 직접 태양을 보면 일식 망막증을 일으켜 망막에 화상을 입거나 후유증이 남을 수 있으며, 심하면 실명할 위험도 있다.[279][280]

쌍안경이나 망원경처럼 빛을 모으는 광학 기기를 사용하여 태양을 관측할 때는 더욱 주의해야 한다. 자외선을 차단하고 태양 빛을 충분히 줄여주는 적절한 필터 없이 태양을 보면 망막에 영구적인 손상을 입을 수 있다. 태양 관측용 필터는 반드시 그 목적을 위해 특별히 설계된 것을 사용해야 한다. 임시로 만든 필터 중 일부는 자외선이나 적외선을 통과시켜 오히려 눈에 해를 줄 수 있다.[356] 필터 없는 망원경으로 한낮의 태양을 잠깐만 보아도 영구적인 손상을 입을 수 있다.[357]

안전한 태양 관측을 위해서는 일식 안경이나 태양 관측 전용 차광 필터 같은 전용 기구를 사용해야 한다. 그을린 유리 조각, 검은색 필름 조각, 사용한 컬러 네거티브 필름 등은 빛을 충분히 줄여주지 못하므로 사용해서는 안 된다. 태양의 위치를 맨눈으로 잠깐 확인한 뒤 필터를 눈에 대는 방식도 망막 손상을 누적시킬 수 있으므로, 반드시 필터를 먼저 눈에 대고 관측을 시작해야 한다.[281] 망원경이나 쌍안경을 사용할 때는 태양 투영판에 태양의 상을 비춰서 보거나, 대물렌즈(빛이 들어오는 앞쪽 렌즈) 앞에 전용 필터를 장착하는 방법이 안전하다.[282] 접안렌즈(눈을 대는 렌즈)에 필터를 끼우는 방식도 있지만, 잘못 조작하면 위험할 수 있다.[283] 적절한 전용 기구를 올바른 방법으로 사용하더라도, 장시간 관측은 눈에 무리를 줄 수 있다. 1분 정도 관측하면 2~3분 정도 휴식을 취하는 것이 좋다.[282]

핀홀 카메라의 원리를 이용하면 간접적으로 태양을 관측할 수 있다. 예를 들어, 일식이 일어날 때 나뭇잎 사이로 비치는 햇살을 보면 달에 가려진 태양의 모양을 관찰할 수 있다. 태양 극대기에는 흑점이 매우 클 경우 핀홀 카메라로 흑점을 관측할 수도 있다.

일출이나 일몰 때는 태양 빛이 지구 대기를 통과하는 경로가 길어져 레일리 산란과 미 산란에 의해 빛이 약해진다.[358] 이때는 태양이 맨눈으로 보거나 광학 기기를 통해 관찰하기에 충분히 어두워지기도 한다. 하지만 구름 사이로 갑자기 강한 햇빛이 나타날 위험이 없는지 확인해야 한다. 안개가 끼거나, 대기 중에 먼지가 많거나, 습도가 높을 때도 태양 빛이 약해지는 효과가 있다.[359]

녹색 광선(Green flash)이라고 불리는 광학 현상은 때때로 일몰 직후나 일출 직전에 관찰될 수 있다. 이 현상은 지평선 바로 아래에 있는 태양 빛이 대기(주로 온도 역전 현상)를 통과하면서 굴절되어 관찰자에게 도달하기 때문에 발생한다. 파장이 짧은 빛(보라색, 파란색, 녹색)이 파장이 긴 빛(노란색, 주황색, 빨간색)보다 더 많이 굴절되지만, 보라색과 파란색 빛은 레일리 산란에 의해 더 많이 흩어져 버리기 때문에 결과적으로 녹색 빛만 뚜렷하게 보이게 된다.[360][214]

8. 2. 태양 망원경

태양은 광량이 매우 많고, 광구 표면의 겉보기 현상은 미세하고 변화가 심하기 때문에 관측에는 특별한 망원경이 필요하다. 일반적으로 초점 거리가 길어 확대율을 높일 수 있고, 수차를 줄이기 위해 F값이 30 이상이며, 분산 성능이 높은 분광기가 요구된다. 이러한 조건을 만족하는 장치는 대형화되기 쉬워, 태양을 추적하는 부분, 빛을 모으는 집광 부분, 빛을 분석하는 분광 부분이 독립적으로 구성되는 경우가 많다.

태양 추적 방식으로는 '시로스타트식'이나 '헬리오스타트식', 진공 망원경이 아닌 경우에는 '타롯식' 등이 사용된다. 태양 관측은 낮에 이루어지므로 밤보다 대기의 흔들림이 커서, 시잉(Seeing, 천체 관측 선명도)을 개선하기 위한 설치 장소와 방법 선택이 중요하다. 고지대나 바다, 숲으로 둘러싸인 장소가 선호되며, 초기에는 태양탑망원경과 같이 높은 구조물 위에 설치되기도 했다. 1998년 사크라멘토 피크 천문대에서 처음 도입된 보상광학 기술 역시 시잉 향상에 기여하고 있다.

8. 3. 우주 탐사선을 이용한 관측

파이오니어 6, 7, 8, 9호 탐사선 그림
파이오니어 6호, 7호, 8호, 9호의 그림


태양 최대 활동 임무 탐사선 그림
태양 최대 활동 임무 탐사선의 그림


율리시스 우주선이 테스트 시설에 있는 모습
''율리시스'' 우주선 진공 스핀 밸런싱 시설에서의 테스트


파커 태양 탐사선 상상도
파커 태양 탐사선의 상상도


지구 대기의 영향을 받지 않고 태양을 연구하기 위해 다양한 태양 탐사선과 관측 위성이 활용된다. 지구 궤도에서 태양을 관측하는 탐사선과 태양 궤도로 직접 향하는 탐사선은 요구되는 성능이 크게 다르다. 특히 태양에 근접하는 탐사선은 지구와의 거리, 강력한 중력, 초고온 환경, 강력하고 다양한 우주선 등 다른 행성 탐사와는 다른 여러 어려움에 직면한다.

행성간 공간에서 장기간 태양을 관측하도록 설계된 최초의 위성들은 1959년과 1968년 사이에 발사된 NASA의 파이오니어 6호, 7호, 8호, 9호였다. 이 탐사선들은 지구와 비슷한 거리에서 태양 주위를 돌며 태양풍과 태양 자기장에 대한 최초의 상세한 데이터를 제공했다. 특히 파이오니어 9호는 1983년 5월까지 데이터를 전송하며 오랫동안 임무를 수행했다.[194][195]

1970년대에는 두 대의 헬리오스 우주선과 스카이랩의 아폴로 망원경 장착물이 태양풍과 태양 코로나에 대한 중요한 새 데이터를 제공했다. 미국과 독일이 공동으로 개발한 헬리오스 1호와 2호는 수성 궤도 안쪽까지 접근하여 태양풍을 연구했다.[196] 1973년 발사된 NASA의 스카이랩 우주 정거장에는 우주비행사가 직접 조작하는 태양 관측소 모듈인 아폴로 망원경 장착물이 탑재되었다.[87] 스카이랩은 태양 천이 영역과 코로나의 자외선 방출을 시간에 따라 관측한 최초의 임무였다.[87] 이를 통해 당시 "코로나 일시 현상"이라 불렸던 코로나 질량 방출과 태양풍과 밀접하게 연관된 코로나 홀을 처음으로 관측했다.[196]

1980년 NASA는 태양 최대 활동 임무(Solar Maximum Mission, SMM) 탐사선을 발사했다. 이 우주선은 태양 활동 극대기에 태양 플레어에서 발생하는 감마선, X선, 자외선(UV) 방사선을 관측하기 위해 설계되었다. 그러나 발사 몇 달 후 전자 장치 고장으로 3년간 비활동 상태에 있었다. 1984년 스페이스 셔틀 ''챌린저''호의 STS-41C 임무를 통해 위성을 회수하고 수리하여 다시 궤도에 올렸다. SMM은 1989년 6월 지구 대기권으로 재진입하기 전까지 수천 장의 태양 코로나 이미지를 촬영했다.[197]

1991년 발사된 일본의 요코(Yohkoh) 위성은 X선 파장으로 태양 플레어를 관측했다. 임무 데이터를 통해 다양한 유형의 플레어를 식별하고, 최대 활동 영역 바깥의 코로나가 예상보다 훨씬 역동적임을 밝혔다. 요코는 전체 태양 주기를 관측했지만, 2001년 금환일식 중 태양 추적 기능을 상실하여 대기 모드로 전환되었고 2005년 대기권 재진입으로 파괴되었다.[198]

유럽우주국(ESA)과 NASA가 공동으로 개발한 SOHO(Solar and Heliospheric Observatory)는 1995년 12월 2일에 발사되었다.[87] 원래 2년 임무였으나,[199] 2024년 현재까지도 운영 중이다.[200] 지구와 태양 사이의 L1 라그랑주점에 위치하여 여러 파장에서 태양을 지속적으로 관측하고 있다.[87] SOHO는 직접적인 태양 관측 외에도, 태양에 접근하며 소멸하는 작은 태양 근접 혜성을 포함하여 수많은 혜성을 발견하는 데 기여했다.[201]

이전 위성들은 대부분 황도면에서 태양을 관측하여 적도 지역에 대한 정보만 자세히 얻을 수 있었다. 태양의 극지방을 연구하기 위해 1990년 ''율리시스''(Ulysses) 탐사선이 발사되었다. 이 탐사선은 먼저 목성으로 이동하여 중력 도움(슬링샷)을 받아 황도면 위쪽으로 궤도를 변경했다. ''율리시스''는 고위도에서 태양풍과 자기장 세기를 관측하여, 고위도 태양풍 속도가 예상보다 느린 약 750km/s이며, 고위도에서 발생하는 큰 자기파가 은하 우주선을 산란시킨다는 사실을 발견했다.[202]

광구의 원소 구성은 분광학적 연구로 잘 알려져 있지만, 태양 내부의 구성은 상대적으로 덜 알려져 있다. 태양풍 시료를 지구로 가져오는 임무인 ''제네시스''(Genesis)는 태양 물질의 구성을 직접 측정하기 위해 계획되었다.[203] 2004년 탐사선이 지구로 귀환했지만, 시료 캡슐이 대기권에 재돌입할 때 낙하산이 제대로 작동하지 않아 지표면에 충돌하면서 샘플 일부가 손상되었다. 현재도 샘플 분석이 진행 중이다.

X선을 이용한 태양 관측은 1970년대부터 활발히 이루어졌으며, 미국의 스카이랩, 솔라맥스(SMM), ESA와 NASA의 SOHO, 일본의 히노토리, 요코, 히노데 등이 대표적이다. 스카이랩과 요코는 고해상도의 코로나 영상을 제공하는 데 기여했다. 히노데 위성은 가시광선, 자외선, X선 등 여러 파장을 동시에 관측할 수 있는 장비를 탑재했다.

8. 4. 일진학

태양 내부에는 난류적인 대류와 함께 음파적인 파동(태양의 고유 진동)이 존재하며, 이 두 가지가 표면의 운동 속도장을 결정한다. 태양광, 특히 흡수선의 도플러 효과를 통해 광구 표면의 각 부분에 대한 정보를 알 수 있다. 이는 1960년 미국의 로버트 레이턴(Robert Leighton) 등이 과립상반을 관찰하는 과정에서 발견한 것으로, "5분 진동"이라고 불린다. 처음에는 태양 대기의 국지적인 현상으로 여겨졌지만, 1970년대에 p모드라고 불리는 태양이 지닌 고유 진동이 원인임이 밝혀졌다. 태양 광구상에서 매우 두드러지는[243] 5분 진동은 양자역학에서 다루는 구면 조화 함수로 기술할 수 있는, 양자수가 다른 다양한 음파의 고유 진동이 중첩된 결과였다. 이 이론은 가시광선으로 관찰할 수 없는 태양 내부를 조사할 수 있기 때문에 주목을 받았고, 지구 내부를 지진파로 조사하는 방법과 기본적으로 같기 때문에 "일진학"(helioseismology)이라고 불린다.

일진학은 대류층의 깊이를 명확히 했다. 외부에서 대류를 관찰하는 것만으로는 불명확했던 대류의 깊이가 고유 진동 분석을 통해 밝혀졌고, 그때까지 생각했던 것보다 대류층이 더 두꺼웠다. 또한, 음파가 전달되는 속도가 온도에 의존한다는 점에서 태양 내부의 온도 분포를 계산할 수 있게 되었다. 이것은 "태양 중성미자 문제"가 해결되기 전에 제기된 중심 온도에 대한 의문에 대해, 계산값이 표준 태양 모델과 가까운 것을 보여주었다. 더 나아가 태양 내부의 자전 속도 분석에도 답을 제시하여, 표면과 같은 차등 회전은 내부에는 크게 나타나지 않는다는 것이 밝혀졌다.

9. 태양 연구의 과제

태양 관측은 고대부터 이루어졌으며, 개기일식을 통해 채층과 코로나가 관측되었다는 기록이 남아있다. 갈릴레오는 흑점 관측 기록을 남겼고[277], 1859년에는 리처드 캐링턴(Richard Carrington)이 태양 플레어의 모습을 스케치했다. 태양 빛을 프리즘으로 분석하는 시도는 뉴턴도 했지만, 요제프 폰 프라운호퍼(Joseph von Fraunhofer) (1787년–1826년)가 분광 스펙트럼 속에서 검은 선들(프라운호퍼선)을 발견했다. 1850년대에 구스타프 키르히호프(Gustav Kirchhoff) (1824년–1887년)와 로베르트 분젠(Robert Bunsen) (1811년–1899년)은 이 검은 선들이 특정 원소에 의해 빛의 특정 파장이 흡수되어 나타나는 것임을 밝혀내어 태양 대기의 원소 조성을 알아내는 길을 열었다.[278] 분광 분석을 통해 방출선과 원소의 관련성이 알려진 후, 1868년 피에르 얀센(Pierre Janssen) (1824년–1907년)은 일식 때 태양광 스펙트럼을 관측하던 중 아직 알려지지 않은 원소를 나타내는 방출선을 발견했다. 이 원소는 나중에 태양을 뜻하는 그리스어 '헬리오스'에서 이름을 따와 헬륨이라고 명명되었다.[278] 제만 효과를 이용하여 흑점의 자기장을 측정한 것은 1908년의 일이다.

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