태양
태양은 우리에게 가장 가까운 별이다. 태양 표면 층의 불가사의한 성질 및 표면에 나타나는 현상들은 그 용이한 관측성으로 인해 인류의 역사와 함께 집중적으로 연구되어 왔다. 그리고 전형적인 별로서의 태양의 연구는 다른 별을 연구하는데에 있어 기초가 되고 있다.
Parameter
질량 : 200000,00000,00000,00000,00000,00000 kg
반지름 : 700000000 m
밀도 : 1400 kg/m^3
표면 중력가속도 : 274 m/s^2 (지구는 9.8m/s^2)
자기장 – 흑점 0.3 T(테슬라)
태양평균 0.0001 T
태양은 지구로부터 1AU 떨어진 곳에 위치하고 있다. 어째서 1이라고 묻는다면 간단하다. 지구와 태양간의 거리를 기준으로 삼은 거리 척도가 AU이기 때문이다. 태양은 생명을 유지하는데 필요한 에너지를 공급해 준다. 태양보다 반지름은 100배 가량이 크고, 무게는 무려 30만배 이상이 커다란 이 엄청나게 커다란 별은 막대한 복사 에너지를 방출한다. 그럼에도 밀도는 1.4g/cm^3에 불과하다.
이는 태양이 주로 수소와 헬륨으로 구성되어 있다는 사실과 잘 부합한다.
정리하자. 태양은 크고, 무겁다. 그러나 밀도는 작다. 이것은 즉 태양 내부의 입자가 어느 정도 공간의 여유를 얼기설기 엮여있음을 의미한다. 이것이 과연 가능한가? 사람의 경우에도 크고 뚱뚱한 경우에는 제 몸하나 가누는 것이 대단히 어렵다. 관절에 가하는 부담도 엄청나고 내장은 살과 지방에 의해 짓눌리기 일쑤이다.
행성, 항성이라고 크게 다를바가 없다. 크고 무거운 행성들은 그 자체의 무게에 의해서 짓눌리는 힘이 엄청나다. 이 힘을 우리는 중력이라고 말한다. 따라서 별다른 이유가 없다면 태양은 자체적인 중력에 의해서 상당히 쪼그라 들어야 할 것이고, 그럴 경우 밀도는 상당히 클것이다. 하지만 실제로 태양의 밀도는 작다. 이것은 무엇을 의미하는가? 무엇인가. 태양
내부에서 중력을 향해 저항하는 또 다른 무엇인가가 있음을 암시한다. 그것이 바로
압력과 온도이다. 태양 내부에서 발산하는 복사압과 고온의 가스가 이 막대한 중력 수축에 저항하여 저지선을 구성한다. 이 온도는 너무나 높아서 태양 내부의 대부분의 가스는 거의 ‘플라즈마’상태로 존재한다. 보통 우리는 물체의 상은 세 가지로 구분한다. 고체, 액체, 기체가 바로 그것이다. 그러나 실질적으로 한가지의 추가적인 상이 더 존재하는 데 그것이 바로 ‘플라즈마’이다. 온도가 높아지면 원자의 경우 서로간의 전기적인 인력으로부터 벗어나서 자유롭게 돌아다니게 되는데, 이것이 바로 기체 상태이다. 여기서 보다 높은 열을 가하면 원자 내부에서 원자핵과 전자 간의 속박되어 있던 힘마저 극복하고 ‘이온화’되게 된다. 이를 플라즈마라 한다.
온도, 압력, 밀도는 태양의 표면으로부터 안쪽으로 들어감에 따라 점점 더 증가하게 되는데, 표면에서는 6000K 남짓했던 온도가 태양의 중심부에 가면 100000000K를 넘어설 정도로 그 증가량은 엄청나다. 이 온도에서 ‘열핵반응’ – ‘핵융합 반응’ 으로 에너지가 생산되고 있다. 태양의 중심핵(Core)의 높은 온도는 수소로 하여금 엄청나게 막대한 운동에너지를 가능하게 하고 이렇게 충돌한 수소는 헬륨으로 변환하게 된다. 이때 0.0071에 달하는 질량이 E=mc^2의 공식에 따라 에너지로 환원되게 된다. 이 높은 에너지가 광자와 열운동의 형태로 방출되고, 이들은 이내 두꺼운 ‘복사층’을 거친후 외부의 ‘대류층’에 도달하게 된다. 대류층에 이르게 되면 전달된 많은 에너지가 가스의 ‘끓음 운동’에 의해 전달된다. 간단히 생각하여 찬물과 뜨거운 물을 섞어 놓으면 뜨거운 물은 밀도가 낮아 상승하고 차가운 물은 밀도가 높아 하강한다. 이렇게 섞이는 대류현상을 일컫는다.
정리하면 태양의 구조는 중심핵 (Core) >>> 복사층 >>> 대류층 이다.
(이것은 지구로 치면 핵>>맨틀>>지각 정도가 되겠다.)
그리고 그 보다 외각에 태양의 대기층이 시작된다. 지구처럼 대기는 기체이고, 대지와 핵 부분은 고체일 경우, 대기층과 아닌 것을 구분하기란 간단하지만. 태양처럼 애초에 전부 기체인 경우에는 대기층을 딱히 정할 기준이 마땅치 않다. 따라서 우리는 우리가 관측할 수 있는 최대한의 깊이에 이르는 층까지를 대기층으로 간주한다. 이를 광구라고 부른다. 여기서 태양을 노란,혹은 주황색으로 빛나게 하는 대부분의 전자기파가 발생된다. 이 광구에 태양의 특징 중 하나인 ‘흑점’이 분포하고 있다. 이 광구의 바로 위에 존재하는 층이 채층으로 태양의 격렬한 반응인 ‘플레어’ , ‘프로미넌스’ 등이 흑점에서 발생한 자기장과 어우러져 발생한다. 그리고 지구로 치면 열권에 해당하는 엷고 넓게 퍼진 층이 태양의 최외각 대기층을 형성하는 코로나이다. 개기일식 때 볼 수 있는 환상적이고 신비스러운 그 빛은 태양풍과 더불어 상당히 넓은 범위로 분포하고 있다.
정리하면 태양의 대기구조는 광구 >>> 채층 >>> 코로나 이다.
(지구로 치면 지표면 >>> 대류권 >>> 열권 정도가 되겠다.)
광구
광구는 우리가 들여다 볼수 있는 최대의 깊이에 의해 정해졌으므로, 우리는 광구보다 아래를 볼 수 없다. 즉, 가스에 의해 가시광이 차단되는 한계점이라고 말할 수 있겠다. 여기에서 관측되는 것 중 가장 기본적인 조직이 쌀알 무늬(granule)이다. 태양 표면에 쌀알과 같은 흰색 점들이 무수히 많이 찍혀있다. 평균 지름은 대략 700km정도로 매우 작다.(천문학을 할때는 마음 씀씀이를 넉넉히 가져야 한다. 우리는 때때로 광년과 같은 엄청난 단위를 너무나 아무렇지도 않게 사용하곤 한다)
이러한 쌀알무늬가 생기는 배경은 대기층의 바로 아래에 존재하는 층이 대류층이라는 것에서 기인한다. 여기에서는 열에너지가 대류에 의해서 전달되므로 고온의 가스덩어리가 상승하고 하강하는 것을 반복한다. 여기서 상승하는 지점은 밝게, 하강하는 지점은 어둡게 나타난다. 이러한 고온의 어너지 가스의 운동으로 인해 태양표면에는 얼룩덜룩한 쌀알무늬가 나타나게 된다.
광구의 또 다른 흥미로운 현상의 하나인 흑점은 대략 3800K 정도의 온도이다. 주변의 광구의 온도가 5800K 정도이니 대략 2000K나 낮은 셈이다. 주변이 워낙 상대적으로 밝다보니 흑점은 주변의 기세에 눌려서 어두운 점으로 보인다. 흑점에서 가장 어두운 중심부를 본영이라 하고 상대적으로 밝은 주변부를 반영이라고 한다. 모든 흑점은 작은 흑점인 미소 흑점으로 시작하는데, 대부분의 흑점이 이내 깨어져 다시 원래의 광구의 표면으로 바뀐다. 그러나 어떤 흑점들은 대단히 크게 발달하여, 지름이 30,000km 까지 가는 경우도 있다. 이 경우 흑점은 지구보다도 훨씬 더 크다.
흑점이 태양 연구에서 있어서 가장 중요한 위치를 점하는 이유 중의 하나는 첫번째이야기에 소개되었던 태양의 스테이터스에서도 알 수 있다. 자기장이다. 태양의 평균이 0.0001T 정도 인데에 반해 흑점의 자기장은 무려 0.1T나 된다. 무려 1천 배나 강함을 알 수 있다. 여기서 우리는 흑점이 차가워 지는 원인을 알 수가 있다. 태양의 기체는 플라즈마 상태이고 따라서 전하를 띄고 있다. 이것은 흑점에서 방출되는 자기장의 영향을 받아 흑점 주변으로의 광구에의 대류를 상당부분 억제한다.
그리고 상식적으로 알다 시피 모든 자기력선은 닫힌 곡선이 되어야 한다. 간단히 이야기 하자면 N극이 있다면 S극이 있어야 하고, S극이 있다면 N극이 있어야 한다. 작은 막대자석을 반으로 나누면 N극 자석과 S극 자석이 되는 것이 아니라, 작은 막대자석 2개로 나뉘어 진다. 따라서 흑점의 경우 보통 서로 다른 극성을 띈 흑점이 쌍으로 존재한다. 이를 쌍극성 흑점이라고 한다.
그리고 이러한 흑점의 숫자는 태양 대기의 활동을 상당히 크게 좌우한다. 흑점 수는 어떤 주기성을 가지고 늘어나고 줄어듬을 반복하는데, 그것은 평균 적으로 11년 정도이다. 흑점 주기가 시작하면 흑점은 상당히 고위도인 30도에서부터 소수가 발생한다. 그리고 시간이 지날수록 흑점군의 위도는 적도 부근으로 모여들게 되는데, 15도가 되었을 때 흑점의 수는 최대가 된다. 그리고 주기의 마지막에는 8도 정도까지 소수의 흑점만이 나타나게 되고, 다시금 고위도에서부터 차례로 등장하게 된다.
여기서 주의해야 할 것은 절대 흑점은 ‘움직이지’ 않는다. 흑점은 제자리에서 나타나 제자리에서 사라진다. 자기장으로 인해 주변 광도보다 비정상적으로 차가운 흑점은 짧게는 몇일 에서부터 길게는 몇 개월까지도 살아남을 수 있지만 태양의 엄청난 수명에 비하면 아주 격렬하게 사라진다고 할 수 있다. (흑점의 이러한 성질을 이용해 자전 방향을 결정한다)
채층
태양의 채층은 광구보다 위에 있는 태양의 대기층으로 두께는 약 10,000km 정도이다. 태양의 중력으로부터 보다 자유롭기 때문에 밀도 역시 광구보다 훨씬 작다.