태양: 두 판 사이의 차이

{{다른 뜻}}

{{항성 정보/태양}}

 

'''태양'''(太陽)은 [[태양계]] 중심에 있으며 [[지구]]에서 가장 가까운 [[항성]](또는 [[별]])이다. 본래 [[한국어]]로 '''해'''라고 하며, 태양이란 한자어는 음양(陰陽: "물과 불", "그늘과 볕", "차가움과 뜨거움" 등)가운데 가장 큰(太) 양(陽)이라는 뜻이다. 지구를 비롯한 태양계 여러 [[행성]]과 [[소행성]], [[유성]], [[혜성]] 등의 [[천체]]가 태양을 중심으로 돌고 있다. 지구는 태양을 일정한 궤도로 공전하고 있으며, 그렇기 때문에 지구에서 바라보는 태양은 연중 일정한 궤도를 운행하는 것처럼 보인다. 이 궤도를 [[황도]]라 한다. 지구는 태양을 공전하는 것 외에도 스스로 24시간에 1회 서에서 동으로 자전하기 때문에, 지구 표면에서 관측자 눈에는 태양이 동쪽 지평선에서 떠올라 일정 시간 동안 하늘을 서쪽으로 횡단한 뒤 서쪽 지평선 아래로 지는 것처럼 보인다<ref>[[미국]] [[알래스카 주|알래스카]]나 [[캐나다]] [[밴쿠버]], [[토론토]], [[노르웨이]] [[오슬로]], [[릴레함메르]], [[베르겐]] 등 고위도로 갈수록 해가 일찍 지고 저위도에서는 늦게 진다. [[겨울]] {{국기나라|아이슬란드}}나 {{국기나라|노르웨이}} [[오슬로]], [[베르겐]] 등에서는 해가 오후 3시만 되어도 지고 {{국기나라|러시아}} 수도 [[모스크바]], {{국기나라|캐나다}} [[토론토]], [[오타와]], [[밴쿠버]] 등에서는 해가 오후 4시만 되어도 진다. {{국기나라|대한민국}} [[서울]]은 [[겨울]]에 해가 오후 5시에서 5시 30분 사이에 진다.</ref>.

 

== 특성 ==

태양의 표면은 대부분 [[수소]](전체 질량의 약 74%, 전체 부피의 92%)와 [[헬륨]](약 24~25%의 질량, 7%의 부피)<ref>

[http://front.math.ucdavis.edu/0711.4590 Sarban Basu, 「Helioseismology and Solar Abundances」, 《Physics Report》, 2007.]</ref>, 그밖에 [[철]]을 비롯한 [[니켈]], [[산소]], [[규소]], [[황]], [[마그네슘]], [[탄소]], [[네온]], [[칼슘]],[[베릴륨]], [[크로뮴]] 등<ref>

=== 핵 ===

{{본문|태양핵}}

[[태양핵]]은 태양 반지름 중 중심에서 약 0.2 ~ 0.25 퍼센트 거리의 영역이다.<ref name="Garcia2007">

{{저널 인용

 

=== 광구 ===

{{본문|광구}}

광구는 우리 눈이 보지 못하는 태양 표면으로, 태양이 가시광선에 대해 불투명해지는 층 아래 부분에 해당된다.<ref name=Abhyankar1977/> 광구보다 고도가 높은 곳에서 가시광선은 우주로 자유롭게 뻗어 나가며 가시광 에너지는 태양을 완전히 탈출한다. 불투명도가 변하는 이유는 가시광선을 쉽게 흡수하는 H⁻ 이온의 양이 줄어들기 때문이다.<ref name=Abhyankar1977/> 반대로 우리 눈에 보이는 가시광은 전자가 [[수소]] 원자와 반응하여 H⁻ 이온을 만들어 낸 결과이다.<ref name="Gibson">

=== 대기 ===

{{참조|코로나|코로나 루프}}

태양 광구보다 높은 고도 전체를 통틀어 ‘태양 대기’라고 부른다.<ref name=Abhyankar1977/> 태양 대기는 전파에서 가시광선, [[감마선]]까지 [[전자기 스펙트럼]] 전역을 통한 관측이 가능한 망원경으로 볼 수 있다. 태양 대기는 크게 ‘극저온층’, [[채층]], [[천이영역]], [[코로나]], [[태양권]]의 다섯 부분으로 구별된다.<ref name=Abhyankar1977/> 태양의 희박한 외곽 대기로 알려진 태양권은 [[명왕성]] 궤도 너머 [[태양권계면]]까지 뻗어 있으며, 태양권계면에서 태양권은 [[성간 매질]]에 대해 뚜렷한 [[충격파]] 경계를 형성한다. 채층, 천이영역, 코로나는 태양 표면보다 훨씬 뜨거운데,<ref name=Abhyankar1977/> 그 이유는 완전히 밝혀지지는 않았으나 [[알페인파]]가 코로나를 이처럼 뜨겁게 가열시키기에 충분한 에너지를 가지고 있음이 증거를 통해 드러났다.<ref>

{{저널 인용

극저온층 위 2000킬로미터에 걸쳐 방출 및 흡수선들이 강하게 나타나는데<ref name=Abhyankar1977/> 이 부분을 채층이라고 부른다. 채층은 그리스어로 ‘색’을 뜻하는 ''chroma''에서 온 용어로, [[일식]]의 시작과 끝 부분에서 색깔 있는 빛이 번쩍거리는 형태로 보이는 데에서 이런 이름이 붙었다.<ref name="autogenerated1"/> 채층의 온도는 고도가 높아지면서 점차 올라가며 최상단에서는 2만 켈빈까지 치솟는다.<ref name=Abhyankar1977/> 채층 상단에서 [[헬륨]]은 부분적으로 [[이온화]]된다.<ref name=Hansteen1997>{{저널 인용|성=Hansteen|이름=V.H.|공저자=Leer, E.|제목=The role of helium in the outer solar atmosphere|연도=1997|저널=The Astrophysical Journal|volume=482|쪽=498–509|doi=10.1086/304111|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1997ApJ...482..498H|ref=harv}}</ref>

 

채층 위로 약 200킬로미터 두께의 [[천이영역]]이 있는데, 천이영역 최하단에서 상단까지 온도는 2만 켈빈에서 100만 켈빈까지 급격히 치솟는다.<ref name=Erdelyi2007>{{저널 인용|이름=Erdèlyi|성=R.|공저자=Ballai, I.|제목=Heating of the solar and stellar coronae: a review|출판연도=2007|저널=Astron. Nachr.|volume=328|pages=726–733|doi=10.1002/asna.200710803|url=http://www3.interscience.wiley.com/journal/116320594/abstract|ref=harv}}</ref> 이 급격한 온도 상승 원인은 천이영역 내에서 헬륨이 완전히 이온화되어 플라스마의 복사 냉각을 크게 떨어뜨리기 때문이다.<ref name=Hansteen1997/> 이 천이영역은 고정된 고도에서 형성되는 것은 아니며 대신 채층 구조 주변에서 [[스피큘]]이라는 이름의 [[무리 (물리학)|무리]] 및, 혼란스럽게 움직이는 [[태양홍염]]을 형성한다.<ref name="autogenerated1"/> 지구상에서 천이영역을 보기는 쉽지 않으나 전자기 스펙트럼상 [[자외선]]에 민감한 관측 기구로 [[우주]]에서 태양을 관측하면 쉽게 볼 수 있다.<ref name=Dwivedi2006>{{저널 인용|성=Dwivedi|이름=Bhola N.|제목=Our ultraviolet Sun|연도=2006|저널=Current Science|volume=91|issue=5|쪽=587–595|issn=0011-3891|url=http://www.ias.ac.in/currsci/sep102006/587.pdf|형식=pdf|ref=harv}}</ref>

 

 

적색 거성 단계에서 태양은 극심한 맥동 현상을 일으키며 외곽 대기를 우주 공간으로 방출하면서 행성상 성운을 이루게 된다. 외층이 탈출한 뒤 극도로 뜨거운 중심핵이 남을 것이다. 이 중심핵은 천천히 식으면서 수십억 년에 걸쳐 어두워지면서 [[백색 왜성]]이 된다. 이 [[항성진화]] 시나리오는 질량이 태양과 비슷하거나 좀 더 무거운 별들이 겪는 운명이다.

 

== 같이 보기 ==