태양: 두 판 사이의 차이
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|제목=Astronomers Had it Wrong: Most Stars are Single
|출판사=Space.com
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|url=http://www.space.com/scienceastronomy/060130_mm_single_stars.html
|확인날짜=2007-08-01 }}</ref><ref>
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|쪽=25–27
|출판사=Simon & Schuster
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|isbn=0684856182
}}</ref> 지구의 [[날씨]] 및 [[기후]]를 만든다. [[인류]]는 [[선사 시대]] 이래로 태양이 지구에 미치는 막대한 영향 및 중요성을 알고 있었으며 일부 문화권에서는 태양을 [[신]]으로 숭배하기도 했다. 태양에 대한 정확한 과학적 지식의 발달 속도는 느렸으며 19세기까지도 천문학자들은 태양의 물리적 조성 및 에너지 원천에 아는 것이 별로 없었다. 현대에도 태양에 대해 모든 것이 밝혀진 것은 아니며 태양의 불규칙한 활동이 일어나는 원인은 아직까지 명확히 밝혀지지 않고 있다.
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|bibcode=2000A&A...355..365G
|ref=harv
}}</ref> 이는 태양의 양극간 지름과 적도 지름이 불과 10킬로미터밖에 차이나지 않음을 뜻한다. 태양은 [[플라스마]]가 뭉친 상태로 존재하며 딱딱한 고체가 아니다. 태양은 극보다 적도에서 더 빠르게 자전한다. 이를 [[태양 자전|차등 회전]]으로 부르며 태양 내부 [[대류]] 및 질량 이동의 원인이 된다(태양 중심부에서 외곽부로 나가면서 급격한 [[온도 그래디언트]]를 보여주기 때문이기도 하다). 이 질량은 태양 북극 방향에서 볼 때 태양의 시계 반대방향 [[각운동량]] 일부를 옮겨 각운동량을 재배분한다. 이 ‘실제 자전’ 주기는 적도에서 약 25.6일, 극에서 약 33.5일이다. 그러나 지구가 태양을 돌면서 우리가 태양을 바라보는 위치는 변하기 때문에 적도상에서 우리 눈에 보이는 ‘겉보기 자전’ 주기는 약 28일이다.<ref name=Phillips1995-78>Phillips, 1995, pp. 78–79</ref> 이처럼 느린 자전에서 나오는 원심력 효과는 태양 적도상 표면 중력 18분의 1에 지나지 않는다. 행성의 조석 효과는 더 약하여 태양 겉모양에 별다른 영향을 미치지 못한다.<ref name=Schutz2003>{{서적 인용|성=Schutz|이름=Bernard F.|제목=Gravity from the ground up|
태양은 [[중원소 함량|항성종족 I]]에 속하며 중원소가 풍부한 별이다. [[천문학]] 분야에서 ‘중원소’ 혹은 ‘금속’은 수소와 헬륨보다 무거운 모든 원소를 부르는 말이다.<ref name=zeilik>
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태양 반지름 0.25 ~ 0.7배에 해당되는 층에서 태양 내부 물질은 뜨겁고 농밀해지고, 중심핵의 뜨거운 열을 바깥으로 전달하는 [[열복사]]가 일어나기에 충분한 환경이 된다.<ref name="autogenerated1"/> 이 층에서는 열적 [[대류]]는 전혀 일어나지 않는 반면 내부 물질은 위층으로 올라갈수록 냉각된다(700만 켈빈에서 200만 켈빈까지 떨어진다). 이 [[온도 그래디언트]]는 [[단열감률]](斷熱減率) 값보다는 작기 때문에 대류 원인이 되지는 않는다.<ref name=NASA1/> 열은 [[복사 (물리학)|복사]]를 통해 이동한다. 수소와 헬륨 [[이온]]은 광자를 방출하는데 이는 매우 짧은 거리를 여행한 뒤 다른 이온에 재흡수된다.<ref name="autogenerated1"/> 복사층 하단에서 최상층으로 올라가면서 밀도는 백분의 일(20 g/cm<sup>3</sup>에서 0.2 g/cm<sup>3</sup>)로 떨어진다.<ref name="autogenerated1"/>
복사층과 대류층 사이에 소위 [[타코클라인]]으로 불리는 전이층이 있다. 여기는 대류층의 단일 회전 및 차등 회전 사이에 미묘한 주도권 교체가 일어나, 연속적인 수평층이 다른 층 사이로 미끄러져 들어가는 곳이다.<ref>{{서적 인용 | url = http://books.google.com/?id=PLNwoJ6qFoEC&pg=PA193 | isbn = 9780849333552 | 쪽 = 193–235 | chapter = The solar tachocline: Formation, stability and its role in the solar dynamo | 저자 = ed. by Andrew M. Soward... |
=== 대류층 ===
238번째 줄:
|쪽=22
|출판사=Springer
|
|isbn=9783540410645
}}</ref>
250번째 줄:
|제목=The Quiet Sun
|출판사=[[NASA]]
|
|isbn=
|id={{ASIN|B0006C7RS0}}
259번째 줄:
|출판사=University Science Books
|volume=1
|
|isbn=0935702644
}}</ref>
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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|연도=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>
[[코로나]]는 태양에서 확장되어 나온 바깥쪽 대기로 태양 본체보다 부피면에서 훨씬 더 크다. 코로나는 연속적으로 우주 공간으로 확장되어 [[태양풍]]을 형성하며 이는 [[태양계]] 전체를 채우고 있다.<ref name=Russell2001/> 태양 표면에서 매우 가까운 저층 코로나의 입자 밀도는 약 10<sup>15</sup> ~ 10<sup>16</sup>m<sup>−3</sup>이다.<ref name=Hansteen1997/>{{#tag:ref|지구상 해수면의 입자 밀도는 약 2{{e|25}}m<sup> ~ 3</sup>이다.|group=note}} 코로나와 태양풍의 평균 온도는 약 1,000,000에서 2,000,000 [[켈빈|K]]이지만, 가장 뜨거운 영역의 온도는 8,000,000 ~ 20,000,000 켈빈이다.<ref name=Erdelyi2007/> 이처럼 코로나가 본체 표면보다 훨씬 더 뜨거운 이유를 완벽히 설명하는 이론은 아직 나오지 않았으나 [[자기 재결합]]이 최소한 이러한 온도 상승의 원인 가운데 하나로 알려져 있다.<ref name=Erdelyi2007/><ref name=Russell2001>{{서적 인용|성=Russell|이름=C.T.|제목=Space Weather (Geophysical Monograph)|
태양풍 플라스마로 가득 채워진 태양 주변의 [[태양권]]은 [[태양반경]]의 20배 정도 되는 곳부터 태양계 바깥 경계면까지 뻗어 있다. 태양권의 안쪽 경계는 태양풍이 흐르는 속도가 [[알페인파]]보다 빨라지는 곳이다.<ref>
308번째 줄:
|쪽=275
|출판사=Cambridge University Press
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|isbn=9780521810579
}}</ref> 이 안쪽 경계 바깥쪽의 난류 및 동역학적 힘은 안쪽 태양 코로나의 모양을 바꾸지 못하는데, 그 이유는 정보는 알페인파보다 빠른 속도로 이동할 수 없기 때문이다. 태양풍은 바깥쪽으로 계속하여 태양권을 뚫고 움직이면서 [[파커 나선]] 모양의 태양 자기장을 형성하고,<ref name=Russell2001/> 태양과 50천문단위 떨어진 거리에서 [[태양권계면]]과 충돌한다. 2004년 12월 [[보이저 1호]]는 태양권계면의 일부로 생각되는 [[충격파]] 지대를 통과했다. 보이저 1호 및 [[보이저 2호|2호]] 둘 다 경계면을 지나가면서 고에너지 입자들의 존재를 기록했다.<ref>
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