서론

우리가 따뜻함을 느끼고, 낮과 밤의 리듬을 경험하며, 사계절의 변화를 경험하는 모든 현상은 모두 태양에서 비롯된다. 태양계의 중심에 위치하며 지구에서 1억 5천만 km 또는 1AU 떨어진 이 천체는 반지름 약 \(7\times10^5\) km, 질량 약 \(2\times10^{30}\) kg의 G2V형 주계열성으로, 태양계 전체 질량의 99.86%를 차지한다. 태양이 뿜어내는 에너지는 매초 \(3.86\times10^{26}\) J 에 이르며, 이 중 극히 일부만으로도 지구의 기후, 생명 활동을 가능케 한다. 태양계 시리즈의 첫 장에서는 태양계에서 가장 중요한 천체라고 할 수 있는 태양에 대해 3파트에 걸쳐 다루어 보고자 한다. Part 1에서는 태양의 내부 구조를, Part 2에서는 태양의 대기를, Part3에서는 태양 활동을 중점적으로 다룰 것이다.

태양의 구조

태양 내부의 압력과 온도는 태양의 중력을 지탱할 정도로 매우 커야 한다. 따라서 태양은 고온의 가스로 되어 있으며 이는 대부분 이온화된 상태인 플라즈마로 존재한다. 태양의 온도, 밀도, 압력은 중심에 가까워 질수록 증가하며 중심핵에서는 핵융합 반응을 통해 에너지를 낸다. 중심핵에서 생산된 광자는 태양의 복사층, 대류층을 지나 태양의 복잡한 대기층으로 전달된다. 태양 대기의 바닥층은 광구이며 그 위에 채층이 자리한다. 채층 넘어에는 얇게 펼쳐져 있는 코로나가 있다. 이처럼 태양은 매우 복잡한 구조를 지닌다. 이 구조를 하나하나 자세히 알아보자.

중심핵

태양의 중심핵(solar core)은 태양의 중심으로부터 태양 반지름의 20~25% 정도의 영역이다. 중심부의 온도는 \(1.5 \times10^7\)K (표면의 온도가 5800K 정도이니 얼마나 높은 온도인지 실감할 수 있을 것이다.), 밀도는 \(150\mathrm{g/cm^3}\)에 달한다. 이러한 환경에서는 수소가 핵융합하여 헬륨이 되는 반응이 일어난다. 이 과정에서 태양이 방출하는 에너지가 발생한다. 태양은 주로 양성자-양성자 연쇄반응(흔히 PP 반응이라 부른다)이라는 이름의 핵융합을 통해 에너지를 생성하며 2% 미만은 탄소가 촉매 역할을 하여 수소 4개가 헬륨으로 융합되는 과정인 CNO 순환반응을 통해 형성한다. 태양의 중심핵은 태양에서 핵융합 반응이 효과적으로 수행될 수 있는 유일한 공간으로 중심핵을 제외한 태양의 모든 부분은 에너지를 전달하는 역할을 할 뿐 에너지를 직접적으로 생산하지 않는다.

복사층

태양의 중심핵 위에는 복사층(radiative zone)이 위치한다. 복사층은 핵에서 나온 에너지를 복사의 형태로 대류층까지 전달하는 구간이다. 복사층은 태양의 반지름의 70% 에 해당하는 부분까지 뻗어있다. 중심핵에서 생성된 에너지 입자에서 입자로 이동하는 광자에 의해 전달된다. 수소나 헬륨 이온이 지속적으로 광자를 흡수, 방출하는 과정을 반복하며 약 100만년 정도의 오랜 시간이 지난 후에야 핵에서 출발한 광자가 대류층에 도착하게 된다. 복사층의 밀도는 중심핵과 복사층의 경계에서의 \(20 \mathrm{g/cm^3}\)에서 \(0.2 \mathrm{g/cm^3}\)까지 떨어지며 온도는 약 \(7 \times10^6\)K에서 약 \(2\times10^6\)K로 떨어진다.

대류층

대류층(convective zone)은 태양의 내부 구조에서 가장 바깥쪽에 위치해 있다. 표면에서 20만 km 깊이에 이르는 대류층에서는 밀도나 온도가 너무 낮아 복사를 통해 내부 열 에너지가 밖으로 전달되는 것이 어렵고, 결국 상승류가 뜨거운 물질을 열적 대류를 통해 직접 표면까지 이동시키는 현상이 일어난다. 이러한 대류 운동은 열을 매우 빠르게 전달한다.  태양 표면에서의 온도는 5800K까지 떨어지며 밀도는 단지 \(2 \times10^{-7}\mathrm{g/cm^3}\)밖에 되지 않는다.

Part 2...

지금까지 태양의 내부 구조에 대해 간략하게 다루어 보았다. Part 2에서는 태양의 복잡한 대기 구조에 대해 다루어 보겠다.