태양을 피하고 싶었어~ 우주학 태양 2

태양을 피하고 싶었어~ 우주학 | 태양 2

태양중심핵

중심색에서의 융합 속도는 '자기 수정적 균형 상태'에 있다.

융합 속도가 약간 빨리지면 중심핵은 더 뜨겁게 가열되며 중심핵 위층의 무게에 거슬러 근소하게 팽창하고, 융합 속도는 감소하며 원래대로 복구된다. 융합 속도가 조금 줄어들면 중심핵은 차가워지면서 조금 쭈그러들고, 융합 속도는 상승하면서 원래 상태로 복귀한다.

융합 작용으로 풀려나온 감마선 (고네어지 양성자)는 수 밀리미터 바깥에 되지 않는 태양 플라스마에 흡수되었다가 일정치 않은 방향으로 재방출된다 (이때  감마선의 에너지는 흡수되기 전보다 약간 줄어든다.) 따라서, 감마선이 태양 표면까지 닿는데 걸리는 시간이 그리 오래 걸리지 않는다. 이 '양성자 여생시간'은 약 1만~1만 7천년이다. 대류권 바깥층부터 투명한 광구 '표면'까지 마지막 여행을 한 후 광자는 가시광선형태로 태양을 배출한다. 태양핵에 있는 감마선 하나는 우주로 탈출하기 직전에 수백만 가시광선 형태의광자로 바뀐다. 중성미자들도 핵에서 일어난 융합작용으로 방출되나 광자와는 달리 중성미자들은 물질과 거의 상호 반응하지 않아 태양을 즉시 떠날 수 있다. 

대류층 

표면에서 20만 킬로미티 깊이 (폭은 태양 반지름 70퍼센트 지점)에 이르는 태양 바깥층에서 태양 플라스마는 밀도가 낮아지고 온도가 내려가 내부 열에너지를 복사를 통해 밖으로 전달하지 못하게 된다. (이를 충분히 불투명하다 라고 표현하기도 한다.) 그 결과 상승류가 뜨거운 물질을 태양의 표면까지 올려보내는 열적 대류가 발생한다. 이동한 물질일 표면에서 식으면 물질은 대류층 바닥으로 가라앉고 복사층 상층부에서 열을 공급받는다. 눈에 보이는 태양 표면에서 물질 온도는 5700켈빈까지 떨어지며 밀도는 0.2g/m3에 불과하다

그러므로 오랜 기간 동안 태양에서 만들어진 중미자의 개수는 예상치 1천분의 1에 불과했다. 최근 중성미자 진동 효과를 발견함으로써 이 불일치에 대한 의문이 해결되었다. 태양은 이론상 예측된 양과 같은 중성미자를 방출하나 중성미자 감지기들이 방출양의 2/3를 놓쳤으며 이는 중성미자들이 맛깔으 바꾸어 놓았기 때문이다. 태양 반지름 0.25~0.7배에 해당되는 층에서 태양 내부 물질은 뜨겁고 농밀해지고 중심핵의 뜨거운 열을 바깥으로 전달하는 열복사가 일어나기에 충분한 환경이 된다. 이 층에서는 열적 대류는 전혀 일어나지 않는 반면 내부 물질은 위층으로 올라갈수록 냉각된다. 이 온도 그래디언트는 단열감률값보다는 작기 때문에 대류 원인이 되지는 않는다. 열은 복사를 통해 이동한다. 수소와 헬륨 이온은 광자를 방출하는데 이는 매우 짧은 거리를 요행한 뒤 다른 이온에 재흡수된다. 복사층 하단에서 최상층으로 올라가면서 밀도는 백분의 일로 떨어진다. 그리고 복사층과 대류층 사이에 소위 타코클라인으로 불리는 전이층이있다. 

대류층에서 일어나는 상승류는 태양 표면에 쌀알 무늬 및 초대형 쌀알무늬를 형성한다. 태양 내부 중 바깥 층에서 일어나는 이 격렬한 대류 활동으로 '작은 규모의 다이나모'가 생겨난다. 이 다이나모는 태양 표면 전역에 걱쳐 자기 북극 및 자기 남극을 형성한다. 태양의 열적 상승류는 베나르 셀의 원리를 보여주며 그 결과 육각기둥 모양을 형성하게 되며 단일 회전 차등회전 사이의 미묘한 주도권 교체가 일어나 연속적인 수평층이 다른 층 사이로 미끄러져 들어가는 곳이다. 이 유체 운동은 복사층 위 대류층에서 일어나는 것으로 대류층 상층부에서 하단부로 이동할 수록 그 움직이는 정도가 줄어든면서 대류층 최하단부에서는 매우 조용한 상태가 되어 복사층의 성질과 비슷해진다. 현 시점에서 복사층에서의 자기적 다이나모가 태양의 자기장을 만들어 낸다는 가설이 정립되어 있다.

광구

태양의 유효 온도 또는 흑제 온도는 태양과 같은 크기의 흑제가 태양과 같은 총 복사능을 내기 위해 필요한 온도이다. 광구는 우리 눈에 보이지 않는 태양 표면으로, 태양이 가시광선에 대해 불투명해지는 층 아래부분에 해당된다. 광구보다 고도가 높은 곳에서 가시광선은 우주로 자유롭게 뻗어나가며 가시광 에너지는 태양을 완전히 탈출한다. 불투명도가 변하는 이유는 가시광선을 쉽게 흡수하는 이온의 양이 줄어들기 때문이다. 반대로 우리 눈에 보이는 가시광은 전자가 수소 원자와 반응하여 이온을 만들어낸 결과이다. 광구의 깊이는 수십~수백 킬로미터로 지구상 공기보다 약간 더 불투명하다. 광구 상층부는 하단보다 온도가 낮기 때문에 태양 그림에서 원반 중심부보다 가장자리(테두리)가 더 어두워 보이는데 이를 주연 감광이라고 부른다. 

태양광은 온도 6000켈빈인 흑체와 거의 비슷한 스펙트럼을 보여주는데 스펙트럼상에는 광구 위 얇은 대기층에서 분산되어 나온 원자 흡수선들이 나타난다. 광구의 입자밀도는  -1023으로 지구 대기 해수면상 입자 밀도의 1퍼센트 정도이다. 그러므로 광스펙트럼 연구 태동기 때만 해도 일부 흡수선들은 그때까지 과학자들이 알고 있던 그 어떤 지구상 원소와도 일치하지 않았다. 1868년 노먼 로키어는 이 흡수선들이 있는 이유가 새로운 원소때문이라는 가설을 세웠고, 이 원에서 그리스 신화 헬리오스 이름을 본따 '헬륨'이라는 이름을 붙였다. 그러나 25년뒤 헬륨은 지구상에 존재하는 물질로 드러났다. 따라서 개기 일식 때 진행 시간 중 잠깐 맨눈으로 태양 코로나를 볼 수 도 있다. 태양 광구보다 높은 고도 전체를 통틀어 태양 대기 라고 부른다. 태양 대기는 전파에서 가시광선, 감마선까지 전자기 스펙트럼 전역을 통한 관측이 가능한 망원경으로 볼수 있다. 

대기

태양 대기는 크게 

극저온층, 채층, 천이역역, 코로나, 태양권의 다섯 부분으로 구별된다.

태양의 희박한 외곽 대기로 알려진 태양권은 명왕성 궤도 너머 태양권계면까지 뻗어 있으며, 태양권계면에서 태양권은 성간 매질에 대해 뚜렷한 충격파 경계를 형성한다. 채층, 천이영역, 코로나는 대양 표면보다 훨씬 뜨거운데 그 이유는 완전히 밝혀지지는 않았으나 알페인파가 코로나를 이처럼 뜨겁게 가열시키기에 충분한 에너지를 가지고 있음이 증거를 통해 드러났다. 따라서 태양에서 가장 차가운 층은 광구 위 약 500킬로미터 지점으로 그 온도는 약 4100켈빈이다. 이곳은 온도가 낮아 일산화 탄소와 물같은 단순 분자들이 존재할 수 있는 공간이다. 극저온층 위 2000킬로미터에 걸쳐방출 및 흡수선들이 강하게 나타나는데 이 부분을 채층이라고 부른다. 채층은 그리스어로 색을 뜻하는 chorma에서 온 용어로 일식의 시작과 끝 부분에서 색깔 있는 빛이 번쩍거리는 형태로 보이는데 에서 이런 이름이 붙여졌다. 채층의 온도는 고도가 높아지면서 점차 올라가며 최상단 에서는 2만 켈빈까지 치솟는다. 

채층 상단에서 헬륨은 부분적으로 이온화된다. 그래서 2007년 1월 히노데에 탑재된 태양 시각 망원경으로 촬영한 채층 위로 약 200킬로미터 두께의 천이영역이 있는데, 천이영역 최하단에서 상단까지 온도는 2만 켈빈에서 100만 켈빈까지 급격히 치솟는다. 이 급격한 온도 상승 원인은 천이영역내에서 헬륨이 완전히 이온화되어 플라스마의 복사냉각을 크게 떨어뜨리기 때문이다. 이 천이영역은 고정된 고도에서 형성되는 것은 아니며 대신 채층 구조 주변에서 스피귤이라는 이름의 무리, 태양 홍염을 형성한다.