태양 : 태양의 생성, 핵융합, 코로나, 자기

이번엔 태양계라는 이름을 만들어주고

태양계에서 단 하나의 항성인 태양에

대하여 알아보도록 하겠습니다.

 

분량이 너무 많아서 2개의 포스팅으로

나누도록 할께요.

 

태양의 구조와 기타는 다음 포스팅에서

기대해 주세요.

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1.    태양이란

 

태양은 태양계의 중심에 존재하는 항성입니다. 

태양계에서 중심이 되는 가장 큰 천체이며, 태양계의 유일한 별, 항성이며, 태양계의 에너지 근원이기도 합니다. 태양으로 인하여 지구에 낮과 밤의 구분이 있으며 계절과 생명이 존재하는 환경이 유지 될 수 있습니다.

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2.    태양의 역사 

 

1)           탄생 가설

 

①    태양의 생성

 

약 46억 년 전 원시 태양계의 모체가 되는 성운이 모종의 이유로 압축되기 시작합니다. 10만 년 후 성운의 중심에는 태양을 포함한 여러 원시성들이 탄생하게 됩니다.

약 3,500만 년간 지속되는 원시성 시절 동안 태양은 주로 중력수축에서 발생하는 에너지와 리튬, 중수소를 태우며 나오는 열로부터 빛을 내고 이로부터 나오는 빛 에너지는 현재 태양보다 더 많아 태양의 밝기는 더 밝았지만 여기서 나오는 대부분의 빛은 태양을 두껍게 둘러싼 먼지 띠에 막혀 흡수되었습니다 대신 이 빛 에너지는 적외선의 형태로 외부로 재방출 되었습니다. 중력 수축으로부터 나오는 에너지는 오래가지 못하여 원시 태양은 계속해서 크기를 줄여나가며 어두워졌을 것입니다.

태양이 수축을 거듭하여 중심부의 밀도와 온도가 충분히 높아졌을 시점, 수소 핵융합이 팡! 점화를 시작합니다. 이후 태양은 주계열성으로서의 삶을 시작하게 되었습니다.

 

②    태양의 성장

막 주계열성이 된 태양은 현재 광도의 약 80% 정도 밝기를 가지고 있었고, 이 시기 태양은 수소뿐만 아니라 리튬, 베릴륨, 붕소 등의 잉여 연료를 같이 태우면서 에너지를 생성했습니다. 이들 잉여 연료들이 점차 고갈되면서 태양의 밝기는 약 43억 년 전까지 꾸준히 감소하여 현재 광도의 70%까지 감소하게 됩니다. 이 3억 년 정도의 기간을 구분 지어 원시 주계열 단계로 부르기도 합니다. 원시 주계열은 원시성과는 완전히 개념이 다릅니다. 원시성은 수소를 못 태우지만 원시 주계열성은 수소를 태우기 때문입니다. 다만 원시 주계열은 내부에 리튬, 베릴륨, 붕소 등이 아직 남아 있어 수소와 함께 이들을 태우는 기간이므로 구분 지어 부르게 되었습니다. 원시 주계열 기간을 구분 짓지 않고 수소 핵융합을 시작한 시점을 영년 주계열로 하여 모두 함께 공통 주계열 단계로 포함시키는 경우가 더 많기는 합니다. 하지만 엄밀하게 구분하면 이렇게 기간을 나누는 것이 맞다고 생각합니다.

원시 주계열을 벗어난 태양은 수소 핵융합을 지속하며 중심부에는 그 결과물인 헬륨이 쌓여 핵을 형성하게 됩니다. 아직 태양은 헬륨을 융합하지 못하기 때문에 수소 핵융합이 이루어지는 구역은 중심부에서 점차 바깥쪽으로 밀려나 구각을 형성하게 되는데 이 결과로 태양의 에너지 생성률은 조금씩 증가하여 마침내 현재 시점의 광도에 도달하게 됩니다.

 

현재 태양의 나이는 약 46억 살, 표면온도는 5,778K에 분광형은 G2 V입니다.

 

2)            태양의 미래와 최후

 

태양은 109억 살(약 63억 년 후)까지 비교적 안정적인 주계열성 단계에 머물지만 밝기는 조금씩 증가합니다. 약 7~9억 년 후에는 너무 밝아진 태양으로 인해 지구의 온도가 올라가 거의 대부분의 생명체가 사라지게 될거라 예측합니다. 생명체가 멸종한 후 1억 년도 채 지나지 않아 지구의 온도는 온실기체가 쌓여 끓는 점에 도달하게 될 것 입니다. 태양은 앞으로 48억 년 후에 표면온도는 5,848K까지 올라가 표면온도의 정점을 찍고 밝기는 현재의 1.7배까지 밝아질 것입니다. 이후 태양의 표면온도는 점차 내려가게 되고 이때 지구의 기압은 지금의 150배에 이르고 온도는 500도로 매우 뜨거워지는데 쉽게 말하자면 지금의 금성과 비슷한 환경이 될 것이라고 봅니다..

109억 살 이후부터는 태양은 분광형 G5에 밝기는 약 2.2배까지 밝아져 준거성 단계로 진입합니다. 준거성 단계에서는 서서히 밝기를 키우며 116억 살에 적색거성 단계에 들어설 것입니다. 표면온도는 5,270K(분광형 K0)까지 낮아지고 밝기는 5배에 이를 것이라고 봅니다. 지구는 온실기체가 극도로 쌓이고 지금보다 3.5배 이상 밝아진 태양의 나이 115억 살부터 온도가 섭씨 1,000도 이상 올라가 대기를 잃기 시작할 것이며 118억 년 후 태양의 열로 인해 지구의 대기는 몽땅 사라질 것입니다.

122억 살에는 현재의 3,000배까지 밝아지며 지름도 현재의 160배까지 커지는데 이때 지구 궤도 이상까지도 커질 수 있을 것입니다. 태양은 첫 번째 적색 거성 단계에서 28%의 질량을 잃어버릴 것입니다.

첫 번째 적색 거성 단계가 끝날 무렵 중심핵의 온도는 약 3억 K까지 올라가 중심부에서는 헬륨 섬광이 일어나고 이후 태양은 수축하기 시작하며 두 번째 주계열 단계라고도 할 수 있는 수평계열 시기를 맞이할 것입니다.

 

태양은 약 1억 년 간 안정적으로 헬륨 핵융합을 하며 이때 밝기는 약 50배까지 줄어듭니다. 하지만 헬륨이 고갈된 이후 태양은 급격히 밝아지기 시작하여 현재의 110배까지 증가할 것입니다. 태양이 스스로 절대 태울 수 없는 엄청난 양의 탄소와 산소가 중심부에 쌓이게 되며 그 중심핵의 크기는 현재 태양의 50% 수준까지 커지게 됩니다. 중심부의 온도는 3억 2,000만K까지 올라가며, 중심핵 바깥인 복사층의 헬륨과 수소가 폭발적인 핵융합을 일으키고 2000만 년 만에 태양은 최대 8000배까지 밝아질 것입니다. 이 시기를 점근 거성 단계라 하며 태양이 일생 중 가장 밝은 빛을 내뿜는 기간이 될 것입니다. 크기는 현재의 400배까지 부풀어 화성 궤도까지 삼켜버릴 것입니다.

점근 거성 단계 말기에 태양은 연료가 소진되어 수축하다가 헬륨이 점화되어 다시 폭발적으로 팽창하는 열맥동을 반복하게 되며 이 과정에서 표면에 있는 대규모 질량을 방출하며 마지막 질량을 낼 때 아름다운 행성상 성운을 만들며 중심에 현재 질량의 절반가량만 남은 중심핵이 드러나 백색 왜성이 태어날 것입니다. 행성상 성운은 12,000년간의 짧은 기간만 존재하고 백색 왜성만 남습니다.

막 나온 약 124.7억 살의 백색 왜성은 10만 K이 넘어 뜨거운 푸른색으로 빛나지만 점차 식어가며 ]280억 살 즈음에는 온도는 약 2400K, 지름은 현재 지구 지름의 약 1.4배, 질량은 현재 태양의 54%, 광도는 현재 태양의 0.0000048배가 될 것이며 광도가 너무나 낮고 중력이 약해지며 거리가 더 멀어진 태양계의 행성들에게는 빛과 열이 거의 전달되지 않기 때문에 행성들도 얼음과 암흑천지에 잠기게 될 것입니다. 모든 연료를 소진하고 그저 한때 타오르던 용광로의 잔열만을 내보내는 태양은 더 이상 항성으로서의 기능을 할 수 없게 됩니다.

그 후에는 그저 남은 행성들과 함께 아득할 정도로 긴 시간 동안 우주를 떠돌다가 은하의 중심 초대형 블랙홀로 끌려가 흡수되던지, 아니면 아예 은하의 중력권에서도 튕겨나가 완전한 떠돌이 항성이 될 것입니다. 별이 파괴되지 않았다면 수백~수천조 년 후에는 남은 잔열마저 완전히 사그라들어 흑색 왜성이 되어 어떠한 빛도 내지 못하게 됩니다. 태양계가 그때까지 유지되고 있다면, 태양계의 행성들은 죽어버린 태양과 함께 조용히 암흑속에서 우주를 떠돌다가 약 1해년 후에 모두 태양의 중력에 이끌려 충돌해서 사라질 것으로 추측됩니다.

 

      너무나 먼 시간의 예측이라 상상이 안가는 가설입니다. 다만 뚜렷한 것은 언젠가는 태양이 소멸기를 맞게 될 것이고 그 때 태양계에 속해 있는 지구에서도 생명이 사라질 것이라는 사실이겠습니다.

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3.     태양의 특징

 

1)   태양의 색

 

①   실제 태양의 색과 온도

 

태양은 우주에서도 상위 1%의 속하는 황색 주계열성으로 사진에서는 보정 효과로 붉은 색으로 많이 표현 되어있지만 실제로는 백색에 가까운 황색 입니다.

전문적으로 확인해 본다면 태양 광구(표면) 온도는 5778 켈빈인데(5778K − 273.15 = 5504.85°C)섭씨로 볼 때 유사 하니 비슷하게 봐도 무방할 듯합니다. 이는 분광형으로 볼 때 G형(노란별)에 속합니다. 우주에서 관측 할 때에는 약간의 푸른빛이 섞인 흰색으로 관측됩니다.

 

 플랑크의 흑체복사법칙과, 그로부터 유도되는 빈의 변위 법칙에 따라

태양의 온도에서 가장 많이 나오는 전자기파의 파장 대역을 고르면 약 500nm정도가 됩니다. 이 파장은 노란색보다는 녹색에 가까운데 태양은 왜 초록색으로 보이지 않는 걸까요? 그 이유는 빛의 합성과정에서 초록색이 나타나지 않기 때문입니다 태양의 온도는 중심으로 갈수록 기하급수적으로 높아지는데 그 중심부는 1,500만 켈빈 입니다.

 

 태양의 온도는 상상으로 알 수 없을 정도입니다. 태양으로부터 지구의 거리가 1억 4,960만 km 로 상상 불가로 먼 거리인데도 태양의 에너지를 이렇게 받는 걸 보면 태양 에너지는 어마 어마해 보입니다. 거리가 조금만 가까워져도 지구상의 생명체가 살아 남기는 어려워 보입니다.

②   왜곡된 태양의 색과 이론

 

ü  레일리 산란(Rayleigh Scattering)

 

태양의 원래 색상은 흰색에 약간의 푸른색이 섞인 흰색임에도 여러 문화권에서 태양이 노란색 혹은 붉은색으로 주로 표현되는 이유는 노을이 질 때 보이는 색깔을 태양의 실제 색으로 착각했기 때문입니다. 대낮에는 태양이 너무 밝기 때문에 자세히 볼 수가 없어서 색을 판별하는 것이 불가능합니다. 그러나 뜨거나 질 때의 태양은 대기 소광 덕분에 붉은색으로 보이기 때문에 과거에는 태양의 색이 원래 붉은 색이라 생각 했던 것입니다.

 

태양의 색이 실제와는 다르게 변하는 이유는 레일리 산란(Rayleigh Scattering) 때문입니다. 빛이 지구 대기를 구성하는 분자들에 부딪혀 산란되어 사방으로 흩어질 때에 레일리 산란의 특성을 보입니다.

 

 레일리 산란의 경우 짧은 파장의 빛이 긴 파장의 빛보다 산란이 더 잘 되는 특성이 있습니다. 따라서 태양에서 빛이 전달되어 올 때 태양에서 오는 빛 중 파장이 짧은 푸른 계열의 빛은 주로 산란되어 파란 하늘을 만들고, 붉은색 계열의 빛만이 남아 눈에 도달하게 되어 붉은 태양으로 보이는 것입니다.

 

ü  미산란 (Mie Scattering)

 

먼지나 구름 등에 의해 빛이 산란되는 경우는 미(Mie)산란으로 설명해야 하는데요. 미 산란은 기본적으로 지구 대기를 구성하는 기체 분자들이 아닌 먼지와 같이 분자의 크기가 큰 에어로졸들에 적용되는 빛의 산란 특성입니다.

 

미 산란은 레일리 산란에 비해 파장에 대한 의존도가 작기 때문에 상대적으로 여러 파장대의 빛을 고루 산란시킬 수가 있습니다. 그러므로 먼지가 태양빛을 산란할 때 콘트라스트를 감소시켜서 노을이나 하늘빛이 뿌옇게 보이게 됩니다. 흔히 노을의 원인 자체를 먼지 때문이라 이야기하며 미 산란을 적용시키려는 경우가 있지만, 설득력이 약한 설명으로 봅니다.

실제 태양의 색과는 다르게 지구에서는 태양의 색이 위와 같이 왜곡되어 보입니다. 그렇다면 대기의 구성이 다른 화성에서 보는 태양의 경우는 어떻게 다를까요?

화성에서 보이는 태양은 지구와 정반대로 석양일 때 파란색입니다.  그 이유는 지구보다 대기가 1% 밖에 안될 정도로 희박하고 그나마 그 구성도 이산화탄소가 대부분이기 때문에 단파장이 산란되지 않습니다. 오히려 산화철을 비롯한 입자가 굵은 먼지들에 의하여 장파장이 산란되어 석양이 푸르게 보이게 됩니다. 즉 우리가 보는 태양의 색은 여러 가지 환경적 요인으로 왜곡되어 보이는 것임을 알 수 있습니다.

 

2)    태양의 질량

 

태양의 질량은 약 2×1030kg입니다. 이 수치가 얼마나 되는지 상상이 하기가 어렵습니다. 이해를 돕기 위해 지구의 질량과 비교한다면 지구의 약 330,000 , 33만배에 달하는 질량입니다. 태양계에서 가장 큰 행성인 목성의 질량에 비해서는 1,048배에 해당합니다. 태양계 전체 질량 중 무려 99.866%를 태양이 차지하며, 나머지 0.134%를 행성들과 위성들이 채웁니다.

실제로 다른 은하계 우주에 있는 항성들의 평균 질량은 태양의 15% 수준입니다. 그 이유는 우주 항성의 70%는 태양 질량의 50% 이하일 뿐인 적색왜성 들이기 때문입니다. 이들은 너무 어두워서 조금만 떨어져도 인간의 눈으로는 볼 수가 없습니다. 나름대로 태양을 어머니 항성으로 지닌 지구는 흔치 않은 항성을 주인으로 삼는다고 볼 수 있습니다.

일반인들은 질량을 이용한 계산들을 안 하기 때문에 천문학자들이 매번 kg 단위를 사용해서 수조 kg의 수를 한 번에 계산하는 줄 아는 경우가 흔한데, 태양의 질량은 천문학에서 가장 많이 쓰이는 질량 단위이기도 합니다. 그 값도 적당히 크면서 가까운 거리에 있는 만큼 정확하게 측정할 수 있기 때문입니다. 기호로는 질량을 뜻하는 M에 태양을 뜻하는 ⊙를 아래 첨자로 붙여 표현합니다. 태양 질량 외에도 목성 질량과 지구 질량을 사용하기도 합니다.

 

3)   태양의 밝기

 

①    태양 밝기의 등급

 

모두 다 아시다시피 태양은 하늘에서 가장 밝은 천체입니다. 지구에서 보이는 실시등급은 무려 -26.74등급으로 2위인 보름달(-12.6등급)보다 45만 배나 밝습니다.

 

실시등급이란 겉보기등급 또는 실시등급으로 표현되는데 별의 밝기를 측정하는 단위입니다. 천문학자 히파르코스가 눈으로 보았을 때 가장 밝은 별을 1등급, 가장 어두운 별을 6등급으로 해서 구분한 것이 시초입니다. 그런데 1등급 밑으로도 한참인 -26.74등급 이니 얼마나 밝은 별인지 상상 할 수 있습니다.

 

일상 생활에서도 태양보다 밝게 빛나는 것은 찾아보기 힘듭니다. LED 로서 나와있는 최고 밝기의 90000루멘짜리 전등 10개를 1제곱미터 넓이에 빽빽이 쏘아주어야 겨우 태양과 비슷한 수준의 밝기가 나옵니다.

②    태양 밝기 관측 시 주의 사항

왜 한 낮의 태양을 눈으로 직접 볼 수 없는지 아시겠죠?

 

너무나 밝기 때문에 직접 눈으로 볼 수는 없습니다. 태양과의 거리가 너무나 먼 지구에서도 장시간 정면으로 태양을 바라보면 실명할 위험이 있을 정도로 밝습니다.  대부분 영상이나 사진으로 찍은 태양은 실제로 카메라에 들어오는 빛의 양을 엄청나게 낮춰서 찍은 것들입니다. 그렇기 때문에 흑점같이 상대적으로 어두운 부분은 이미지에서 검게 보입니다. 인간의 시각에서 본다면 실제로는 흑점도 어마어마하게 밝습니다.

망원경을 비롯한 광학 장비를 다룰 때 0순위 중의 0순위로 지켜야 할 규칙이 바로 태양을 향하지 마십시오 입니다. 망원경이든 쌍안경이든 스코프든 기본적인 원리는 넓은 동공으로 향상된 시력을 제공하는 것이며 그 원리는 빛을 모으는 장치라는 것입니다. 맨눈으로 봐도 위험한 태양빛을 이러한 광학 장비로 본다는 것은 돋보기로 눈을 지지는 거나 마찬가지입니다. 구경 3cm 남짓 되는 파인더도 여러분의 눈을 태워먹기에는 충분하니 크기가 작다고 방심해서는 안됩니다. 특히 필터를 끼워 태양 관측을 할 때 파인더는 태양 필터는 없는 경우가 대부분이므로 실수로라도 보는 경우를 막기 위해서 파인더는 아예 사용하지 않도록 해야 합니다.

 

천체망원경으로 태양을 관찰할 때는 접안렌즈를 지나 초점이 맞는 곳에 열에 강한 흰색 판을 갖다 놓아 거기에 맺힌 상을 봅니다. 이때 그 판에 빛이 쪼이는 게 레이저처럼 옆에서 육안으로 보이는 수준이며 천문대에 견학을 간 경우라면 접안렌즈와 판 사이에 나무토막 같은 것을 갖다 대서 나무가 타는 것을 보여주기도 합니다.

태양의 절대등급은 4.8등급으로 어두운 별이라고 착각하기 쉽지만 그래도 우주기준으로 상위 1% 안에 드는 밝기를 가지고 있습니다. 다만 밤하늘에서 인간의 눈으로 볼 수 있는 별들의 상당수는 분광형으로 치면 O 또는 B, A로 태양보다 훨씬 더 밝고 희귀한 별들이기는 합니다. 이렇게 생각하니 밤하늘의 별들도 왠지 달라 보이네요 ~

 

4)   태양의 자기권

 

먼저 태양에서 뿜어내는 자기장을 보여 주는 사진을 아래와 같이 첨부하였습니다.

 

2016년 3월 12일 NASA 에서 촬영한 태양 자기권 사진입니다

(출처 –위키피디아)

 

수많은 실선들로 표시된 부분 중 높이 뻗지 못하고 도로 태양으로 들어가는 자기권은 흑점과 코로나에서 방출되는 자기권입니다.

태양의 자기장은 태양계 전체를 홀로 지탱할 정도로 매우 강력합니다. 이 자기장은 극성을 가지긴 했지만 자기장의 극성은 흑점, 코로나의 영향이 훨씬 더 큽니다.  흑점이나 코로나의 활동이 약해지면 자기장의 극성도 약해진다고 볼 수 있습니다.

 

태양계 행성들은 천황성과 해왕성 같이 자기장 축이 자전축과 어긋났을 지라도 일정 방향으로 향하는 자기권을 가집니다. 그런데 태양은 항성이라서 자기권이 매우 특이한 모양입니다. 물론 태양도 N극과 S극은 있습니다. 지구자기장은 북극이 S극이고 남극이 N극인데, 2016년 발견된 태양의 자기장은 북극이 N극이고 남극이 S극으로 나왔습니다. 즉 태양에 자석을 가져가면 S극이 북쪽을 가리키고 N극이 남쪽을 가리키게 됩니다. 단, 흑점과 코로나가 워낙 강력해서 자석이 흑점, 코로나 방향으로 핑핑 돈다는 것이 큰 차이점입니다. 물론 11년마다 자기극이 역전되기 때문에 큰 의미는 없습니다.

태양 자기권이 특이한 모양인 이유는 태양이 항성으로 핵융합을 직접 하기 때문입니다. 태양 같은 항성의 자기장은 행성들의 자기장과는 달리 플라즈마의 대류로 인해 형성됩니다. 이 때문에 태양 자기장의 활동은 매우 역동적이며, 지구에서는 몇 만년 만에 한 번 일어난다는 자기극의 역전이 태양에서는 11년에 한 번씩 일어납니다. 태양의 경우 적도에서 측정한 자기장의 강도는 지구 적도에서 측정한 자기장의 약 두 배 정도인 평균 50마이크로테슬라 정도입니다.