태양(Sun)

태양(Sun)

태양(Sun)은 태양계의 중심에 있는 항성입니다. 태양은 거의 완벽한 열 플라즈마 구이며, 핵융합 반응에 의해 백열화로 가열되고 있습니다. 태양은 주로 빛, 자외선, 적외선으로 이 에너지를 방사하며 지구상 생명에 가장 중요한 에너지원입니다. 태양 반경은 약 69만5000km(43만2000마일)로 지구의 109배입니다. 그 질량은 지구의 약 33만 배로 태양계 전체의 약 99.86%를 차지하고 있습니다.태양 질량의 약 4분의 3은 수소(~73%)이고 나머지는 대부분 헬륨(~25%)이며 산소 탄소 네온 철을 포함한 훨씬 적은 양의 무거운 원소가 포함되어 있습니다.[ 태양은 G형 주계열성(G2V)으로 비공식적으로는 노란색 왜성이라고 불리지만 빛은 실제로는 하얗습니다. 그것은 약 46억년 전 큰 분자 구름 영역 내 물질의 중력 붕괴로부터 형성되었습니다. 이 물질들의 대부분은 중앙에 모이고 나머지는 태양계가 되는 원반 모양으로 평평해졌습니다. 중심 질량은 매우 뜨겁고 밀도가 높아졌고 결국 핵융합을 시작했습니다. 거의 모든 항성은 이 과정에 의해 형성된다고 생각됩니다. 태양핵은 초당 약 6억 톤의 수소를 헬륨에 융합시키고 그 과정에서 400만 톤의 물질을 에너지로 변환합니다. 핵에서 탈출하는 데 1만 년에서 17만 년이 걸리는 이 에너지는 태양의 빛과 열의 원천입니다. 노심 내 수소융합이 더 이상 태양이 정수성 평형 상태에 있지 않을 정도로 감소하면 노심은 밀도와 온도가 현저하게 상승하고 외층은 팽창하며 결국 태양은 적색 거성으로 변화합니다. 태양은 현재 수성과 금성의 궤도를 삼켜 50억 년 후에는 지구를 거주할 수 없게 하기에 충분한 크기가 될 것으로 계산되고 있습니다. 그 후 외층을 벗겨 백색왜성으로 알려진 밀집형 냉각성이 되고, 더 이상 융합에 의해 에너지를 생성하는 것이 아니라 이전 융합에 의해 열을 방출하게 됩니다. 태양이 지구에 미치는 영향은 선사시대부터 인식되고 있습니다. 태양은 몇몇 문화에 의해 신으로 여겨졌습니다. 지구와 그 태양 주위 궤도의 합성 회전은 몇 가지 양력의 기초입니다. 현재 사용되고 있는 주요 달력은 그레고리력으로 태양의 관측된 움직임을 실제 움직임으로 16세기에 표준적으로 해석한 것입니다.

태양의 구성

태양은 주로 수소와 헬륨 화학 원소로 구성되어 있습니다. 현재 태양 생활 속에서 그것들은 각각 광권 태양 질량의 74.9%와 23.8%를 차지하고 있습니다.천문학에서 금속이라고 불리는 모든 무거운 원소는 질량의 2% 미만을 차지하며 산소(태양 질량의 약 1%), 탄소(0.3%), 네온(0.2%), 철(0.2%)이 가장 풍부합니다. 태양 연구에서는 스케일된 로그 단위인 각 요소 인덱스의 풍부함을 표현하는 것이 일반적입니다. A(e) = 12 + log10(ne/nH). "e"는 문제의 원소이고 nH는 10^12 수소 원자입니다. 정의에 따르면 수소는 12가지 풍부함을 가지며 헬륨의 풍부함은 태양 주기의 위상에 따라 약 10.3에서 10.5 사이에서 변화하며 탄소는 8.47, 네온은 8.29, 산소는 7.69, 철은 7.62입니다. 태양의 원래 화학 조성은 그것이 형성된 성간 매질에서 계승되었습니다. 처음에는 약 71.1%의 수소, 27.4%의 헬륨, 1.5%의 무거운 원소가 포함되어 있었습니다.태양 수소와 대부분의 헬륨은 우주의 처음 20분 동안 빅뱅의 핵합성에 의해 생성되고, 더 무거운 원소는 태양이 형성되기 전 세대의 별에 의해 생성되었습니다, 그리고 항성 생명의 마지막 단계나 초신성 등의 사건에 의해 성간 매질로 확산됩니다. 태양이 형성된 이후 주요 융합 프로세스는 수소를 헬륨에 융합시키는 것입니다. 지난 46억 년 동안 헬륨의 양과 태양 내에서의 위치는 서서히 변화해 왔습니다. 핵 내에서는 헬륨의 비율이 융해에 의해 약 24%에서 약 60%로 증가했고 중력에 의해 헬륨과 중원소 일부가 광구에서 태양의 중심에 정착했습니다. 무거운 원소의 비율은 변하지 않습니다. 열은 대류가 아닌 방사선에 의해 태양의 중심에서 바깥쪽으로 이동합니다(아래 방사선 존 참조), 따라서 융해 생성물은 열에 의해 밖으로 들어올려지는 것이 아니라 코어 안에 남아 서서히 헬륨 내부의 코어가 형성되기 시작하여 태양의 코어는 현재 헬륨을 융해할 만큼 뜨겁지도 밀도도 높지도 않기 때문에 융해할 수 없습니다. 현재 광권에서는 헬륨 분율이 감소하고 금속성은 원시 성상(핵융합이 시작되기 전)의 84%밖에 되지 않습니다. 미래에는 헬륨이 코어에 계속 축적되고 약 50억 년 후에는 이 서서히 축적됨으로써 결국 태양은 주요 배열에서 벗어나 붉은 거성이 될 것입니다. 광권의 화학 조성은 보통 원시 태양계 조성을 대표하는 것으로 생각됩니다.위에서 설명한 태양 중원소의 풍부함은 보통 태양 광권의 분광법과 융해 온도로 가열된 적이 없는 운석의 풍부함을 모두 사용하여 측정됩니다. 이 운석들은 원시 항성의 태양 조성을 유지하고 있다고 생각되며, 따라서 무거운 원소의 침강에 영향을 받지 않습니다. 이 두 가지 방법은 일반적으로 잘 일치합니다.

태양의 구조

태양의 구조는 여러개의 층으로 구성되어 있습니다. 그 첫번째로 코어 입니다. 코어는 태양 중심부에서 태양 반경의 약20~25%까지 뻗어 있습니다. 밀도는 최대 150g/cm^3(물 밀도의 약 150배)이며 온도는 약 1570만 켈빈(K)입니다. 한편 태양의 표면 온도는 약 5800K입니다. SOHO 미션 데이터의 최근 분석은 상기 방사선 영역보다 코어에서의 회전 속도가 빠를 것을 권장하고 있습니다.태양 수명의 대부분을 통해 에너지는 양성자-양성자 사슬을 통한 핵융합에 의해 생성되며, 이 과정은 수소를 헬륨으로 변환합니다.현재 태양에서 생성되는 에너지의 불과 0.8%만이 CNO 사이클이라고 불리는 또 다른 핵융합 반응에서 발생하고 있는데, 이 비율은 태양이 오래되고 발광함에 따라 증가할 것으로 예상됩니다. 핵은 태양 속에서 핵융합을 통해 상당한 양의 열에너지를 생성하는 유일한 영역입니다.전력의 99%는 태양 반경의 24% 이내에서 생성되고 반경의 30%는 핵융합이 거의 완전히 정지되어 있습니다. 태양의 나머지 부분은 이 에너지에 의해 가열되어 많은 연속된 층을 통해 바깥쪽으로 이동하고 마지막으로 방사선(광자) 또는 이류(대입자)를 통해 우주로 탈출하는 태양광권으로 이동합니다. 양성자-양성자 사슬은 코어에서 초당 약 9.2x1037회 발생하며 초당 약 3.7x1038개의 양성자를 알파 입자(헬륨 핵)로 변환합니다(태양의 합계로 ~8.9x1056개의 자유 양성자 중). 또는 약 6.2x1011kg/s입니다. 그러나 각각의 양성자(평균)는 PP 사슬을 사용하여 서로 융합하는 데 약 90억 년이 걸립니다.4개의 자유양자(수소핵)를 1개의 알파입자(헬륨핵)에 융합하면 융합질량의 약 0.7%가 에너지로 방출되므로 태양은 질량-에너지 변환속도 426만톤/초(600메가톤의 수소 필요)에 384.6 요타와트(yottawatts)(3.846x1026W),초당 192x1010메가톤의 TNT입니다. 태양의 큰 출력은 주로 그 코어의 크기와 밀도(지구나 지구상의 물체와 비교하여)에 의한 것으로 입방미터당 발전량은 극히 미미합니다. 태양 내부의 이론적 모델은 코어 중심부에서 최대 전력 밀도, 즉 에너지 생산량이 약 276.5와트/입방미터이며, 이는 퇴비 산 내부 전력 밀도는 퇴비 산 속과 거의 같습니다. 코어의 융착률은 자기 보정 평형 상태에 있습니다.융착률이 조금 높으면 코어가 더 뜨거워지고 바깥 층의 무게에 대해 약간 팽창합니다, 밀도를 낮춰 융해 속도를 낮추고 섭동을 수정합니다.그리고 속도를 조금 낮추면 코어가 냉각되고 약간 수축하며 밀도를 증가시키고 융해 속도를 증가시켜 다시 현재 속도로 되돌립니다. 그 다음으로는 복사층 입니다.복사층은 태양의 가장 두꺼운 층으로 0.45 태양 반경입니다. 중심부에서 약 0.7의 태양 복사까지 열 방사는 에너지 이동의 주요 수단입니다.온도는 약 700만 켈빈에서 200만 켈빈으로 저하되어 코어로부터의 거리가 길어집니다. 이 온도 구배는 단열 실효율 값보다 작기 때문에 대류를 구동할 수 없습니다.이것은 이 영역을 지나는 에너지의 이동이 열 대류가 아니라 방사에 의한 것인 이유를 설명합니다. 수소와 헬륨 이온은 광자를 방출하고 광자는 근소한 거리를 이동한 후 다른 이온으로 재흡수됩니다. 밀도는 0.25 태양방사선과 0.7 방사선 사이에서 100배(20,000kg/m^3에서200kg/m^3로) 저하됩니다. 그 다음은 타코클라인 입니다. 복사층과 대류 영역은 전이층인 타코클라인에 의해 분리됩니다. 이는 방사존의 균일한 회전과 대류존의 차동회전 사이의 급격한 체제변화로 인해 둘 사이에 큰 전단이 발생하는 영역입니다. 즉, 연속적인 수평층이 서로 슬라이드 하는 상태입니다. 현재 이 층 내의 자기 발전기가 태양 자기장을 생성한다고 가정되고 있습니다. 태양의 대류대는 태양 반경 0.7(50만 km)에서 지표 부근까지 펼쳐져 있습니다. 이 층에서 태양 플라즈마는 내부의 열에너지를 방사선을 통해 외부로 전달하기에 충분한 밀도 또는 열이 없습니다. 대신 플라즈마의 밀도는 충분히 낮고 대류 전류가 발달하여 태양 에너지를 그 표면을 향해 바깥쪽으로 이동시킬 수 있습니다. 타코크린으로 가열된 물질은 열을 흡수하여 팽창하고 밀도를 낮춰 상승시킵니다. 그 결과 질량의 질서 있는 운동은 열세포로 발전하고 열의 대부분을 태양 광권 밖으로 운반합니다. 일단 물질이 광구면 바로 아래에서 확산적으로 방사적으로 냉각되면 밀도가 증가하고 그것은 대류존 바닥에 가라앉아 다시 방사존 상부에서 열을 받아 대류 사이클이 계속됩니다. 광권에서는 온도는 5,700K(350배)까지 떨어져 밀도는 0.2g/m3(해면에서의 공기밀도는 약 1만분의 1, 대류 영역 내층의 100만분의 1)가 되었습니다. 대류존의 열기둥은 태양 표면에 임프린트를 형성하여 최소 스케일의 태양알이라고 불리는 입상 외관과 더 큰 스케일의 초립형을 줍니다. 태양 내부의 이 바깥쪽 난류 대류는 태양의 근표면 부피에 대해 '소규모' 다이너모 작용을 유지합니다.태양의 열기둥은 베나르 세포로 거의 육각형 프리즘 형태를 하고 있습니다. 태양의 가시 표면인 광구는 태양이 가시광에 대해 불투명해지는 층입니다. 이 층에서 생성된 광자는 그 위의 투명한 태양 대기를 통해 태양으로부터 벗어나 태양 복사, 태양광이 됩니다. 불투명도 변화는 가시광을 흡수하기 쉬운 H이온의 양 감소에 의한 것입니다.반대로 우리가 보는 가시광은 전자가 수소 원자와 반응하여 H-이온을 생성할 때 생성됩니다. 광구는 두께가 수십~수백 킬로미터로 지구 공기보다 조금 불투명도가 낮습니다. 광구의 상부는 하부보다 시원하기 때문에 태양 이미지는 사지가 어두워지는 현상으로 알려진 태양 원반의 가장자리나 사지보다 중앙에서 밝게 보입니다. 태양광 스펙트럼은 광구 위의 얇은 층으로부터의 원자 흡수선과 교차하는 5,777k 에서 방사되는 흑체 스펙트럼과 거의 같습니다. 광구의 입자 밀도는 1023m^-3(해면 지구 대기 부피당 입자 수의 약 0.37%)입니다. 광구는 완전히 이온화되어 있지 않습니다 - 이온화의 정도는 약 3%이며 수소의 거의 모든 것이 원자 상태로 되어 있습니다. 광구 광학 스펙트럼의 초기 연구에서는 당시 지구상에서 알려진 어떤 화학 원소에도 대응하지 않는 흡수선이 몇 개 발견되었습니다. 1868년, 노먼 로커는 이러한 흡수선이 그리스 태양신 헬리오스의 이름을 따서 헬륨이라고 이름 붙인 새로운 원소에 의해 야기되었다고 가설을 세웠습니다. 25년 후 헬륨은 지구상에서 고립되었습니다.태양의 대기는 네 부분으로 구성되어 있습니다: 광권(통상 조건 하에서 볼 수 있습니다), 채층, 전이 영역, 코로나 및 헬리오스피어. 개기일식 동안 광구가 차단되어 코로나가 보이게 됩니다. 태양의 가장 차가운 층은 광구의 약 500km 위에 펼쳐진 최저 온도 영역으로 약 4,100K의 온도를 가지고 있습니다. 태양의 이 부분은 흡수 스펙트럼에 의해 검출될 수 있는 일산화탄소나 물과 같은 단순한 분자의 존재를 가능하게 하기에 충분한 온도입니다. 채층, 전이 영역, 코로나는 태양 표면보다 훨씬 뜨겁습니다.그 이유는 잘 이해되지 않지만 알프벤파가 코로나를 가열하기에 충분한 에너지를 가지고 있을 수 있다는 증거가 있습니다. 온도 최소층 위에는 약 2,000km 두께의 층이 있으며 방출선과 흡수선 스펙트럼에 의해 지배됩니다. 그리스어 뿌리 크로마에서 유래한 채층이라고 불리며 채층은 전일식의 시작과 끝에 색을 띠는 섬광으로 보이기 때문입니다. 채층의 온도는 고도와 함께 서서히 상승하여 정상 부근에서는 약 2만 K에 달합니다. 채층 상부에서는 헬륨이 부분적으로 이온화됩니다. 채층 위의 얇은(약 200km) 천이 영역에서는, 온도는 상 채층의 약 20,000K에서 100만K에 가까운 콜로날 온도까지 급속히 상승합니다. 온도 상승은 전이 영역의 헬륨 완전 이온화에 의해 촉진되어 플라즈마의 방사 냉각을 크게 감소시킵니다. 전이 영역은 명확하게 정의된 고도에서는 발생하지 않습니다. 오히려 그것은 스파이클이나 필라멘트 등의 채층 특징 주위에 일종의 님버스를 형성하고 항상 혼돈스러운 움직임을 하고 있습니다.전이 영역은 지구 표면에서는 쉽게 보이지 않지만 스펙트럼의 극단적인 자외선 부분에 민감한 기기를 통해 쉽게 우주에서 관측할 수 있습니다. 코로나는 태양의 다음 층입니다. 태양 표면 근처의 낮은 코로나는10^15m^-3 ~ 10^16m^-3 정도의 입자 밀도를 가지고 있습니다. 코로나와 태양풍의 평균 기온은 약 100만~200만K이지만 가장 더운 지역에서는 800만~200만K입니다.코로나의 온도를 설명하는 완전한 이론은 아직 존재하지 않지만, 그 열의 적어도 일부는 자기 재결합에 의한 것으로 알려져 있습니다.코로나는 태양의 확장 대기이며 태양 광권에 둘러싸인 부피보다 훨씬 큰 부피를 가지고 있습니다. 태양에서 행성간 공간으로의 플라즈마 흐름은 태양풍입니다. 태양이 약한 최외층의 대기인 태양권은 태양풍 플라즈마로 채워져 있습니다. 태양의 이 최외층은 태양풍의 흐름이 초음파가 되는 거리, 즉 흐름이 알프벤파의 속도보다 빨라지는 거리에서 시작된다고 정의되어 있습니다. 태양권에서의 난류와 동적인 힘은 정보가 알프벤파 속도로만 이동할 수 있기 때문에 내부 태양 코로나의 형상에 영향을 줄 수 없습니다. 태양풍은 태양권을 통해 연속적으로 밖으로 이동하며 태양 자기장을 나선형으로 형성하여 태양에서 50AU 이상의 헬리오포즈에 영향을 줍니다. 2004년 12월 보이저 1호는 헬리오포즈의 일부로 여겨지는 충격 전선을 통과했습니다. 2012년 후반 보이저 1호는 태양풍으로부터의 우주선 충돌의 현저한 증가와 에너지 입자의 급격한 감소를 기록했습니다.이는 탐사선이 헬리오포즈를 통과해 성간매질에 들어갔음을 시사하며 2012년 8월 25일 태양에서 122개 천문단위(18Tm)에서 실제로 그랬습니다. 태양권에는 태양의 움직임에 의해 배후로 퍼지는 태양의 꼬리가 있습니다. 2021년 4월 28일 태양의 8번째 비행 중 NASA의 파커솔로프 로브는 알프벤 표면을 관통했음을 나타내는 18.8 태양 복사에서 특정 자기 조건과 입자 조건을 조우했습니다, 코로나와 태양풍을 분리하는 경계는 코로나 플라즈마의 알프벤 속도와 대규모 태양풍 속도가 동일한 것으로 정의되어 있습니다. 탐사선은FIELDS와 SWEAP 기기로 태양풍 플라즈마 환경을 측정했습니다.이 사건은 NASA에 의해 '태양을 건드린다'고 설명되었습니다.비행 중 파커 솔라 푸 로브는 몇 번인가 코로나에 출입했습니다. 이는 알프벤 임계 표면이 매끄러운 공 모양이 아니라 표면을 주름지게 하는 스파이크와 계곡이 있다는 예측을 증명했습니다.