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태양을 보면 배우고 싶어지는데요

탐사의 노력
태양 탐사에 대한 노력은 1960년대부터 시작하여 인공위성과 우주선들이 띄워졌는데, 1990년 10월에는 태양의 플라스마와 자력을 탐사하기 위한 율리시스(Ulysses)호가, 그리고 1991년 8월에는 태양의 플레어가 복사하는 엑스선을 포착하기 위해 미국, 영국, 일본이 공동으로 참여한 태양 관측 인공위성 ‘요코(SOLAR-A)’가 발사됐다.

율리시스 호는 태양풍과 자기장에 대한 자료를 수집하며 20년 가깝게 미션을 수행해왔으나 2008년 2월 이후로 원자력전지(RTG)의 출력저하로 자세제어용 연료의 동결을 막기 위한 히터를 작동시키는 일이 어려워져 2009년 6월 30일에 운용을 종료하였다.

SOLAR-A는 세계 최초의 태양 관측 위성으로서 국제 천문 연합은 전 세계의 협력을 얻어 태양 활동을 탐사하였다. 본래 위성설계수명은 3년이었으나 보다 오래 가동하여 2001년 12월 15일에 자세제어를 잃고 관측이 중단될 때까지 약 10년간, 태양활동의 거의 1주기에 걸친 관측을 했다.

그 외에도 1995년 11월에 미국 플로리다 주에서 세 번째 태양탐사 우주선인 소호(Soho)가 발사되었으며 이는 현재 태양주변을 돌며 활동 중이다.

이렇게 태양의 탐사에 대한 노력이 활발한 이유는 태양의 활동 자체가 우리가 살고 있는 지구의 생존을 결정짓기 때문이다. 그래서 태양에 대해 아는 것은 매우 중요한 작업이다.

태양 표면의 구성
태양의 표층은 표면과 대기로 구성돼 있는데 우리가 매일 볼 수 있는 태양의 표면이 ‘광구’이고 광구를 둘러싸고 있는 대기 중 하층대기가 ‘채층’, 상층대기는 ‘코로나’이다.

먼저 광구를 살펴보면 쌀알을 뿌려 놓은 것과 비슷한 모습을 볼 수 있다. 이것은 쌀알무늬(쌀알조직)라 하며, 광구 밑의 대류지역에서 기체 거품이 상승하거나 하강하는 운동 때문에 나타난다.

광구위의 채층은 온도가 광구보다 높아 약 1만도 정도 되는데 이곳에서는 뜨거운 가스가 태양 표면으로부터 약 1만km이상의 높이까지 치솟는 홍염을 볼 수가 있다. 그리고 채층은 광구와 코로나 사이에 놓여 경계선 구실을 하기도 한다.

채층 밖에 있는 코로나는 태양의 광구주위에 희박한 밀도의 이온화된 기체로 가장 높이, 넓게 퍼져있는 상층 대기권이다. 코로나의 형태와 크기는 일정하지 않지만 일반적으로 흑점과 관계가 깊다. 흑점이 최소일 때 코로나의 크기는 작고 최대일 때는 크고 밝으며 매우 복잡한 구조를 갖는다. 태양의 채층과 코로나는 광구의 빛이 달에 의해 완전히 차단되는 개기일식 때에만 볼 수 있는데 태양의 가장자리로부터 멀리까지 뻗쳐있는 밝은 빛이 바로 코로나이다.

태양의 성질
태양은 뜨겁고 거대한 가스 덩어리로서 중심부의 온도는 약 1천 5백만K로 높지만 표면 온도는 약 6,000K이다. 그리고 약 139만km의 지름을 가진 태양은 지구지름의 약 109배이고 부피는 지구부피의 130만 배나 되며 밀도를 살펴보자면 태양의 밀도는 1.41g/cm3이다. 이는 태양이 가벼운 물질로 구성되어 있음을 의미한다. 또한 태양의 적도 자전 주기는 약 27일이고 북위 30도는 약 28일로 위도가 높을수록 자전속도가 느려지는 자전 주기를 가지고 있다.

태양은 주성분인 수소원자가 융합하여 헬륨을 만들 때 엄청난 빛과 에너지를 쏟아내는데 이는 약 1억 5,000만km거리에 있는 지구에조차 1당 1.4kw의 에너지를 공급하고 있을 정도로 엄청난 양이며 이 에너지는 지구 이외에도 화성, 금성, 목성, 수성, 천왕성, 해왕성, 명왕성 등 태양계내의 모든 행성들에게 골고루 공급되고 있다. 태양의 중심부는 섭씨 1,500만°C이며 기압은 수천억 기압으로 추정되고 있다. 그렇기 때문에 태양에는 고체나 액체는 존재할 수 없고 가스 형태로만 존재할 수 있다.

* 절대온도와 섭씨온도와의 관계 : 0K = -273.15°C

태양의 내부
태양의 내부는 내부에서 발생하는 각각의 진행과정에 따라 핵, 복사층, 접합층, 대류층, 네 개의 부분으로 나누어진다. 에너지는 핵에서 발생되는데, 핵에서 나와 복사층을 통하여 복사에 의해 대부분 감마선과 엑스선의 형태로 외부로 확산된다. 그리고 최외부의 대류층을 통하여 대류적이며 유동적인 흐름에 의해 이동한다. 복사층과 대류층 사이의 얇은 경계면은 태양의 자기장이 생산된다고 생각되는 곳이다.

 핵
태양의 핵은 핵융합반응으로 수소가 헬륨으로 형성되는 중심부이다. 이러한 반응들은 결국 빛으로 표면을 떠나는 에너지를 방출한다. 반응은 또한 온도와 밀도에 아주 민감하며, 각각의 수소핵은 양전하로 대전되어있는데, 이들 입자들 사이에 전기적 척력을 넘어서는 합리적인 가능성을 만들기 위해 충분히 높은 온도와 밀도를 필요로 한다. 태양의 중심부의 온도는 약 15,000,000°C 이고 밀도는 약 150g/cm3(금이나 납의 밀도의 약 10배)이다. 이는 수소핵들이 반응하기에 충분한 조건이다. 그리고 온도와 밀도 모두 태양의 중심으로부터 밖으로 나가면서 줄어들며, 핵반응은 핵의 중심으로부터 표면까지 거리의 약 25% 너머로는 거의 일어나지 않는다. 바로 그 지점에서 온도는 중심부의 반값이며 밀도는 약 20g/cm3이다.

 복사층
태양의 복사층은 핵에서 나온 에너지를 복사의 형태로 대류층까지 전달하는 구간이다. 복사층은 핵외부의 가장자리에서부터 대류층의 바닥의 접합부까지 뻗어있다. 핵에서 발생된 에너지는 복사층을 통해 입자에서 입자로 튀어 오르는 빛에 의해서 옮겨진다. 광자들이 빛의 속도로 이동하지만, 각각의 광자가 접합부에 도달하기 위해서는 불투명한 물질을 통과하며 수없이 많이 부딪쳐서 약 100만년의 시간이 필요하게 된다. 밀도는 복사층의 상층부에서 바닥으로 내려가면서 금의 밀도와 비슷했던 20g/cm3에서 물의 밀도보다도 작은 0.2g/cm3까지 떨어진다. 그리고 온도는 약 7,000,000°C에서 약 2,000,000°C로 떨어진다.

 접합층
태양의 접합층은 복사층과 대류층의 사이에 놓인 부분이다. 대류층에서 발견되는 유동적 움직임은 이 층의 상층부에서 잔잔한 복사층과 마주치는 지역인 그것의 바닥으로 가면서 서서히 사라진다. 최근 몇 년간 이 얇은 층에 대하여 좀 더 상세한 자료가 발표됨에 따라 더욱 흥미로운 대상이 되어 가고 있다. 현재는 이 층의 자기운동에 의해 태양의 자기장이 발생한다고 믿어지고 있다. 층을 가로지르는 유동적 흐름의 속도변화는 자기력선을 뻗게 하고 한층 더 강화시킬 수 있다.

 대류층
태양의 대류층은 태양내부에서 가장 외부에 있는 층이다. 그것은 태양 표면에서 밑쪽으로 약 200,000km깊이에서부터 펼쳐지고, 온도는 약 2,000,000°C이다. 이 층에서는 물질들이 더욱 불투명하여 복사가 빠져나가기 어렵고, 결국 끓어오르거나 대류를 시작하게 만드는 열을 가두어 둔다. 이러한 대류운동들은 열을 매우 빠르게 표면으로 이동시키고, 유동체는 팽창하고 그것이 상승함에 따라 식게 된다. 태양 표면에서의 온도는 6000K까지 떨어지며 밀도는 단지 0.0000002g/cm3밖에 되지 않는다. 대류운동 그 자체는 표면에서 쌀알무늬로 볼 수 있다.

광구
태양의 광구는 우리에게 가장 친숙한 태양의 보이는 표면이다. 이것은 딱딱한 표면의 모습 그대로가 아니라 실제로는 약 100km정도 가스로 이루어진 공과 같은 것이다. 우리가 태양원반의 중심부를 볼 때 우리는 다소 더 뜨겁고 밝은 지역을 보게 되며, 태양표면의 가장자리를 볼 때 우리는 어느 정도의 각을 갖고 태양을 보게 되므로 온도가 더 낮고, 어두운 지역을 보게 되는데, 이것이 태양의 가장자리 부분이 어둡게 보이는 현상인 ‘주연감광(limb darkening)’이 생기는 이유이다.

간단한 망원경(안전한 수준의 관측 가능한 빛의 세기를 위한 좋은 필터를 가진)으로도 우리는 광구에서 많은 특징들을 관측할 수가 있는데, 특징들이란 태양흑점, 붉은 반점, 쌀알무늬들을 포함한다. 우리는 또한 도플러효과를 이용하여 광구에서 물질의 흐름을 측정할 수 있으며, 이러한 관측들은 큰 규모의 흐름과 파장, 파동의 형태뿐만 아니라 거대한 쌀알무늬들과 같은 것을 확인할 수 있다.

태양은 약 27일을 주기로 축을 중심으로 자전하는데, 이 자전은 초기에 광구에서 흑점의 이동을 관측함에 따라 측정되었다. 사실상, 태양은 가스로 된 공과 같기 때문에 고체의 행성이나 달과 같이 회전하지는 않는다. 태양의 적도지역은 극지방보다 더 빠르게 회전하는데, 이러한 차등회전의 근원은 현재 태양천문학의 연구분야이다.

채층
태양의 채층은 광구 위에 약 1600km 까지 뻗어있다. 온도가 약 6000°C에서 약 10,000°C의 불규칙한 층이다. 이러한 높은 온도에서 수소는 불그스레한 색의 빛을 방출한다. 이런 색깔의 방출은 개기일식 동안에 태양의 가장자리 위로 올라오는 홍염들을 통해 알 수 있다. 태양은 스펙트럼이나 H-alpha 방출에 선택적인 필터를 통해 관측될 때, 채층의 자기장 요소들과 흑점들 주위의 밝은 플라쥬(Plages), 태양 외부를 가로지르는 어두운 필라멘트, 그리고 가장자리 위로 나오는 홍염들과 같은 새로운 특징들이 관측될 수 있다.

채층은 또한 활동적인 지역으로 태양플레어의 변화들과 홍염, 필라멘트 폭발, 그리고 이전 플레어 루프들에서의 물질의 흐름을 단지 몇 분 동안의 과정으로 모두 관측될 수 있다.

전이영역
전이영역은 얇고 매우 불규칙한 태양의 대기층으로 뜨거운 코로나와 훨씬 온도가 낮은 채층을 분리한다. 열은 코로나에서 채층으로 흐르며 이 과정에서 온도는 1,000,000°C에서 약 20,000°C까지 빠르게 변한다. 수소는 이러한 온도에서는 이온화되어 볼 수 없으며, 수소 대신에 전이영역에서 나오는 빛에서는 C IV, O IV, 그리고 Si IV 과 같은 이온들이 우위를 차지한다.

전이영역은 Solar Maximum Mission과 Solar and Heliospheric Observatory를 포함하는 몇몇의 우주왕복선을 통해 기기를 사용하여 연구되어져 왔으며, Transition Region and Coronal Explorer (TRACE) mission은 현재 실제적으로 전이영역의 구조와 움직임에 대한 자료를 얻고 있다.


 백색 빛의 코로나

코로나는 개기 일식 동안 달이 태양의 광구를 가리면 볼 수 있다. 코로나의 위치는 전이영역 바로 위에 위치하며, 우주 공간으로 뻗어있다. 그리고 광구보다 거의 100만 배에 달하는 에너지를 쏟아낸다. 또한 코로나의 모양은 아래쪽의 태양광구면의 활동과 관련이 깊다. 활동이 강한 때의 코로나는 우주를 향해 길게 뻗어 나가 밝고, 복잡한 구조를 가지며, 활동이 약할 때의 코로나는 적도방향으로 길쭉한 모양을 하고 있다.

 코로나 방출선
코로나의 가시 스펙트럼에 대한 초기 관측에서 알려지지 않은 파장의 방출선을 발견하게 되었는데, 이는 천문학자들이 코로나에서 새로운 원소기체인 코로니움의 존재를 제안하도록 하였다. 그리고 코로나는 근원에 대한 사실이 코로나의 가스가 1,000,000°C 보다 높은 온도로 가열되는 것이라고 밝혀질 때까지 신비로움으로 남아 있었다.

이런 높은 온도에서 수소와 헬륨은 모두 그것들의 전자를 완전히 잃어버리게 되고, 탄소, 질소, 산소와 같은 작은 원소조차도 핵까지 떨어져 나간다. 철, 칼슘과 같은 무거운 원소들은 이런 강한 열에서 몇 개의 전자를 남길 수 있는데, 이렇게 높게 이온화된 요소들은 초기 천문학자들에게는 매우 신비로웠던 방출선을 만들어 냈다. 우리는 현재 이러한 코로나 이온에 의한 방출을 제외한 모든 것을 거르고 태양을 가리는 코로나그래프에서 인공적인 식을 만들 수 있다. 이런 코로나그래프들은 코로나 방출선의 이미지를 생성하며, 이런 관측의 예들은 the National Solar Observatory’s Coronal Data page에서 볼 수 있다.

 엑스선 코로나
코로나는 매우 높은 온도 때문에 밝은 x-ray를 내는 반면, 온도가 낮은 광구는 x-ray를 거의 내지 않는다. 이것은 우리가 태양에서 x-ray를 관측할 때 태양의 disk를 가로지르는 코로나를 보는 것임을 알려준다. 이러한 관측을 위해 우리는 먼저 x-ray를 이미지화할 수 있는 망원경을 디자인해야 한다. 그러고 나서 지구의 대기위로 그것을 올려야 한다. 1970년대 초반 Skylab 인공위성은 처음으로 코로나 구멍들과 코로나의 밝은 부분들을 파헤칠 수 있는 x-ray망원경을 장착했으며, 오늘날 우리는 태양코로나의 관측과 그것의 특징, 그리고 그것의 동적인 특성들의 새롭고 흥미진진한 내용을 얻을 수 있는 Yohkoh(SOLAR-A), SOHO, and TRACE인공위성을 갖고 있다

태양풍
태양풍은 태양에서 불어오는 바람이라 할 수 있다. 이 태양풍에는 양성자와 전자 등 미립자들이 포함되어 있으며, 매초 약 100만 톤의 질량이 태양에서 방출된다. 이것이 지구의 공전궤도에 도착할 즈음 속력은 약 200~750km/s 이다.

태양풍은 크게 빠른 태양풍과 느린 태양풍으로 나눌 수 있다. 빠른 태양풍은 약 750km/s의 속도이며 코로나 구멍과 연관이 깊다. 느린 태양풍은 빠른 태양풍에 비해 절반 정도의 속도이며, 코로나의 닫힌 자기장에 얽혀 흘러 다니는 물질들로부터 생성된다고 알려져 있다.

혜성 이온꼬리
또한 혜성의 이온꼬리도 태양풍에 의해 설명된다. 혜성에는 두 가지의 꼬리가 보이는데 이는 먼지꼬리와 이온꼬리라 한다. 이들 중 태양에 근접하면 태양 반대방향으로 생기는 이온꼬리는 태양풍의 이온과 혜성의 이온 사이에 작용하는 전기력으로 설명이 가능하다.

오로라 역시 태양풍의 영향으로 생기는 현상이다. 태양풍에 포함된 이온들이 지구의 자기장과 상호작용하면서, 지구자기장에 갇힌다. 이 이온들 중 일부가 자기장의 남북극 근처의 상층대기와 만나 오로라를 형성하는 것이다.

태양풍과 비슷한 현상은 대부분의 항성에서도 볼 수 있으며 그 경우 ‘항성풍’이라고 한다.

오로라 모습
태양풍에 의한 영향과 대책
태양풍은 위성과 우주비행사에게 치명적인 위험을 줄 수 있다. 또한 지구의 자기장을 동요시켜 많은 피해를 줄 수도 있다. 따라서 이 태양풍에 대한 대책은 우리의 삶에 있어서 아주 중요하게 될 것이다.

태양풍이 발생하면 보통의 태양플레어보다도 현격히 많은 전자파(자외선, 가시광선, 적외선, 전파), 자기장파, 입자선, 입자 등이 발생된다. 이것들은 보통 지구의 자기권과 대기권을 통과할 때 대부분이 소멸한다. 예를 들어 자외선은 상부대기나 오존층에 흡수되고, 자기장, 입자선과 입자는 우선 자기권에 붙잡힌 뒤 상부대기를 구성하는 입자와 충돌하여 에너지를 방출하게 된다. 지표까지 도달하는 것은 일부 전자파, 즉 가시광선과 적외선이다.

태양풍이 규모가 클 경우에도 위와 같은 이유로 플라스마 입자 등이 직접 지상으로 오는 경우는 드물고 보통 간접적인 영향을 미친다. 하지만, 2008년 12월에 테미스(THEMIS: NASA의 관측위성)가 관측한 것처럼 자기권이 얇은 곳이 있으면 그곳으로 상부대기에 직접영향이 미칠 가능성도 있다. 이 경우 인공위성의 영향이 고려된다.

태양풍에 의해 도달한 플라스마 입자 등이 쌓여 자기권내로 생성된 전기에너지는 전리층에 강한 전류를 흘리고, 이것으로 지자기변동이 발생한다. 게다가 지자기변동에 의해 유도전류가 송전선에 발생되면 전자기기가 망가지거나, 발전소와 변전소 등의 전력시설이 파괴되어 정전이 되는 등, 대규모 피해가 발생한다.

태양풍에 의해 방출된 전자파 등은 그 속도의 차이에 의해 3단계로 나뉘어 따로따로 도착한다. 우선 최초에 도착하는 것이 전자파로, 이것은 빛의 속도로 오기 때문에 8분 정도면 도달한다. 전자파는 주로 전파 장해를 일으키고 많은 통신시스템(인공위성, 비행기의 무선 등)을 사용하지 못하게 한다.

두 번째로 오는 것이 방사선으로, 몇 시간이면 도착한다. 우주비행사들은 방사선을 차단할 수 있는 시설 내로 피난해야할 정도의 위력이 있다.

마지막이 CME(코로나 질량 방출)로 2~3일 정도 후에 도달한다. 이 영향이 가장 위험하며 CME에 동반되어 자기권내에 생성되는 전기에너지가 원인이 되어 발생한 유도전류가 송전선을 타게 되면 전류를 방해하여 정전, 전력시스템의 파괴를 초래한다. 이것을 막기 위해서는 발전소 등을 정지하고 송전을 멈추어 강제정전을 일으킬 필요가 있다.


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