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태양.

Sun
기타 용도는 태양(동음이의)과 태양(동음이의)을 참조하십시오.
태양.
White glowing ball with black sunspots
태양은 투명한 태양 필터를 통해 포착됩니다.
이름태양, 솔,[1] 솔, 헬리오스[2]
형용사솔라[3]
기호.Circle with dot in the middle
관측자료
지구로부터의 평균 거리
1 AU
149,600,000km
93,000,000 mi
8분 19초, 광속[4]
-26.74(V)[5]
4.83[5]
G2V[6]
금속성Z = 0.0122
각크기0.527~0.545°[8]
궤도특성
은하수 중심부로부터의 평균 거리
26,660 광년
은하기2억 2,500만 년
속도
불투명성
286.13° (286° 7′ 48″)[5]
북극점의 위치
+63.87° (63° 52′ 12"N)[5]
사이드리얼 회전 주기
  • 25.05일(equator)
  • 34.4일(poles)
적도 회전 속도
초속 1.997km[10]
신체적 특성
696,000km
432,000 mi[11][12]
109 × 지구 반지름[10]
평탄화0.00005[5]
표면적6.09×10^12 km2
2.35×10^12 sq mi
12,000 × 지구[10]
용량
  • 1.412×1018 km3
  • 1,300,000 × 지구
덩어리
평균밀도1.408g/cm3
0.0509 lb/cu in
0.255 × 지구[5][10]
나이46억[13][14] 년
274m/s2
900피트/s2[5]
28 × 지구[10]
≈0.070[5]
초속 617.7km
55 × 지구[10]
온도
광도
색상(B-V)0.656[15]
평균 광량2.009×107 W·m−2·sr−1
질량별 광구 조성

태양은 태양계의 중심에 있는 별입니다. 그것은 핵융합 반응에 의해 생성된 에너지에 의해 팽창되고 가열되는 거대하고 뜨거운 플라즈마 공입니다. 이 에너지의 일부는 표면에서 빛, 자외선, 적외선 복사로 방출되어 지구 생명체에게 대부분의 에너지를 제공합니다. 태양은 많은 문화에서 숭배의 대상이었습니다. 고대부터 천문학 연구의 중심 주제였습니다.

태양은 은하 중심을 26,660 광년 거리로 공전합니다. 지구로부터는 평균 1AU (1.496×108 km) 또는 약 8광분 거리에 있습니다. 지름은 약 1,391,400 km (864,600 mi; 4.64 LS)로 지구의 109배입니다. 질량은 지구의 약 33만 배로 태양계 전체 질량의 약 99.86%를 차지합니다.[17] 태양 질량의 약 4분의 3은 수소(~73%)로 구성되어 있으며, 나머지는 대부분 헬륨(~25%)이며, 산소, 탄소, 네온, 철을 포함한 훨씬 적은 양의 무거운 원소가 있습니다.[18]

태양은 G형 주계열성(G2V)으로, 비공식적으로는 황색 왜성이라고 불리지만 실제로는 빛이 흰색입니다. 그것은 약 46억년[a][13][19] 전에 거대 분자 구름의 한 영역 내에서 물질의 중력 붕괴로 형성되었습니다. 이 물질의 대부분은 중심부에 모여 있는 반면, 나머지는 태양계가 된 궤도 원반으로 평평해졌습니다. 중심 질량은 너무 뜨겁고 밀도가 높아져서 결국 중심핵에서 핵융합을 시작했습니다. 거의 모든 별들이 이 과정에 의해 형성된다고 생각됩니다.

매초마다 태양의 핵은 약 6억 톤의 수소를 헬륨으로 융합하고 400만 톤의 물질을 에너지로 변환합니다. 먼 미래에는 태양 중심부의 수소 융합이 더 이상 정수압 평형 상태에 있지 않을 정도로 줄어들면 중심부의 밀도와 온도가 현저하게 증가하여 외층이 확장되어 결국 태양을 적색 거성으로 변화시킬 것입니다. 이 과정은 현재로부터 약 50억 년 후에 지구를 사람이 살 수 없게 만들 수 있을 정도로 태양을 크게 만들 것입니다. 그 후 태양은 외층을 벗겨내고 밀도 높은 형태의 냉각 별(백색왜성)이 되어 더 이상 핵융합에 의해 에너지를 생산하지 않지만, 여전히 빛을 내며 수조 년 동안 이전 핵융합에서 나온 열을 방출할 것입니다. 그 후 더 이상 에너지를 방출하지 않는 초밀도 블랙 왜성이 된다는 이론이 세워집니다.

어원

sun이라는 영어 단어는 Old English sunne에서 발전했습니다. 동족은 서프리지아어, 네덜란드어 존어, 저독일어 순어, 표준 독일어 순어, 바이에른어 순어, 고대 노르드어 순어, 고딕어 순어 등의 다른 게르만어에서도 출현합니다. 이 모든 단어들은 게르만어의 원어 *sunnon에서 유래합니다.[20][21] 이것은 궁극적으로 인도유럽어족의 다른 어족에서 태양을 뜻하는 단어와 관련이 있지만, 대부분의 경우 라틴어 솔, 고대 그리스어 ἥλιος(h ē리오스), 웨일스어, 체코어 슬런시와 같이 n에서 유전적인 줄기가 아닌 l을 갖는 지명 줄기가 발견됩니다. 산스크리트어 स्वर(svár)와 페르시아어 خور(xvar)뿐만 아니라 (*l > r)도 있습니다. 실제로 L-stem은 게르만어에서도 살아남았고, *sowelan은 고딕 사우일(순노어와 함께)과 고대 노르드어 프로사이어 솔(시적인 순나어와 함께)을 낳았고, 이를 통해 현대 스칸디나비아 언어에서 태양을 뜻하는 단어를 만들었습니다. 스웨덴어와 덴마크어 솔, 아이슬란드어 솔 등.[21]

영어로 된 태양의 주요 형용사들은 햇빛을 받아 맑으며, 기술적인 맥락에서는 라틴어 솔(sol)에서 태양(/ˈ sol ə r/)을 ʊ하는데, 후자는 태양의 날, 일식, 태양계와 같은 용어들로 발견됩니다. 그리스어 헬리오스에서 희귀 형용사 헬리오스(/ˈ히 ː리 æk/)가 왔습니다. 영어에서 그리스어와 라틴어 단어는 시에서 태양, 헬리오스(/ˈ히 ː리 ə스/)와 솔(/ˈ스 ɒ스/)의 의인으로 등장하며, SF에서는 솔이 태양과 다른 별을 구별하는 데 사용될 수 있습니다. 작은 소문자를 가진 솔이라는 용어는 행성 천문학자들이 화성과 같은 다른 행성에서 태양일 동안 사용합니다.[24]

일요일이라는 영어 평일 이름은 고대 영어 sunnand æg "sun's day"에서 유래했으며, 이는 라틴어 문구 di ē solis를 게르만어로 해석한 것이며, 그 자체는 고대 그리스 ἡ μέρα ἡλίου(h ē mera h ēliou) '태양의 날'을 번역한 것입니다. 태양의 천문학적 기호는 중심점이 있는 원입니다. 이것은☉ M (태양질량), R☉ (태양 반지름), L (태양☉ 광도)와 같은 단위에 사용됩니다.

일반적 특성

태양은 태양계 질량의 약 99.86%를 차지하는 G형 주계열성입니다. 태양의 절대등급은 +4.83으로 은하수에 있는 별들의 약 85%보다 밝을 것으로 추정되며, 이들 대부분은 적색왜성입니다.[26][27] 태양은 인구 I, 또는 원소가 많이 존재하는 [b]별입니다.[28] 그 형성은 근처에 있는 하나 또는 그 이상의 초신성으로부터의 충격파에 의해 촉발되었을 수 있습니다.[29] 이것은 태양계의 금과 우라늄과 같은 무거운 원소들이 소위 인구 II, 무거운 원소가 부족한 별들에 있는 이러한 원소들의 풍부함에 비해 매우 풍부함에 의해 제안됩니다. 무거운 원소들은 초신성 동안의 흡열 핵반응이나 거대한 2세대 항성 내에서 중성자 흡수를 통한 변환에 의해 생성되었을 가능성이 가장 높습니다.[28]

태양은 지구의 하늘에서 가장 밝은 물체로 겉보기 등급은 -26.74입니다.[30][31] 이는 겉보기 등급이 -1.46인 다음으로 밝은 별 시리우스보다 약 130억 배 밝습니다.

1 천문단위(약 1억 5천만 킬로미터, 9천 3백만 마일)는 태양과 지구의 중심 사이의 평균 거리로 정의됩니다. 지구가 1월 3일부터 7월 4일까지 근일점에서 원일점으로 이동하면서 순간적인 거리는 약 ±250만 km 또는 155만 마일 정도 변합니다.[32] 평균 거리에서 빛은 태양의 지평선에서 지구의 지평선까지 약 8분 20초 만에 이동하는 반면,[33] 태양과 지구의 가장 가까운 지점의 빛은 약 2초가 덜 걸립니다. 이 햇빛의 에너지는 광합성으로 지구의 거의 모든 생명체를[c] 지탱하며,[34] 지구의 기후와 날씨를 주도합니다.

태양은 명확한 경계가 없지만 광구 위의 높이가 증가함에 따라 밀도가 기하급수적으로 감소합니다.[35] 측정을 위해 태양의 반지름은 중심에서 태양의 겉보기 가시 표면인 광구 가장자리까지의 거리로 간주됩니다.[36] 이 측정에 따르면 태양은 편평도가 900만 분의 1로 추정되는 거의 완벽한 구이며,[37][38][39] 이는 태양의 극직경과 적도직경이 불과 10킬로미터(6.2마일) 차이가 난다는 것을 의미합니다.[40] 행성의 조석 효과는 약하고 태양의 모양에 큰 영향을 미치지 않습니다.[41] 태양은 극보다 적도에서 더 빠르게 회전합니다. 이 미분회전은 열전달로 인한 대류운동과 태양의 회전으로 인한 코리올리 힘에 의해 발생합니다. 별들에 의해 정의된 기준틀에서 자전 주기는 적도에서 약 25.6일, 극에서 약 33.5일입니다. 태양의 궤도를 돌면서 지구에서 볼 때 태양의 적도에서의 겉보기 자전 주기는 약 28일입니다.[42] 북극 위의 유리한 지점에서 볼 때, 태양은 회전축을 중심으로 반시계 방향으로 회전합니다.[d][43]

구성.

참고 항목: 별의 분자

태양은 주로 수소와 헬륨 원소로 구성되어 있습니다. 태양의 생명체에서 이 시기에 이들은 광구에서 태양 질량의 74.9%와 23.8%를 각각 차지합니다.[44] 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.[45]

태양 연구에서는 척도 로그 단위인 각 요소 지수의 풍부함을 표현하는 것이 더 일반적입니다. + (H {A}(e) = +\_{}{n H}}})}. 'e'는 문제의 원소이고 nH는 수소 원자의 개수입니다. 정의에 따르면 수소는 태양 주기의[46] 단계에 따라 약 10.3에서 10.5 사이에서 헬륨의 풍부함이 변하며, 탄소는 8.47, 네온은 8.29, 산소는 7.69[47], 철은 7.62입니다.

태양의 원래 화학적 조성은 성간 매질로부터 물려받아 형성되었습니다. 원래는 수소 71.1%, 헬륨 27.4%, 무거운 원소 1.5% 정도였을 것입니다.[44] 태양의 수소와 대부분의 헬륨은 우주의 첫 20분 동안 빅뱅 핵합성에 의해 생성되었을 것이고, 더 무거운 원소들은 태양이 생성되기 전에 이전 세대의 별들에 의해 생성되었을 것입니다. 그리고 항성 생명체의 마지막 단계와 초신성과 같은 사건에 의해 성간 매질로 퍼집니다.[48]

태양이 형성된 이래로 주요 핵융합 과정은 수소를 헬륨으로 융합하는 것이었습니다. 지난 46억 년 동안 태양 내 헬륨의 양과 헬륨의 위치는 점차 변화했습니다. 핵 내에서는 핵융합으로 인해 헬륨의 비율이 약 24%에서 약 60%로 증가했고, 헬륨과 무거운 원소 중 일부는 중력 때문에 광구에서 태양 중심으로 정착했습니다. 무거운 원소의 비율은 변하지 않습니다. 열은 대류에 의해서가 아니라 복사에 의해서 태양 중심부에서 바깥쪽으로 전달되기 때문에, 핵융합 생성물은 열에 의해서 바깥쪽으로 들어올려지지 않습니다. 핵융합 생성물은 핵에[49] 남아 있고, 현재 태양 중심부가 헬륨을 융합할 수 있을 정도로 뜨겁거나 밀도가 높지 않기 때문에 점차 헬륨의 내부 중심부가 융합될 수 없는 형태로 형성되기 시작했습니다. 현재의 광구에서는 헬륨 분율이 감소하고, 금속성은 원시성 단계(핵융합이 시작되기 전)의 84%에 불과합니다. 앞으로 헬륨은 중심핵에 계속 축적될 것이며, 약 50억 년 후에는 이러한 점진적인 축적으로 인해 결국 태양은 주계열성을 벗어나 적색 거성이 될 것입니다.[50]

광구의 화학적 구성은 일반적으로 원시 태양계의 구성을 대표하는 것으로 간주됩니다.[51] 위에서 설명한 태양 중원소 함량은 일반적으로 태양 광구의 분광법과 용융 온도로 가열된 적이 없는 운석의 풍부함을 측정하여 측정합니다. 이 운석들은 원시성계 태양의 구성을 유지하는 것으로 생각되며, 따라서 무거운 원소의 침전에 영향을 받지 않습니다. 두 가지 방법은 일반적으로 잘 일치합니다.[18]

구조와 융합

주요 기사: 표준 태양 모형
태양의 구조, 대비를 위한 거짓 색상의 일러스트레이션

코어

주요 기사: 태양핵

태양의 중심부는 태양 반지름의 약 20~25%까지 뻗어 있습니다.[52] 최대 150g/cm3[53][54](물 밀도의 약 150배)의 밀도와 1,570만 켈빈(K)에 가까운 온도를 가지고 있습니다.[54] 대조적으로 태양의 표면 온도는 약 5800K입니다. SOHO 임무 데이터에 대한 최근의 분석은 위의 복사 영역에서보다 코어에서 더 빠른 회전 속도를 선호합니다.[52] 태양의 대부분의 생애 동안 에너지는 양성자-양성자 사슬을 통해 핵융합에 의해 생성되어 왔으며, 이 과정은 수소를 헬륨으로 변환시킵니다.[55] 현재 태양에서 발생하는 에너지의 0.8%만이 CNO 순환이라고 불리는 또 다른 일련의 핵융합 반응에서 발생하지만, 이 비율은 태양이 나이가 들고 빛이 나면서 증가할 것으로 예상됩니다.[56][57]

핵은 태양에서 유일하게 핵융합을 통해 상당한 양의 열에너지를 생산하는 지역입니다. 전력의 99%는 태양 반지름의 24% 이내에서 생산되며, 반지름의 30%까지 핵융합은 거의 완전히 중단되었습니다. 태양의 나머지 부분은 많은 연속적인 층을 통해 바깥쪽으로 이동하면서 이 에너지에 의해 가열되고, 마침내 태양 광구로 이동하여 방사선(광자) 또는 이류(거대한 입자)를 통해 우주로 탈출합니다.[58][59]

중수소, 헬륨-3 및 일반 헬륨-4를 형성하는 수소로부터 양성자-양성자 반응 사슬의 예시

양성자-양성자 사슬은 중심핵에서 매초 약 9.2×10번3711 발생하며, 매초 약 3.7×10개의3856 양성자를 알파 입자(헬륨 핵)로 변환시킨다. 그러나 각 양성자는 PP 사슬을 사용하여 다른 양성자와 융합하는 데 약 90억 년이 걸립니다.[58] 네 개의 자유 양성자(수소 핵)를 하나의 알파 입자(헬륨 핵)에 융합하면 융합된 질량의 약 0.7%가 에너지로 방출되기 [60]때문에 태양은 384.6요타와트(3[61].846×10W26),[5] 즉 9에 대해 초당 426만 톤의 질량-에너지 변환 속도로 에너지를 방출합니다.초당 192×1010 메가톤의 TNT. 태양의 출력이 큰 것은 중심핵의 크기와 밀도가 크기 때문이며, (지구와 지구의 물체에 비해) 입방미터당 발생하는 전력은 상당히 적습니다. 태양 내부의 이론적인 모델은 중심부에서 최대 전력 밀도, 즉 에너지 생산이 세제곱미터당 약 276.5와트임을 나타내며,[62] 칼 크루젤니키에 따르면 퇴비 더미 내부의 전력 밀도는 거의 같습니다.[63]

핵의 핵융합 속도는 자기 교정 평형 상태에 있습니다. 핵융합 속도가 약간 높으면 핵이 더 가열되고 외층의 무게에 대해 약간 팽창하여 밀도가 감소하여 핵융합 속도가 감소하고 섭동이 수정됩니다. 그리고 약간 낮으면 핵이 냉각되고 약간 수축됩니다. 밀도를 증가시키고 융합 속도를 증가시키고 다시 현재 속도로 되돌립니다.[64][65]

복사권

주요기사 : 방사구역
다양한 별들의 내부 구조에 대한 예시. 가운데 태양은 내부 복사 영역과 외부 대류 영역을 가지고 있습니다.

복사 영역은 태양 반지름 0.45 태양의 가장 두꺼운 층입니다. 핵에서 약 0.7 태양 반경까지 열복사는 에너지 전달의 주요 수단입니다.[66] 온도는 중심부에서 멀어질수록 약 700만 켈빈에서 200만 켈빈으로 떨어집니다.[54] 이 온도 구배는 단열 소멸률의 값보다 작으므로 대류를 구동할 수 없으며, 이것은 왜 이 영역을 통한 에너지의 전달이 열 대류 대신 방사선에 의한 것인지를 설명합니다.[54] 수소와 헬륨의 이온은 광자를 방출하는데, 광자는 짧은 거리만 이동하다가 다른 이온에 의해 재흡수됩니다.[66] 밀도는 복사 영역의 맨 위인 0.25 태양 반경에서 0.7 반경 사이에서 100배(200 kg/m에서3 200 kg/m3) 떨어집니다.[66]

타코클라인

주요 기사: 타코클라인

복사 영역과 대류 영역은 전이층인 타코클라인에 의해 분리됩니다. 이 영역은 복사 영역의 균일한 회전과 대류 영역의 차등 회전 사이의 급격한 체제 변화로 인해 둘 사이에 큰 전단이 발생하는 영역으로, 연속적인 수평 층이 서로 미끄러져 지나가는 조건입니다.[67] 현재, 이 층 내의 자기 다이너모가 태양의 자기장을 생성한다는 가설이 있습니다(태양 다이너모 참조).[54]

대류권

주요 기사: 대류권

태양의 대류 영역은 0.7 태양 반경(50만 km)에서 표면 근처까지 뻗어 있습니다. 이 층에서 태양 플라즈마는 복사를 통해 내부의 열 에너지를 외부로 전달할 만큼 밀도가 높거나 뜨겁지 않습니다. 대신, 플라즈마의 밀도는 대류 전류가 발생하고 태양의 에너지를 표면 쪽으로 바깥쪽으로 이동시킬 수 있을 정도로 충분히 낮습니다. 타코클라인에서 가열된 물질은 열을 받아 팽창하여 밀도가 감소하고 상승할 수 있습니다. 따라서 질량의 질서 있는 운동은 열전지로 발전하여 대부분의 열을 태양의 광구로 바깥쪽으로 운반합니다. 일단 물질이 광구 표면 바로 아래에서 확산되고 복사적으로 냉각되면 밀도가 증가하여 대류 영역의 기저부로 가라앉고, 여기서 다시 복사 영역의 꼭대기에서 열을 받아 대류 사이클이 계속됩니다. 광구에서 온도는 5,700K (350배), 밀도는 0.2g/m3 (해발 공기 밀도의 약 1/10,000, 대류권 내층 밀도의 약 100만분의 1)로 떨어졌습니다.[54]

대류 영역의 열 기둥은 태양 표면에 각인을 형성하여 가장 작은 규모에서는 태양 과립, 더 큰 규모에서는 초과립이라고 불리는 세분화된 모습을 제공합니다. 태양 내부의 이 외부 부분에서 난류 대류는 태양의 표면에 가까운 부피에 대해 "소규모" 다이너모 작용을 유지합니다.[54] 태양의 열기둥은 베나르 세포이며 대략 육각형 프리즘의 형태를 띠고 있습니다.[68]

광구

주요 기사: 광구
A miasma of plasma
다니엘 K가 촬영한 태양 표면의 고해상도 이미지. 이노우에 태양 망원경(DKIST)

태양의 가시 표면인 광구는 태양이 가시광선에 불투명해지는 아래 층입니다.[69] 이 층에서 생성된 광자는 그 위의 투명한 태양 대기를 통해 태양을 빠져나와 태양 복사, 즉 햇빛이 됩니다. 불투명도의 변화는 가시광선을 쉽게 흡수하는 H 이온의− 양이 감소하기 때문입니다.[69] 반대로 우리가 보는 가시광선은 전자가 수소 원자와 반응하여 H 이온을− 생성하면서 생성됩니다.[70][71]

광구는 수십에서 수백 킬로미터의 두께를 가지고 있으며, 지구의 공기보다 약간 덜 불투명합니다. 광구의 윗부분이 아랫부분보다 더 시원하기 때문에, 사지 어두워짐이라고 알려진 현상에서 태양의 상은 태양 원반의 가장자리나 사지보다 중앙에서 더 밝게 보입니다.[69] 태양의 스펙트럼은 대략 5,777 K (5,504 °C; 9,939 °F)에서 방사되는 흑체의 스펙트럼을 가지며, 광구 위의 약한 층으로부터 원자 흡수선이 산재합니다. 광구의 입자 밀도는 ~1023−3 m(해발 지구 대기 부피당 입자 수의 약 0.37%)입니다. 광구는 완전히 이온화되지 않았으며, 이온화 정도는 약 3%로 거의 모든 수소가 원자 형태로 남아 있습니다.[72]

광구의 광학 스펙트럼에 대한 초기 연구에서 일부 흡수선은 당시 지구에 알려진 어떤 화학 원소와도 일치하지 않는 것으로 밝혀졌습니다. 1868년, 노먼 로키어는 이 흡수선들이 그리스의 태양신 헬리오스의 이름을 따서 헬륨이라고 이름 붙인 새로운 원소에 의해 생긴 것이라고 가설을 세웠습니다. 25년 후, 헬륨은 지구에서 분리되었습니다.[73]

대기.

주요 기사: 항성 대기

태양의 대기는 광구(정상 상태에서 볼 수 있음), 채층, 전이 영역, 코로나 및 태양권의 네 부분으로 구성되어 있습니다. 개기일식 때는 광구가 막혀 코로나가 보입니다.[74]

태양에서 가장 차가운 층은 광구에서 약 500km까지 확장된 온도 최소 영역이며, 온도는 약 4,100K입니다.[69] 태양의 이 부분은 일산화탄소와 물과 같은 단순한 분자가 존재할 수 있을 정도로 시원하며, 이 분자는 흡수 스펙트럼을 통해 감지할 수 있습니다.[75] 채층, 전이 영역, 코로나는 태양의 표면보다 훨씬 뜨겁습니다.[69] 그 이유는 잘 이해되지 않지만, 증거에 따르면 알펜파가 코로나를 가열할 수 있는 충분한 에너지를 가지고 있을 수 있습니다.[76]

히노데의 태양광학망원경이 촬영한 태양의 전이영역

온도 최소층 위에는 약 2,000km 두께의 층이 있으며 방출선과 흡수선의 스펙트럼이 지배적입니다.[69] 개기일식의 시작과 끝에서 색권이 색 섬광으로 보이기 때문에 그리스어의 뿌리 채도에서 색권이라고 불립니다.[66] 채층의 온도는 고도에 따라 점차적으로 증가하며, 정상 부근에서는 약 20,000 K에 이릅니다.[69] 채층 상부에서는 헬륨이 부분적으로 이온화됩니다.[77]

채층 위에서는 얇은(약 200 km) 전이 영역에서 온도가 상층 채층의 약 20,000 K에서 1,000,000 K에 가까운 코로나 온도로 빠르게 상승합니다.[78] 전이 영역에서 헬륨의 완전한 이온화에 의해 온도 상승이 촉진되어 플라즈마의 복사 냉각이 크게 감소합니다.[77] 전이 영역은 잘 정의된 고도에서 발생하지 않습니다. 오히려 가시나 필라멘트와 같은 채층 특징을 중심으로 일종의 님버스를 형성하며, 일정하고 혼란스러운 움직임을 보입니다.[66] 전이 영역은 지구 표면에서 쉽게 볼 수 없지만 스펙트럼의 극자외선 부분에 민감한 기기에 의해 우주에서 쉽게 관찰할 수 있습니다.[79]

개기일식 동안 태양 코로나는 짧은 개기일식 동안 육안으로 볼 수 있습니다.

코로나는 태양의 다음 층입니다. 태양 표면 근처에 있는 낮은 코로나는 입자 밀도가 1015−3 m~1016 m−3 정도입니다.[77][e] 코로나와 태양풍의 평균 온도는 약 1,000,000~2,000,000 K이지만 가장 뜨거운 지역에서는 8,000,000~2,000,000 K입니다.[78] 코로나의 온도를 설명하는 완전한 이론은 아직 없지만, 적어도 열의 일부는 자기 재연결에서 비롯된 것으로 알려져 있습니다.[78][80] 코로나는 태양의 확장된 대기로, 태양의 광구로 둘러싸인 부피보다 훨씬 큰 부피를 가지고 있습니다. 태양풍은 태양에서 행성간 공간으로 플라즈마의 흐름입니다.[80]

태양의 가장 바깥 대기권인 태양권은 태양풍 플라스마로 가득 차 있습니다. 태양의 가장 바깥쪽 층은 태양풍의 흐름이 초알프벤식이 되는 거리, 즉 태양 반경 약 20(0.1 AU)[81]에서 알프벤파의 속도보다 흐름이 더 빨라지는 거리에서 시작된다고 정의됩니다. 태양권의 난류와 동적 힘은 태양 코로나의 모양에 영향을 미치지 못합니다. 왜냐하면 정보는 알펜파의 속도로만 이동할 수 있기 때문입니다. 태양풍은 태양권 바깥쪽으로 계속 이동하면서 [82][83]태양 자기장을 나선형으로 형성하여 태양으로부터 50 AU 이상 떨어진 태양권에 영향을 미칩니다.[80] 2004년 12월 보이저 1호 탐사선은 헬리오파우즈의 일부인 것으로 추정되는 충격파우즈를 통과했습니다.[84] 2012년 말 보이저 1호는 우주선 충돌이 현저하게 증가하고 태양풍으로 인한 낮은 에너지 입자의 급격한 감소를 기록했으며, 이는 탐사선이 태양권을 통과하여 성간 매질로 들어갔음을 시사하며,[85] 실제로 2012년 8월 25일 태양으로부터 약 122 천문단위(18 Tm)에서 그렇게 했습니다.[86] 태양권은 태양의 움직임으로 인해 그 뒤로 뻗어 있는 태양 꼬리를 가지고 있습니다.[87]

2021년 4월 28일, NASA의 파커 태양 탐사선은 태양 반경 18.8에서 알펜 표면을 관통하는 특정한 자기 및 입자 상태를 발견했습니다. 코로나 플라즈마의 알펜 속도와 대규모 태양풍속이 동일한 [88][89]곳으로 정의되는 태양풍으로부터 코로나를 분리하는 경계 탐사선은 Fields와 SweAP 기기로 태양풍 플라즈마 환경을 측정했습니다.[90] NASA는 이 사건을 "태양을 만진 것"이라고 표현했습니다.[88] 비행 중에 파커 솔라 프로브는 코로나에 여러 번 드나들었습니다. 이것은 알펜 임계 표면이 매끄러운 공 모양이 아니라 표면에 주름을 잡는 스파이크와 골이 있다는 예측을 증명했습니다.[88]

햇빛과 중성미자

주요 기사: 햇빛과 태양의 조광도
옅은 안개를 뚫고 본 태양

태양은 가시 스펙트럼을 가로질러 빛을 내기 때문에, 우주에서 볼 때 또는 태양이 하늘에 있을 때 CIE 색-공간 지수가 (0.3, 0.3) 근처에 있는 흰색입니다. 파장당 태양 광량은 우주에서 볼 때 스펙트럼의 녹색 부분에서 정점에 달합니다.[91][92] 태양이 하늘에 매우 낮을 때, 대기 산란은 태양을 노란색, 빨간색, 오렌지색 또는 자홍색으로 만들고, 드문 경우에는 심지어 녹색 또는 파란색으로 만듭니다. 전형적인 백색도(흰 태양광선, 하얀 주변 빛, 달의 하얀 조명 등)에도 불구하고, 어떤 문화들은 정신적으로 태양을 노란색으로 그리고 어떤 문화들은 심지어 빨간색으로 상상합니다; 그 이유들은 문화적이고 정확한 이유들은 논쟁의 대상입니다.[93] 태양은 G2V 항성으로, G2는 표면 온도가 약 5,778 K(5,505 °C, 9,941 °F)이며, V는 대부분의 항성들과 마찬가지로 주계열성입니다.[58][94]

태양 상수는 태양이 햇빛에 직접 노출되는 단위 면적당 태양이 축적하는 전력량입니다. 태양 상수는 태양으로부터 1 천문단위(AU) 거리(즉, 지구 궤도 또는 지구 궤도 근처)에서 약 1,368 W/m2(제곱미터당 와트)에 해당합니다.[95] 지구 표면의 햇빛은 지구 대기에 의해 감쇠되기 때문에 태양이 정점에 가까울 때 맑은 상태에서 표면에 도달하는 전력이 더 적습니다(1,000 W/m에2 가깝습니다).[96] 지구 대기의 꼭대기에 있는 햇빛은 약 50%의 적외선, 40%의 가시광선, 10%의 자외선으로 구성되어 있습니다.[97] 특히 대기는 태양 자외선의 70% 이상을, 특히 더 짧은 파장에서 걸러냅니다.[98] 태양 자외선 복사는 지구의 낮쪽 상층 대기를 전리시켜 전기 전도성 전리층을 만듭니다.[99]

태양의 자외선은 소독 효과가 있으며 도구와 물을 소독하는 데 사용할 수 있습니다. 또한 햇볕에 그을리는 원인이 되며, 비타민 D 생성 및 햇볕에 그을리는 것과 같은 다른 생물학적 효과가 있습니다. 피부암의 주요 원인이기도 합니다. 자외선은 지구의 오존층에 의해 강하게 감쇠되기 때문에 자외선의 양은 위도에 따라 크게 변하며 지구의 여러 지역에서 인간의 피부색 변화를 포함하여 많은 생물학적 적응에 부분적으로 책임이 있습니다.[100]

150 million kilometers from Sun to Earth
일단 태양 표면 밖으로 나가면 중성미자와 광자는 빛의 속도로 이동합니다.

핵에서 핵융합 반응과 함께 처음에 방출된 고에너지 감마선 광자는 보통 몇 밀리미터만 이동한 후 복사대의 태양 플라즈마에 거의 즉시 흡수됩니다. 재방출은 무작위 방향으로 발생하며 일반적으로 약간 낮은 에너지에서 발생합니다. 이와 같은 방출과 흡수의 연속으로, 방사선이 태양 표면에 도달하는 데는 오랜 시간이 걸립니다. 광자 이동 시간의 추정치는 10,000년에서 170,000년 사이입니다.[101] 반면 태양 전체 에너지 생산량의 약 2%를 차지하는 중성미자가 지표면에 도달하는 데 걸리는 시간은 2.3초에 불과합니다. 태양의 에너지 수송은 물질과의 열역학적 평형 상태에 있는 광자를 포함하는 과정이기 때문에 태양의 에너지 수송 시간 규모는 약 30,000,000년으로 더 길어집니다. 이 시기는 중심부의 에너지 발전 속도가 갑자기 바뀌면 태양이 안정된 상태로 돌아오는 데 걸리는 시간입니다.[102]

중성미자는 핵융합 반응에 의해서도 방출되지만 광자와는 달리 물질과 거의 상호작용을 하지 않기 때문에 거의 대부분이 태양을 즉시 탈출할 수 있습니다. 수년 동안 태양에서 생성되는 중성미자의 수에 대한 측정은 3배로 예측된 이론보다 낮았습니다. 이 불일치는 2001년 중성미자 진동 효과의 발견을 통해 해결되었습니다. 태양은 이론이 예측한 중성미자 수를 방출하지만 중성미자 검출기는 없었습니다. 뉴트리노가 검출될 때까지 맛이 변했기 때문에 2개의 ⁄3.

자기활동

태양은 표면에 따라 달라지는 항성 자기장을 가지고 있습니다. 극지방은 1~2가우스(0.0001~0.0002T)인 반면, 태양의 흑점은 일반적으로 3,000가우스(0.3T), 태양의 흑점은 10~100가우스(0.001~0.01T)입니다.[5] 자기장은 시간과 위치에 따라 다릅니다. 11년 주기의 준주기 태양 주기는 흑점의 수와 크기가 증감하는 가장 두드러진 변화입니다.[104][105][106]

태양 자기장은 태양 자체를 훨씬 넘어 뻗어 있습니다. 전기적으로 전도되는 태양풍 플라즈마는 태양의 자기장을 우주로 운반하여 행성간 자기장이라고 불리는 것을 형성합니다.[80] 이상적인 자기 유체 역학으로 알려진 근사치에서 플라즈마 입자는 자기장 선을 따라 이동할 뿐입니다. 따라서 바깥쪽으로 흐르는 태양풍은 행성 간 자기장을 바깥쪽으로 뻗어 대략 반경 방향의 구조로 만듭니다. 태양 자기 적도의 양쪽에 반구형 극성이 반대인 단순 쌍극자 태양 자기장의 경우 태양풍에 얇은 전류 시트가 형성됩니다.[80]

먼 거리에서, 태양의 회전은 쌍극자 자기장과 그에 대응하는 전류 시트를 파커 나선이라고 불리는 아르키메데스 나선 구조로 꼬이게 합니다.[80] 행성 간 자기장은 태양 자기장의 쌍극자 성분보다 훨씬 강합니다. 태양의 쌍극자 자기장은 50~400μT(광구에서) 거리의 역큐브와 함께 감소하여 지구 거리에서 0.1nT의 자기장이 예측됩니다. 하지만, 우주선 관측에 따르면 지구 위치에 있는 행성 간의 필드는 약 5nT로, 약 100배 더 큽니다.[107] 이 차이는 태양을 둘러싸고 있는 플라즈마의 전류에 의해 발생하는 자기장 때문입니다.

흑점

주요 기사: 흑점
아마추어 태양 망원경으로 촬영한 수소-알파에서 태양이 시간 경과를 포착합니다.

흑점은 태양 광구의 어두운 반점으로 보이며 태양 내부에서 표면으로 열의 대류 수송이 억제되는 자기장의 농도에 해당합니다. 그 결과 흑점은 주변 광구보다 약간 더 차가워서 어둡게 보입니다. 일반적인 태양 최소점에서는 태양 흑점이 거의 보이지 않으며, 때로는 태양 흑점이 전혀 보이지 않습니다. 보이는 것들은 높은 태양 위도에 있습니다. 태양 주기가 최대로 진행됨에 따라 흑점은 태양 적도에 더 가깝게 형성되는 경향이 있는데, 이 현상은 슈페러의 법칙으로 알려져 있습니다. 가장 큰 흑점은 지름이 수만 킬로미터에 이를 수 있습니다.[108]

11년의 흑점 주기는 22년의 밥콕 주기의 절반입니다.토로이달 태양 자기장과 폴로이달 태양 자기장 사이의 진동 에너지 교환에 해당하는 레이톤 다이너모 사이클. 태양 주기의 최대치에서 외부 폴로이드 쌍극자 자기장은 다이너모 주기의 최소 강도에 가깝지만 타코클라인 내에서 차등 회전을 통해 생성되는 내부 토로이드 사중극자장은 최대 강도에 가깝습니다. 다이너모 사이클의 이 시점에서 대류 영역 내의 부력 상승은 광구를 통해 토로이드 자기장의 출현을 강제하고, 대략 동서로 정렬되고 반대의 자기 극성을 가진 발자국을 가진 쌍의 흑점을 생성합니다. 흑점 쌍의 자기 극성은 태양 주기마다 교대로 발생하며, 이 현상은 헤일의 법칙에 의해 설명됩니다.[109][110]

태양 주기가 감소하는 동안 에너지는 내부 토로이드 자기장에서 외부 폴로이드 자기장으로 이동하고 태양 흑점은 그 수와 크기가 줄어듭니다. 태양 주기가 최소일 때 토로이달 필드는 그에 상응하여 최소 강도일 때 흑점이 상대적으로 드물고 폴로이달 필드는 최대 강도입니다. 다음 11년의 흑점 주기가 증가함에 따라 차동 회전은 자기 에너지를 폴로이드에서 토로이드 필드로 다시 이동시키지만 이전 주기와 반대되는 극성을 갖습니다. 이 과정은 지속적으로 진행되며, 이상적이고 단순화된 시나리오에서 각 11년의 흑점 주기는 태양의 대규모 자기장의 전체 극성에 해당합니다.[111][112]

태양 활동

주요 기사: 태양 주기
2005년 이전 30년 동안의 태양 주기 변화 측정

태양의 자기장은 태양 활동이라고 총칭되는 많은 효과로 이어집니다. 태양 플레어와 코로나 질량 방출은 흑점 그룹에서 발생하는 경향이 있습니다. 천천히 변화하는 태양풍의 고속 흐름은 광구 표면의 코로나 구멍에서 방출됩니다. 코로나 질량 방출과 태양풍의 고속 흐름은 모두 플라즈마와 행성 간 자기장을 태양계 바깥쪽으로 운반합니다.[113] 태양 활동이 지구에 미치는 영향에는 중간에서 높은 위도의 오로라와 무선 통신 및 전력의 중단이 포함됩니다. 태양 활동은 태양계의 형성과 진화에 큰 역할을 한 것으로 생각됩니다.

흑점 수의 장기적인 세속적인 변화는 일부 과학자들에 의해 태양 복사율의 장기적인 변화와 상관관계가 있다고 생각되며,[114] 이는 결과적으로 지구의 장기적인 기후에 영향을 미칠 수 있습니다.[115] 태양 주기는 지구를 둘러싼 것을 포함한 우주 기상 조건에 영향을 미칩니다. 예를 들어, 17세기에는 태양 주기가 수십 년 동안 완전히 멈춘 것처럼 보였는데, 마운더 최소점으로 알려진 기간 동안 태양 흑점이 거의 관찰되지 않았습니다. 이것은 유럽이 비정상적으로 추운 온도를 경험했던 소빙하기 시대와 시기적으로 일치했습니다.[116] 이전에 확장된 최소값은 나무 고리의 분석을 통해 발견되었으며 평균보다 낮은 지구 온도와 일치한 것으로 보입니다.[117]

2019년 12월, 강제 자기 재연결로 알려진 새로운 유형의 태양 자기 폭발이 관찰되었습니다. 이전에는 자발적 자기 재연결이라고 불리는 과정에서 태양 자기장선이 폭발적으로 갈라졌다가 순간적으로 다시 수렴하는 것이 관찰됐습니다. 강제 자기 재연결도 비슷했지만 코로나 폭발로 촉발됐습니다.[118]

생애단계

주요 기사: 태양계의 형성과 진화와 항성진화
태양과 같은 별의 진화 개요

오늘날 태양은 삶의 가장 안정적인 부분을 대략 절반쯤 지나갑니다. 그것은 40억년[a] 이상 동안 극적으로 변하지 않았고 약 50억년 이상 동안 꽤 안정적으로 유지될 것입니다. 그러나 중심부의 수소 융합이 멈춘 후, 태양은 내부적으로나 외부적으로 극적인 변화를 겪을 것입니다. 이 별은 5pc 이내의 다른 별 75개 중 71개보다 질량이 크며,[119] 상위 5%에 속합니다.

형성

추가 정보: 태양계의 형성과 진화

태양은 약 46억년 전에 대부분이 수소와 헬륨으로 구성된 거대한 분자 구름의 일부가 붕괴되어 형성되었으며 아마도 다른 많은 별들을 탄생시켰을 것입니다.[120] 이 나이는 항성 진화의 컴퓨터 모델과 핵우주 연대론을 통해 추정됩니다.[13] 이 결과는 가장 오래된 태양계 물질의 방사성 연대가 45억 6700만 년 전인 것과 일치합니다.[121][122] 고대 운석에 대한 연구를 통해 폭발하는 짧은 수명의 별에서만 형성되는 철-60과 같은 짧은 수명의 동위원소의 안정적인 딸 핵의 흔적이 밝혀졌습니다. 이는 태양이 형성된 지점 근처에서 하나 이상의 초신성이 발생했음을 나타냅니다. 근처 초신성의 충격파가 분자 구름 내의 물질을 압축하고 특정 지역이 중력에 의해 붕괴됨으로써 태양의 형성을 촉발했을 것입니다.[123] 구름의 한 조각이 무너지면서 각운동량의 보존으로 인해 회전하기 시작했고 압력이 증가함에 따라 가열되었습니다.[124] 질량의 대부분은 중심부에 집중되었고, 나머지는 행성과 다른 태양계 천체가 될 원반으로 평평해졌습니다.[125][126] 구름의 중심부 내 중력과 압력은 주변 원반에서 더 많은 물질을 축적하면서 많은 열을 발생시켜 결국 핵융합을 촉발시켰습니다.[127]

항성 HD 162826과 HD 186302는 태양과 유사성을 공유하며, 따라서 같은 분자 구름에서 형성된 항성 형제자매로 가정됩니다.[128][129]

주계열

태양 같은 별의 진화. 헤르츠스프룽-러셀 도표의 한 태양질량 별의 궤적은 주계열부터 점근-거대-가지 단계까지 표시됩니다.

태양은 주계열 단계의 중간쯤에 있으며, 이 기간 동안 핵융합 반응이 수소를 헬륨으로 융합합니다. 매초 400만 톤 이상의 물질이 태양 중심부 내에서 에너지로 변환되어 중성미자와 태양 복사를 생성합니다. 이 속도라면 태양은 지금까지 지구 질량의 약 100배, 즉 태양 전체 질량의 약 0.03%를 에너지로 변환했습니다. 태양은 적색 거성 단계 이전에 주계열성으로 약 100억~110억 년을 보낼 것입니다.[130] 2022년 ESA의 가이아 우주 관측소 임무에 따르면 태양은 80억 년을 맞이하여 가장 뜨거운 지점에 있을 것입니다.[131]

태양은 중심부에서 점점 더 뜨거워지고 표면은 더 뜨거워지고, 반지름은 더 커지며, 주계열의 시간 동안 더 밝아지는데, 주계열의 수명이 시작된 이래로 반지름은 15% 증가하고 표면의 온도는 5,620 K(5,350 °C; 9,660 °F)에서 5,777 K(5,504 °C; 9,939 °F)로 증가했습니다. 그 결과 태양 광도가 0.677에서 현재의 1.0 태양 광도로 48% 증가했습니다. 이것은 핵에 있는 헬륨 원자가 융합된 수소 원자보다 평균 분자량이 높아서 열 압력이 적기 때문에 발생합니다. 따라서 중심핵은 수축하여 태양의 외층이 중심에 더 가깝게 이동하여 중력 퍼텐셜 에너지를 방출합니다. 비리얼 정리에 따르면, 방출된 중력 에너지의 절반이 가열에 들어가 융합이 일어나는 속도가 점차 증가하여 광도가 증가합니다. 이 프로세스는 코어가 점차 조밀해짐에 따라 속도가 빨라집니다.[132] 현재 1억 년마다 약 1%씩 밝기가 증가하고 있습니다. 이러한 증가로 인해 지구의 액체 상태의 물이 고갈되는 데는 지금으로부터 적어도 10억 년이 걸릴 것입니다.[133] 그 후 지구는 복잡하고 다세포적인 생명체를 지탱할 수 없게 될 것이고 지구상에 마지막으로 남은 다세포 생물체는 최종적이고 완전한 대량 멸종을 겪게 될 것입니다.[134]

노심수소소진후

현재 태양의 크기(현재 주계열성)는 미래의 적색거성 단계에서 추정되는 크기와 비교됩니다.

태양은 초신성으로서 폭발할 정도의 질량을 가지고 있지 않습니다. 대신 약 50억 년 후에 노심의 수소가 고갈되면 노심 수소 융합이 멈추고 노심의 수축을 막을 수 있는 것은 아무것도 없을 것입니다. 중력 퍼텐셜 에너지의 방출은 태양의 광도를 증가시켜 주계열 단계를 끝내고 앞으로 10억 년 동안 태양이 팽창하도록 이끌 것입니다. 처음에는 하위 거성으로, 그리고 나서 적색 거성으로.[132][135][136] 또한 중력 수축으로 인한 가열은 핵 바로 바깥에 있는 껍질에서 태양의 팽창과 수소 융합으로 이어져 융합되지 않은 수소가 남아 있는 곳에서 광도 증가에 기여하여 결국 현재 광도의 1,000배 이상에 이를 것입니다.[132] 태양이 적색거성가지(RGB) 단계에 접어들면 수성과 금성을 집어삼킬 것이며, 이는 약 0.75AU (1억 1천만 km; 7천만 마일)에 이를 것입니다.[136][137] 태양은 RGB에서 약 10억 년을 보내고 질량의 약 3분의 1을 잃게 됩니다.[136]

적색거성분지 이후 태양은 약 1억 2천만 년의 활동적인 생명체가 남아 있지만 많은 일이 일어납니다. 먼저 중심핵은 헬륨 플래시에서 격렬하게 점화되며, 중심핵의 6%, 즉 태양 질량의 40%가 삼중 알파 과정을 통해 몇 분 안에 탄소로 변환될 것으로 추정됩니다.[138] 그러면 태양은 현재 크기의 약 10배, 광도의 약 50배로 줄어들며, 온도는 현재보다 조금 낮습니다. 그러면 붉은 덩어리나 수평 가지에 도달할 것이지만, 태양의 금속성을 가진 별은 수평 가지를 따라 파란색으로 진화하지 않습니다. 대신 중심핵에서 헬륨을 계속 반응시킴에 따라 약 1억 년 동안 적당히 커지고 빛이 납니다.[136]

헬륨이 소진되면, 태양은 중심핵의 수소가 소진될 때 뒤따르는 팽창을 반복할 것입니다. 그러나 이번에는 모든 것이 더 빨리 일어나고 태양이 더 커지고 더 밝아지며 금성이 아직 그렇게 되지 않았다면 금성을 집어삼킬 것입니다. 이것은 점근-거대-가지 단계이며, 태양은 껍질에서 수소 또는 더 깊은 껍질에서 헬륨을 번갈아 반응시키고 있습니다. 초기 점근 거대 가지에서 약 2,000만 년이 지나면 태양은 점점 더 불안정해져 약 10만 년마다 수백 년 동안 크기와 광도가 증가하는 급격한 질량 손실과 열 펄스가 발생합니다. 열 펄스는 매번 더 커지는데, 나중의 펄스는 광도를 현재 수준의 5,000배까지, 반경은 1AU(1억 5천만 km; 9천 3백만 마일) 이상으로 밀어냅니다.[139]

2008년 모델에 따르면, 태양이 적색 거성으로서 질량을 잃었기 때문에 지구의 궤도는 처음에는 최대 1.5 AU (2억 2천만 킬로미터; 1억 4천만 마일)까지 확장될 것입니다. 그러나 수성과 금성이 같은 운명을 겪은 지 380만 년, 100만 년 후 적색거성 분지 단계의 끝에서 태양에 휩싸여 지구의 궤도는 조석력에 의해 나중에 축소되기 시작할 것입니다. 모델은 대량 손실의 속도와 시기에 따라 다릅니다. 적색 거성 가지에서 질량 손실이 더 큰 모델은 점근 거성 가지 끝에서 더 작고 덜 밝은 별을 생성하며, 아마도 광도의 2,000배, 반지름의 200배 미만일 것입니다.[136] 태양의 경우 외피를 완전히 잃고 행성 성운을 만들기 시작하기 전에 4개의 열 펄스가 예측됩니다. 약 50만 년 동안 지속되는 이 단계가 끝날 때까지 태양의 질량은 현재의 절반 정도에 불과할 것입니다.

점근-거대-가지 진화는 더욱 빠릅니다. 온도가 높아짐에 따라 광도는 거의 일정하게 유지되며, 태양 질량의 절반은 노출된 중심핵이 30,000K(29,700°C; 53,500°F)에 도달함에 따라 행성상 성운으로 이온화됩니다. 백색 왜성인 마지막 벌거벗은 중심핵의 온도는 100,000 K (100,000 °C; 180,000 °F) 이상이며, 현재 태양 질량의 54.05%로 추정됩니다.[136] 행성 성운은 약 1만 년 후에 흩어지지만 백색 왜성은 수조 년 동안 생존한 후 가상의 초밀도 흑색 왜성으로 사라질 것입니다.[140][141] 따라서 백색 왜성보다 더 긴 시간 동안 더 이상의 에너지를 방출하지 않습니다.[142]

위치

태양계

주요 기사: 태양계
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태양과 행성의 크기가 확장될 수 있는 태양계. 지구형 행성은 오른쪽에 있고, 가스와 얼음 거인은 왼쪽에 있습니다.

태양 주위를 도는 8개의 알려진 행성이 있습니다. 여기에는 4개의 지구 행성(수은, 금성, 지구, 화성), 2개의 가스 거인(목성, 토성), 2개의 얼음 거인(우라누스, 해왕성)이 포함됩니다. 태양계는 또한 일반적으로 왜행성으로 간주되는 9개의 천체와 더 많은 후보, 소행성 벨트, 수많은 혜성, 그리고 해왕성 궤도 너머에 있는 많은 수의 얼음 천체를 가지고 있습니다. 여섯 개의 행성들과 많은 작은 천체들도 그들만의 자연 위성을 가지고 있습니다: 특히, 목성, 토성, 천왕성의 위성 시스템은 어떤 면에서는 태양계의 축소판과 같습니다.[143]

태양은 행성의 중력에 의해 움직입니다. 태양의 중심은 항상 중입자 중심으로부터 2.2 태양 반경 이내에 있습니다. 이러한 태양의 운동은 주로 네 개의 큰 행성들에 의한 것입니다. 목성, 토성, 해왕성, 천왕성 계열의 각 행성은 다음 행성보다 약 2배의 효과(관성 모멘트)를 가집니다. 수십 년 동안(해왕성과 천왕성이 서로 반대일 때) 움직임은 규칙적이며 삼엽 패턴을 형성하는 반면, 이 기간 사이에는 더 혼란스러워 보입니다.[better source needed][144] 179년(목성과 토성의 시노드 기간의 9배)이 지나면 패턴이 다소 반복되지만 약 24°[145]만큼 회전합니다. 지구를 포함한 내행성들의 궤도도 마찬가지로 동일한 중력에 의해 변위되기 때문에 태양의 움직임은 지구와 태양의 상대적 위치나 시간의 함수로서 지구의 태양빛에 거의 영향을 미치지 않습니다.[146]

천상근접

이 섹션은 태양계 § 천상의 이웃에서 발췌한 것입니다.[편집]
국부 성간 구름, G-클라우드 및 주변 별들의 도표. 2022년 현재, 구름 속 태양계의 정확한 위치는 천문학계에서 미해결 문제입니다.[147]

태양계는 국부 성간 구름에 둘러싸여 있지만 국부 성간 구름에 박혀 있는지, 구름의 가장자리 바로 바깥에 놓여 있는지는 명확하지 않습니다.[148][149] 태양으로부터 300광년 이내의 지역에는 국부 거품이라고 알려진 여러 개의 다른 성간 구름들도 존재합니다.[149] 후자의 특징은 모래시계 모양의 공동 또는 약 300광년 길이의 성간 매질에 있는 슈퍼버블입니다. 이 거품은 고온의 플라즈마로 가득 차 있으며, 이는 최근 발생한 여러 초신성의 산물일 가능성이 있음을 시사합니다.[150]

국부 거품은 각각 약 수천 광년 길이의 이웃한 더 넓은 래드클리프 웨이브 및 스플릿 선형 구조(구 굴드 벨트)에 비해 작은 슈퍼 버블입니다.[151] 이 모든 구조물은 오리온 팔의 일부로, 우리 은하계에 있는 별들의 대부분을 육안으로 볼 수 있습니다. 동네의 모든 물질의 밀도는 0.097±0.013☉ M·pc입니다−3.[152]

태양으로부터 10광년 이내에는 상대적으로 적은 별들이 존재하며, 가장 가까운 별은 약 4.4광년 떨어져 있으며 국부 거품의 G-클라우드에 있을 수 있는 삼중성계 알파 센타우리입니다.[153] 센타우루스자리 알파 A와 B는 태양과 비슷한 별들의 밀접한 관계를 맺고 있는 반면, 지구에서 가장 가까운 별인 작은 적색왜성 프록시마 센타우루스자리는 0.2광년의 거리를 두고 이 별을 공전하고 있습니다. 2016년, 태양과 가장 가까운 것으로 확인된 외계 행성인 프록시마 센타우리 b라고 불리는 프록시마 센타우리 주위를 돌고 있는 잠재적으로 거주할 수 있는 외계 행성이 발견되었습니다.[154]

태양과 가장 가까운 핵융합체는 적색왜성 바너드 별(5.9 ly), 울프 359(7.8 ly), 랄랑드 21185(8.3 ly)입니다.[155] 가장 가까운 갈색 왜성은 쌍성 루만 16계(6.6ly)에 속하며, 목성 질량 10 이하에서 가장 가까운 불량 천체 또는 자유 부유 행성 질량 천체는 갈색 왜성 WISE 0855-0714(7.4ly)입니다.[156]

바로 너머에는 지구 밤하늘에서 가장 밝은 별인 시리우스가 있는데, 태양 질량의 약 2배에 달하며 지구와 가장 가까운 백색왜성인 시리우스 B가 공전하고 있습니다. 10광년 이내의 다른 별들은 쌍성 적색왜성계 글리제 65 (8.7 ly)와 외딴 적색왜성 로스 154 (9.7 ly)입니다.[157][158] 태양계에서 가장 가까운 별은 타우 세티로 11.9광년입니다. 이 별은 태양 질량의 약 80%를 가지고 있지만 광도는 절반 정도에 불과합니다.[159]

바로 옆 천체 근처를 넘어 가장 가깝고 보이지 않는 항성군은 약 80광년의 우르사 메이저 이동군으로, 가장 가까울 뿐만 아니라 가장 가까이에 있는 히아데스 성단처럼 국부 거품 내에 있습니다. 가장 가까운 별 형성 지역은 코로나 오스트랄리스 분자 구름, 로 오피우치 구름 복합체, 황소자리 분자 구름입니다. 후자는 국부 거품 바로 너머에 있으며 래드클리프 파동의 일부입니다.[160]

운동

추가 정보: 항성 운동학
태양과 지구와 달을 태양계 위성으로 하는 일반적인 움직임과 방향.

은하수 은하의 일부인 태양은 전체 태양계를 따라 평균 230 km/s (828,000 km/h) 또는 143 mi/s (514,000 mph)의 속도로 은하의 질량 중심 주위를 공전하며 [161]공전을 마치는데 약 2억 2천만년에서 2억 5천만년이 걸립니다 (은하년).[162] 태양이 형성된 이래로 20번 정도 그렇게 해왔습니다.[163] 태양의 운동 방향인 태양 꼭지점은 대략 항성 베가 방향입니다.

태양이 은하 중심을 도는 이상적인 궤도는 현재 은하수의 배치를 하향식으로 묘사한 예술가의 작품입니다.

관측이력

조기이해

참고 항목: 문화 속의 태양
말이 끄는 트룬드홀름 태양 전차는 북유럽 청동기 신화의 중요한 부분을 보여주는 것으로 믿어지는 조각품입니다.

태양은 인류 역사를 통틀어 많은 문화권에서 숭배의 대상이었습니다. 태양에 대한 인류의 가장 근본적인 이해는 지평선 위에 존재하면 낮이 되고 부재하면 밤이 되는 하늘의 야광 원반입니다. 많은 선사시대와 고대 문화에서 태양은 태양신 또는 다른 초자연적인 존재로 여겨졌습니다. 태양은 많은 세계 종교에서 중요한 역할을 해왔습니다.

기원전 1,000년 초 바빌로니아 천문학자들은 황도를 따라 움직이는 태양의 움직임이 균일하지 않다는 것을 관찰했지만, 그 이유는 알지 못했습니다. 오늘날 이것은 지구가 태양 주위를 타원 궤도로 움직이기 때문이라고 알려져 있습니다. 지구가 태양에 가까울 때는 근일점에서 더 빠르게 움직이고, 멀리 떨어져 있을 때는 더 느리게 움직입니다.[164]

태양에 대해 과학적이거나 철학적인 설명을 한 최초의 사람들 중 한 명은 그리스 철학자 아낙사고라스였습니다. 그는 그것이 헬리오스의 전차가 아니라 펠로폰네소스의 땅보다 더 큰 거대한 금속의 불타는 공이며 달이 태양의 빛을 반사한다고 추론했습니다.[165] 이 이단을 가르친 죄로 당국에 의해 투옥되어 사형을 선고받았지만, 이후 페리클레스의 개입으로 풀려났습니다. 에라토스테네스는 기원전 3세기에 지구와 태양 사이의 거리를 "스타디아 다지류 400~80000"으로 추정했는데, 이는 번역이 모호하여 4,080,000 스타디아(755,000 km) 또는 804,000,000 스타디아(1억 4,800 km~1억 5,300만 km, 0.99~1.02 AU)를 의미합니다. 후자의 값은 몇 퍼센트 이내로 정확합니다. 서기 1세기에 프톨레마이오스는 이 거리를 지구 반지름의 1,210배, 약 771만 킬로미터(0.0515 AU)로 추정했습니다.[166]

태양이 행성들이 공전하는 중심이라는 이론은 기원전 3세기에 고대 그리스의 사모스의 아리스타르코스에 의해 처음 제안되었고, 나중에 셀레우키아의 셀레우코스에 의해 채택되었습니다(헬리오센트리즘 참조). 이 견해는 16세기에 니콜라스 코페르니쿠스에 의해 태양 중심계의 보다 상세한 수학적 모델로 개발되었습니다.

과학적 이해의 발달

흑점 관측은 한나라(기원전 206년~AD 220) 중국 천문학자들은 수세기 동안 이러한 관측 기록을 유지했습니다. Averroes는 또한 12세기에 흑점에 대한 설명을 제공했습니다.[167] 17세기 초 망원경의 발명으로 토마스 해리엇, 갈릴레오 갈릴레이와 다른 천문학자들이 태양 흑점을 상세히 관측할 수 있게 되었습니다. 갈릴레오는 태양 흑점이 지구와 태양 사이를 지나가는 작은 물체가 아니라 태양 표면에 있다고 가정했습니다.[168]

아랍의 천문학적 공헌으로는 태양의 아포지(태양이 고정된 별들과 비교하여 가장 느리게 움직이는 것으로 보이는 곳)의 방향이 바뀌고 있다는 알바타니의 발견이 있습니다.[169] (현대의 태양 중심 용어로 표현하면, 이것은 지구 궤도의 아필리온의 점진적인 움직임에 의해 발생합니다.) 이븐 유누스(Ibn Yunus)는 대형 아스트롤라베(Astrolabe)를 사용하여 수년 동안 태양의 위치에 대한 10,000개 이상의 항목을 관찰했습니다.[170]

1550년 판 귀도 보나티의 리버 천문학에서 나온 태양, 솔

1032년 금성의 통과를 관측한 페르시아 천문학자이자 폴리매스 이븐 시나(Ibn Sina)는 금성이 태양보다 지구에 더 가깝다는 결론을 내렸습니다.[171] 1672년 조반니 카시니와 장 리허는 화성까지의 거리를 결정했고 그 결과 태양까지의 거리를 계산할 수 있었습니다.

1666년, 아이작 뉴턴은 프리즘을 사용하여 태양의 빛을 관찰했고, 그것이 많은 색의 빛으로 이루어져 있다는 것을 보여주었습니다.[172] 1800년 윌리엄 허셜은 태양 스펙트럼의 적색 영역 너머에서 적외선을 발견했습니다.[173] 19세기에 태양의 분광학 연구가 발전했습니다. 요제프 폰 프라운호퍼는 스펙트럼에서 600개 이상의 흡수선을 기록했는데, 그 중 가장 강한 선은 여전히 프라운호퍼 선으로 종종 언급됩니다. 20세기는 특히 칼슘 H (396.9 nm), K (393.37 nm) 및 수소-알파 (656.46 nm) 필터링과 같은 서로 다른 협대역 파장에서 태양을 관찰하기 위한 몇 가지 특수 시스템을 가져왔습니다.

수소-알파 빛에서 보이는 태양

현대 과학 시대 초기에 태양 에너지의 원천은 중요한 퍼즐이었습니다. 켈빈 경은 태양이 내부에 저장된 열을 방출하는 점차 식어가는 액체체라고 제안했습니다.[174] 켈빈과 헤르만 폰 헬름홀츠는 그 후 에너지 출력을 설명하기 위해 중력 수축 메커니즘을 제안했지만, 그 결과로 나온 나이 추정치는 당시의 몇몇 지질학적 발견들이 제시한 최소 3억 년의 시간 범위에 훨씬 못 미치는 2천만 년에 불과했습니다.[174][175] 1890년 태양 스펙트럼에서 헬륨을 발견한 조셉 로크는 태양의 형성과 진화에 대한 운석 가설을 제안했습니다.[176]

1904년까지는 문서화된 솔루션이 제공되지 않았습니다. 어니스트 러더퍼드(Ernest Rutherford)는 태양의 출력이 내부 열원에 의해 유지될 수 있다고 제안하고, 그 근원으로 방사성 붕괴를 제안했습니다.[177] 하지만 질량-에너지 등가 관계 E = mc로 태양 에너지 출력의 원천에 대한 본질적인 단서를 제공할 사람은 알버트 아인슈타인일 것입니다. 1920년, 아서 에딩턴 경은 태양 중심부의 압력과 온도가 수소를 헬륨 핵으로 병합하는 핵융합 반응을 일으켜 질량의 순변화로부터 에너지를 생산할 수 있다고 제안했습니다.[179] 태양에서 수소의 우세는 1925년 세실리아 페인이 메그나드 사하가 개발한 이온화 이론을 이용해 확인했습니다. 핵융합의 이론적 개념은 1930년대에 천체물리학자인 수브라흐만얀 찬드라세카르와 한스 베테에 의해 개발되었습니다. 한스 베테(Hans Bethe)는 태양에 동력을 공급하는 에너지를 생산하는 두 가지 주요 핵 반응의 세부 사항을 계산했습니다.[180][181] 1957년 마거릿 버비지, 제프리 버비지, 윌리엄 파울러, 프레드 호일은 우주의 대부분의 원소가 태양과 같은 별 내부에서 핵반응에 의해 합성되었음을 보여주었습니다.[182]

태양 우주 임무

참고 항목: 태양천문대
파이오니어 6, 7, 8, 9의 일러스트레이션

행성간 우주에서 태양을 장기간 관측하기 위해 설계된 최초의 위성은 1959년에서 1968년 사이에 발사된 NASA의 Pioneer 6, 7, 8, 9입니다. 이 탐사선들은 지구와 비슷한 거리에서 태양의 궤도를 돌았고, 태양풍과 태양자기장을 처음으로 상세하게 측정했습니다. 파이오니어 9호는 1983년 5월까지 데이터를 전송하면서 특히 오랫동안 작동했습니다.[183][184]

1970년대에 두 대의 헬리오스 우주선과 스카이랩 아폴로 망원경 마운트는 과학자들에게 태양풍과 태양 코로나에 대한 중요한 새로운 데이터를 제공했습니다. 헬리오스 1호와 2호 탐사선은 미국산이었습니다.–근일점에서 수성 궤도 안에서 우주선을 운반하는 궤도에서 태양풍을 연구한 독일의 공동 연구팀.[185] 1973년 NASA에 의해 발사된 Skylab 우주 정거장은 아폴로 망원경 마운트(Apollo Telescope Mount)[79]라고 불리는 태양 관측 모듈을 포함했습니다. 스카이랩은 태양 전이 영역과 태양 코로나로부터의 자외선 방출을 처음으로 시간 분해하여 관측했습니다.[79] 발견에는 당시 "코로나 과도현상"이라고 불렸던 코로나 질량 방출과 현재 태양풍과 밀접한 관련이 있는 것으로 알려진 코로나 구멍에 대한 최초의 관찰이 포함되었습니다.[185]

1970년대에 많은 연구가 태양의 철 그룹 원소의 풍부함에 초점을 맞추었습니다.[186][187] 중요한 연구가 수행되었지만 1978년까지 일부 철 그룹 원소(예: 코발트 및 망간)의 초미세 구조 때문에 분광법을 통해 풍부한 양을 결정하는 것이 어려웠습니다.[186] 단일 이온화된 철 그룹 요소의 발진기 강도에 대한 최초의 거의 완전한 세트는 1960년대에 사용할 수 있게 되었고,[188] 이는 이후에 개선되었습니다.[189] 1978년 철군의 단일 이온화된 원소의 풍부함이 도출되었습니다.[186] 다양한 저자들은 태양과 행성의 비활성 가스의 동위원소 구성에 기울기의 존재,[190] 예를 들어 태양과 행성의 네온과 제논의 동위원소 구성 사이의 상관관계를 고려했습니다.[191] 1983년 이전에는 태양 전체가 태양 대기와 같은 구성을 가지고 있다고 생각했습니다.[192] 1983년, 행성과 태양풍이 주입한 비활성 기체 사이의 동위원소-구성 관계를 일으킨 것은 태양 자체의 분열이라고 주장했습니다.[192]

태양 최대 임무 탐사선 도면

1980년, NASA에 의해 태양 최대 임무 탐사선이 발사되었습니다. 이 우주선은 태양 활동과 태양 광도가 높은 시기에 태양 플레어로 인한 감마선, X선 및 자외선을 관찰하기 위해 설계되었습니다. 그러나 발사 후 불과 몇 달 만에 전자 장치 고장으로 탐사선이 대기 모드로 전환되었고, 이후 3년 동안 비활성 상태로 지냈습니다. 1984년, 우주왕복선 챌린저호 STS-41C는 위성을 회수하고 전자 장치를 수리한 후 궤도에 재방출했습니다. 솔라 맥시멈 미션은 이후 1989년 6월 지구 대기권에 재진입하기 전에 수천 장의 태양 코로나 이미지를 획득했습니다.[193]

1991년 발사된 일본 요코(태양광) 위성은 X선 파장에서 태양 플레어를 관측했습니다. 임무 데이터를 통해 과학자들은 몇 가지 다른 유형의 플레어를 식별할 수 있었고, 피크 활동 지역에서 떨어진 코로나가 이전에 예상했던 것보다 훨씬 더 역동적이고 활동적이라는 것을 입증했습니다. 요코는 전체 태양 주기를 관측했지만, 2001년 금환일식으로 인해 태양에 대한 잠금 장치를 잃었을 때 대기 모드에 들어갔습니다. 2005년 대기권 재진입에 의해 파괴되었습니다.[194]

지금까지 가장 중요한 태양 임무 중 하나는 유럽 우주국과 NASA가 공동으로 건설하고 1995년 12월 2일에 발사한 태양 및 헬리오스피어 천문대입니다.[79] 원래 2년 임무를 수행하기 위한 것이었지만, 2012년까지 임무 연장은 2009년 10월에 승인되었습니다.[195] 2010년 2월에 후속 임무인 태양 역학 관측소가 발사될 정도로 유용하다는 것이 입증되었습니다.[196] 지구와 태양 사이의 라그랑지안 지점에 위치한 SOHO는 발사 이후 다양한 파장에서 태양을 일정하게 볼 수 있습니다.[79] SOHO는 직접적인 태양 관측 외에도 많은 혜성들을 발견할 수 있게 해주었는데, 대부분은 태양을 지나면서 소각되는 작은 선그레이징 혜성들입니다.[197]

진공스핀밸런싱 설비에서 우주선 시험을 율리시스
파커 태양 탐사선의 예술가 공연

이 모든 위성들은 황도의 평면으로부터 태양을 관찰해왔기 때문에 적도 지역만을 자세히 관찰해 왔습니다. 율리시스 탐사선은 태양의 극지방을 연구하기 위해 1990년에 발사되었습니다. 그것은 처음에 목성으로 이동하여 황도의 평면보다 훨씬 위에 있는 궤도로 "새총"을 보냈습니다. 율리시스가 예정된 궤도에 오르자 높은 태양 위도에서 태양풍과 자기장 세기를 관측하기 시작했고, 높은 위도에서 나오는 태양풍이 예상보다 느린 초속 750km로 움직이고 있었고, 은하 우주선을 산란시키는 높은 위도에서 나오는 큰 자기파가 있다는 것을 발견했습니다.[198]

광구의 원소 풍부함은 분광학적 연구를 통해 잘 알려져 있지만 태양 내부의 구성은 더 잘 알려져 있지 않습니다. 태양풍 샘플 반환 임무인 제네시스는 천문학자들이 태양 물질의 구성을 직접 측정할 수 있도록 설계되었습니다.[199]

미해결문제

코로나 가열

주요 기사: 항성 코로나
천문학에서 해결되지 않은 문제:

왜 태양의 코로나가 태양의 표면보다 훨씬 더 뜨거운가요?

(천문학에서 해결되지 않은 더 많은 문제)

광구의 온도는 약 6,000 K 인 반면, 코로나의 온도는 1,000 ~ 2,000,000 K 에 달합니다.[78] 코로나의 높은 온도는 광구에서 직접적인 열전도가 아닌 다른 것에 의해 가열된다는 것을 보여줍니다.[80]

코로나를 가열하는 데 필요한 에너지는 광구 아래의 대류 영역에서 난류 운동에 의해 제공된다고 생각되며, 코로나 가열을 설명하기 위해 크게 두 가지 메커니즘이 제안되었습니다.[78] 첫 번째는 파동 가열로, 대류 영역의 난류에 의해 소리, 중력 또는 자기 유체 역학파가 생성됩니다.[78] 이 파동들은 위쪽으로 이동하여 코로나 속에서 소멸하면서 열의 형태로 주변 물질에 에너지를 축적합니다.[206] 다른 하나는 자기 에너지가 광구 운동에 의해 지속적으로 축적되고 자기 재연결을 통해 큰 태양 플레어와 무수한 유사하지만 작은 사건인 나노 플레어의 형태로 방출되는 자기 가열입니다.[207]

현재 파동이 효율적인 가열 메커니즘인지 여부는 불분명합니다. 알펜파를 제외한 모든 파동은 코로나에 도달하기 전에 소멸하거나 굴절하는 것으로 밝혀졌습니다.[208] 또한 알펜파는 코로나에서 쉽게 소멸되지 않습니다. 따라서 현재 연구의 초점은 플레어 가열 메커니즘으로 이동했습니다.[78]

희미한 젊은 태양

주요 기사: 희미한 젊은 태양의 역설
천문학에서 해결되지 않은 문제:

태양의 생산량이 오늘날과 같은 70%의 강도에 불과할 것으로 예측된다면 어떻게 초기 지구에 액체 상태의 물이 있었을 수 있었을까요?

(천문학에서 해결되지 않은 더 많은 문제)

태양의 발달에 대한 이론적인 모델들은 38억에서 25억년 전, 아르케아논 시대에 태양은 오늘날과 같은 약 75%의 밝기에 불과했음을 시사합니다. 이렇게 약한 별은 지구 표면에서 액체 상태의 물을 유지할 수 없었을 것이고, 따라서 생명체가 발달할 수 없었을 것입니다. 하지만, 지질학적 기록은 지구가 역사를 통틀어 꽤 일정한 온도를 유지해 왔고, 젊은 지구가 오늘날보다 다소 따뜻했다는 것을 보여줍니다. 과학자들 사이에서 한 가지 이론은 젊은 지구의 대기가 오늘날 존재하는 것보다 훨씬 더 많은 양의 온실 가스 (이산화탄소, 메탄과 같은)를 함유하고 있으며, 이 가스는 지구에 도달하는 더 적은 양의 태양 에너지를 보상하기에 충분한 열을 가뒀다는 것입니다.[209]

그러나 고고 퇴적물에 대한 조사는 온실 농도가 높다는 가설과 일치하지 않는 것으로 보입니다. 대신에, 적당한 온도 범위는 적은 대륙 면적과 생물학적으로 유도된 구름 응축 핵의 부족으로 인한 더 낮은 표면 알베도로 설명될 수 있습니다. 이것은 태양 에너지의 흡수를 증가시켜 더 낮은 태양 출력을 보상할 것입니다.[210]

눈으로 보는 관찰

지구에서 본 태양, 렌즈에서 본 눈부심. 눈은 또한 태양을 직접 바라볼 때 눈부심을 봅니다.

태양의 밝기는 육안으로 볼 때 통증을 유발할 수 있지만, 짧은 시간 동안 그렇게 하는 것은 정상적인 비확장 눈에 위험하지 않습니다.[211][212] 태양을 직접 바라보는 것(선경)은 인의 시각적 인공물과 일시적인 부분 실명을 유발합니다. 또한 약 400밀리와트의 햇빛을 망막에 전달하여 망막을 약간 가열하고 잠재적으로 밝기에 적절하게 반응하지 못하는 눈에 손상을 입힐 수 있습니다.[213][214] 태양의 직사광선을 육안으로 보면 약 100초 후에 시작되는 망막에 자외선에 의한 햇볕에 그을린 듯한 병변이 생길 수 있습니다. 특히 태양의 자외선이 강렬하고 잘 집중되는 조건에서는 더욱 그렇습니다.[215][216]

쌍안경과 같은 광 집광 광학 장치를 통해 태양을 관찰하면 자외선을 차단하고 햇빛을 실질적으로 어둡게 하는 적절한 필터가 없으면 망막에 영구적인 손상이 발생할 수 있습니다. 감쇠 필터를 사용하여 태양을 볼 때는 해당 용도에 맞게 특별히 설계된 필터를 사용하라는 주의가 표시됩니다. UV 또는 IR 광선을 통과하는 일부 즉석 필터는 실제로 높은 밝기 수준에서 눈에 해를 끼칠 수 있습니다.[217] 여과되지 않은 망원경을 통해 한낮의 태양을 잠시 바라보면 영구적인 손상을 입을 수 있습니다.[218]

해가 뜰 때와 해질 때, 지구 대기를 통과하는 특히 긴 통로에서 레일리 산란과 미에 산란으로 인해 햇빛이 감쇠됩니다.[219] 그리고 태양은 때때로 육안으로 편안하게 볼 수 있거나 광학 장치로 안전하게 볼 수 있을 정도로 희미합니다(구름 사이의 틈을 통해 밝은 햇빛이 갑자기 나타날 위험이 없다면). 이러한 대기 감쇠는 흐릿한 상태, 대기 먼지 및 높은 습도로 인해 발생합니다.[220]

녹색 섬광으로 알려진 광학 현상은 때때로 일몰 직후나 일출 전에 볼 수 있습니다. 섬광은 지평선 바로 아래에 있는 태양의 빛이 관측자를 향해 휘어지기 때문에 발생합니다. 파장이 짧은 빛(바이올렛, 블루, 그린)은 파장이 긴 빛(옐로우, 오렌지, 레드)보다 더 많이 휘어지지만 바이올렛과 블루는 더 많이 산란되어 녹색으로 인식되는 빛을 남깁니다.[221]

종교적 측면

주요 기사: 태양신
고대 슈족의 태양과 불멸의 새 금장식. 중앙은 네 마리의 새들이 같은 반시계 방향으로 날아가는 12개의 점이 있는 태양 패턴입니다. 상나라와 일치하는 고대 수나라.

태양신은 많은 세계 종교와 신화에서 중요한 역할을 합니다.[222] 태양에 대한 숭배는 고대 이집트인, 남아메리카의 잉카 그리고 현재 멕시코의 아즈텍과 같은 문명의 중심이었습니다. 힌두교와 같은 종교에서 태양은 여전히 수리아로 알려진 신으로 여겨집니다. 많은 고대 기념물들은 태양 현상을 염두에 두고 지어졌습니다. 예를 들어, 석괴는 하지나 동지를 정확하게 표시합니다(예를 들어, 이집트 나브타 플라야; 몰타의 므나즈드라; 그리고 영국의 스톤헨지). 아일랜드의 선사시대 인간이 만든 산인 뉴그랜지는 동지를 감지하기 위해 고안되었습니다; 멕시코의 치첸 이차에 있는 엘 카스티요의 피라미드는 춘분과 추분에서 피라미드를 오르는 뱀 모양으로 그림자를 드리우도록 고안되었습니다.

고대 수메르인들은 태양이 정의의 신이자 금성으로 확인된 [223]하늘의 여왕 이난나의 쌍둥이 형제인 [223][224]우투라고 믿었습니다.[224] 나중에 우투는 동 셈족의 신 샤마쉬와 동일시되었습니다.[223][224] 우투는 곤경에 처한 사람들을 돕는 조력자 신으로 여겨졌습니다.[223]

기원전 13세기 네페르타리의 무덤에서 나온 라

적어도 고대 이집트의 제4왕조부터 태양은 라 신으로 숭배되었고, 태양 원반에 둘러싸인 매 머리 신성으로 묘사되었으며, 뱀에 둘러싸여 있었습니다. 신제국 시대에 태양은 쇠똥구리와 동일시되었습니다. 태양 원반 아텐(Aten)의 형태로, 태양은 아마르나 시대에 잠깐 부활했는데, 이 때 파라오 아케나톤의 신성일 뿐만 아니라, 다시 탁월한 신성이 되었습니다.[225][226]

태양 원반으로 장식된 태양 바크 위의 라.

이집트인들은 라 신이 태양열 바케를 타고 하늘을 가로질러 작은 신들과 동행하는 것으로 묘사했고, 그리스인들에게 그는 불타는 말들이 끄는 전차에 실려가는 헬리오스였습니다. 로마 제국 후기 엘라가발루스의 통치 기간부터 태양의 생일은 동지 직후에 솔 인빅투스(말 그대로 "무정의 태양")로 기념되는 휴일이었는데, 이것은 크리스마스의 선행이었을지도 모릅니다. 고정된 별들과 관련하여 태양은 지구에서 황도를 따라 일년에 한 번 황도를 따라 공전하는 것으로 보이며, 그래서 그리스 천문학자들은 이 행성을 7개의 행성(그리스 행성, "방랑자")[227][228][229] 중 하나로 분류했습니다.

인도유럽조교에서 태양은 여신 *설2(Sheul)로 의인화되었습니다.[230][231] 인도유럽어족의 이 여신의 파생어로는 고대 노르드어 솔, 산스크리트어 수리야, 갈리아어 술리스, 리투아니아어 사울 ė, 슬라브어 솔른체 등이 있습니다. 고대 그리스 종교에서 태양신은 남성 신 헬리오스로,[232] 후에 아폴로와 혼합되었습니다.[233]

성경에서 말라치 4장 2절은 '정의의 태양'(때로는 '정의의 태양'으로 번역되기도 함)을 언급하고 있는데,[234][235] 일부 기독교인들은 이를 메시아(그리스도)를 언급한 것으로 해석하고 있습니다.[236] 고대 로마 문화에서 일요일은 태양신의 날이었습니다. 이교도에서 태양은 생명의 원천이었고, 따뜻함과 깨달음을 주었습니다. 새벽에 서서 기도하는 대로 햇빛을 쬐는 로마인들 사이에서 유행하는 컬트의 중심지였습니다. (크리스마스에 영향을 준) 동지를 기념하는 것은 정복되지 않은 태양 (솔 인빅투스)에 대한 로마의 숭배의 일부였습니다. 그것은 기독교인들에 의해 안식일로 채택되었습니다. 빛의 상징은 기독교인들이 채택한 이교도의 장치였으며, 아마도 유대인의 전통에서 나오지 않은 가장 중요한 장치였을 것입니다. 교인들이 일출을 향하도록 기독교 교회가 세워졌습니다.[237]

아즈텍의 태양의 신 토나티우는 인간의 희생 수행과 밀접한 관련이 있었습니다.[238][238] 태양 여신 아마테라스는 신도교에서 가장 중요한 신으로,[239][240] 모든 일본 천황의 직계 조상으로 여겨지고 있습니다.[239]

참고 항목

메모들

  1. ^ a b 이 기사의 모든 숫자는 단축형입니다. 10억은 109 또는 1,000,000입니다.
  2. ^ 천문학에서 중원소(또는 금속)는 수소와 헬륨을 제외한 모든 화학 원소를 말합니다.
  3. ^ 열수 분출구 군락은 바닷속 깊은 곳에 살기 때문에 햇빛에 접근할 수 없습니다. 대신 박테리아는 화학 합성을 통해 황 화합물을 에너지원으로 사용합니다.
  4. ^ 반시계 방향은 태양계에 있는 물체의 경우 태양 주위를 도는 회전 방향이기도 하며 대부분의 물체의 경우 축방향 스핀 방향이기도 합니다.
  5. ^ 해수면 근처의 지구 대기는 입자 밀도가 약 2×1025 m입니다−3.

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본 오디오 파일은 2021년 6월 7일자(2021-06-07) 본 기사의 개정판에서 작성된 것으로 이후의 편집 내용을 반영하지 않습니다.
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