1. 우리의 하나 뿐인 별 - 해(太陽)

  낮에만 볼 수 있는 별, 지구에서 가장 가까운 별, 바로 우리의 별 "해(太陽)"다. 해는 지구 위 모든 생명체의 에너지원이며 시간을 재는 기준이기도 하다. 먼 옛날 사람들이 스스로를 태양의 자손이라 여기고 해를 태양신이라 섬긴 것은 어쩌면 당연한 일이었을지도 모른다.
  이러한 생각을 해 본적이 있다.
  별을 이루는 물질과 우리의 몸을 이루는 물질이 다르지 않을 거라는...
  물론 별을 이루는 물질이 대부분 수소와 헬륨이지만 아주 큰 질량을 가진 별들의 경우 마지막 단계에서는 수소 핵융합반응으로 생성된 헬륨이 '세 헬륨 핵융합반응'을 일으켜 탄소를 만들어내고 그 단계를 넘어서면 다시 그 이상의 핵융합반응을 거쳐 산소, 네온, 마그네슘, 황, 규소와 같은 중원소를 만들어 결국에는 철(Fe)까지도 만들 수 있다고 한다.
  우주공간에 흩어져 있던 가스들이 모여 만들어진 우리의 별 태양과 그 주위를 돌고 있는 9개의 행성들, 그리고 그 행성 중 하나인 우리 지구, 지구 위에서 생겨난 수많은 생명체들, 그 중 하나인 우리 인간.... 결국은 모두가 같은 곳으로부터 온 것이 아닌가? 그렇다면 우리는 역시 태양의 자손???
  잡담은 그만 하기로 하고, 여기서는 참고자료들을 중심으로 우리의 하나뿐인 별인 태양에 대해 정리해 보기로 한다.("태양"보다는 "해"라는 우리말을 쓰고 싶지만 너무나 깊숙히 뿌리 박힌 한자어 세상인지라 "태양"이란 한자어로 그냥 쓰기로 한다.)

2. 태양의 성질

  태양은 약 46억 년 전에 기체 덩어리가 응축하기 시작하면서 만들어졌다고 여겨지고 있다. 질량이 응축됨에 따라 중심부에는 높은 온도와 높은 압력상태가 되었을 것이며 결국은 핵융합을 일으킬 수 있는 상태에까지 이르렀을 것이다.
  태양은 반지름이 6.96 × 1010
cm로 지구 반지름의 109배나 되며 질량은 1.99 × 1033 g으로 지구질량의 333,000배에 달한다. 태양은 표면온도가 5780도로서 분광형 G2,인 주계열성이다. 태양 거죽에 있는 기체는 수소(H) 헬륨(He), 산소(O), 탄소(C)가 주성분이며 무게비는 76:22:0.8:0.4로 섞여 있다.
  태양 표면은 고요히 빛나고 있는 것이 아니라 격렬하게 움직이고 있다. 막대한 에너지를 내뿜는 플레어가 있는가 하면 다른 부분보다 온도가 낮은 흑점이 있다. 플레어나 흑점의 크기와 숫자도 계속 변하고 있다.
  태양을 이루고 있는 헬륨은 1868년에 태양에서 처음으로 발견되었기 때문에 그리스어로 태양을 뜻하는 Helios를 따서 헬륨이라고 명명되었다. 헬륨을 발견한 사람은 죠셉 라커였다. 라커는 일식때 얻은 태양의 스펙트럼에서 지구상에서는 발견할 수 없었던 원소가 내는 노란색 스펙트럼을 발견하였다. 27년 후에야 우라늄 광석이 태양의 원소가 내는 이 스펙트럼과 똑 같은 스펙트럼을 내는 원소를 포함하고 있다는 것이 발견되어 지구에도 헬륨이 존재한다는 것을 알게 되었다. 지구에는 아주 미량으로 존재하지만 헬륨은 현재 수소 다음으로 우주에 풍부하게 존재하는 원소라는 것이 밝혀졌다. 태양에도 수소 다음으로 헬륨이 많다. <표 1>에는 태양의 여러 가지 성질들이 나타나 있다.

 질량 (kg)

  1.989 x 10 30 

 질량 (지구 = 1)

  332,830 

 적도반지름 (km)

  695,000 

 적도반지름 (지구 = 1)

  108.97 

 평균밀도 (gm/cm 3)

  1.410 

 자전주기 (일)

  25 - 36* 

 탈출속도 (km/sec)

  618.02 

 조도 (ergs/sec)

  3.827 x 10 33 

 밝기 (Vo)

  -26.8 

 평균표면 온도

  6,000 o

 나이 (억년)

  46 

 

 

수소

  92.1% 

헬륨

  7.8% 

산소

  0.061% 

탄소

  0.030% 

질소

  0.0084% 

네온

  0.0076% 

  0.0037% 

규소

  0.0031% 

마그네슘

  0.0024% 

  0.0015% 

기타

  0.0015% 

* 태양의 자전속도는 적도에서는 25일이고 극지방에서는 36일이다.


<표 1> 태양의 성질

3. 태양의 구조

  태양은 반지름이 69만 km에 이르는 거대한 구체이다. 1초에 지구를 7바퀴 반을 도는 빛조차도 아무런 방해를 받지 않아도 2초가 걸릴 만큼 거대하다.  태양은 중심부의 핵과 그 바깥쪽으로 복사층과 대류층이 있고 태양의 표면은 광구라 불린다. 태양의 중심부의 온도는 약 1500만 K에 이르러, 수소의 원자핵 4개가 합쳐져 헬륨(He)의 원자핵을 만드는 수소의 핵융합반응이 일어난다. 이 결과로 고에너지의 빛(고에너지 감마선)과 중성미자(중성의 작은입자)를 방출한다 이 빛은 핵 내부의 밀도가 높은 기체에 흡수되었다가 재방출되는 과정을 끊임없이 되풀이하며 빠져나오는데 1cm간격으로 이런 과정이 되풀이 된다. 이러한 거북이 걸음으로 빛이 복사층을 빠져나오는데 10만년 이상이 걸린다.
  중심에서 반지름의 85%되는 지점(약 60만 km)에서 기체는 원자핵이 전자와 결합할 수 있는 온도로 냉각된다. 이 때부터 빛은 중성원자로 이루어진 기체층을 마음대로 통과 해 나갈 수 있다. 여기서 복사층은 끝난다. 이제 열은 다른 방식으로 빠져 나간다. 여기서는 뜨거운 기체 덩어리들은 태양 표면으로 떠오르고, 표면에서 식어진 기체는 다시 가라앉는 대류가 일어난다. 낮은 층에서는 커다란 기체 세포들이 순환하고, 높은 층에서는 작은 세포들이 순환한다. 망원경으로 사진을 찍어보면 지름이 약 1000km쯤 되는 밝은 점들이 많아 표면 밝기가 고르지 않은 것을 볼 수 있는데, 이들을 '쌀알조직'이라고 부른다.

<그림 1> 태양의 구조

4. 태양의 흑점

  광구에는 때로 흑점들이 나타난다. 흑점은 센 자기장을 띤 차가운(약 4000도) 지역이다. 흑점은 가운데에 어두운 암부(umbra)와 둘레에 덜 어두운 반암부(penumbra)로 되어 있다. 그러나 흑점부분도 태양의 다른 부분에 비해 어두울 뿐 실제로는 매우 밝다. 크기는 보통 1만 km로 지구 크기와 비슷한데, 이들은 <그림 2>에서와 같이 여러 개의 흑점이 그룹을 형성하여 나타나는 경우가 많다. 흑점은 안개나 옅은 구름이 끼면 맨눈으로도 불 수 있어 중국에는 기원전 28년부터 흑점 관측 기록이 전해온다. 처음으로 망원경을 써서 흑점을 관측한 사람은 17세기 초 갈릴레오라고 한다. 흑점은 태양의 강한 자기장이 표면을 뚫고 나올 때 만들어진다. 강한 자기장은 흑점부분으로 에너지가 흘러 들어가는 것을 느리게 한다. 따라서 흑점 부분은 다른 부분보다 온도가 낮아져서 어둡게 보이게 된다. 흑점은 발생자체도 흥미롭지만 그것들이 태양 안과 밖 사이에 일어나는 여러 현상들, 예를 들어 대류현상, 자전, 진동현상, 광구 바깥으로의 에너지전달, 플라지, 홍염, 플레어 등의 태양활동에 긴밀히 관련되어 있으므로 중요한 연구대상이다.
  태양의 흑점 운동을 자세히 살펴보면 해는 지구에서 볼 때 지구 공전면과 약 7° 정도 기울어진 자전축을 중심으로 좌측에서 우측으로 자전하고 있다는 것을 알 수 있다. 그런데 자전 주기는 위도에 따라 달라서 적도 부분에서는 약 27일의 주기로 자전하고 있으며, 위도 45도 부근에서는 자전 주기가 32일 정도이다. 이렇게 위도에 따라 다른 자전주기가 해의 자기장을 비틀리게 하는 원인이라고 생각된다. 해 표면의 불균일하고 비틀린 자기장 때문에 폭발적으로 에너지와 입자가 분출되는 플레어, 온도가 낮은 흑점과 같은 현상이 나타나는 것으로 믿어진다.
  흑점이 나타나서 태양이 왕성히 활동하면 지구 자기권은 크게 영향을 받는다. 그러므로 이것은 국제 통신과 선박, 항공기 운항과 우줏산업 등에 매우 중요한 것이다. 흑점의 개수는 약 11년 마다 증가와 소멸을 거듭한다. 한 주기가 끝나면 자기북극과 남극이 바뀌므로 자기장 주기는 22년이다.

 

<그림 2> 태양의 흑점

5. 태양의 마지막

  태양은 우주에서 평범한 별이다. 태양은 수소를 헬륨으로 전화시키는 핵융합반응에 의해서 에너지를 만들어내고 있다.태양은 초당 6억톤의 수소를 소비하고 있으며, 태양은 45억년 이상을 타왔다. 앞으로도 태양은 50억년을 더 탈 수 있을 것으로 생각된다. 태양이 수소를 모두 소모시키고 나면 적색거성으로 부풀어올라 수성과 금성을 삼켜버리고 지구 궤도 근처까지 부풀어 오를 것이다.
  <그림 3>에서 현재 태양은 A지점(주계열)에 머물러 있다. 하지만 태양의 수명이 다해가면 태양의 중심부에는 핵반응의 찌꺼기인 헬륨이 계속 쌓이면서 중심부의 질량이 증가하게 되어 점차 수축하고, 온도와 밀도가 올라가게 된다. 한편 태양의 중심부 바깥쪽은 중심부의 열로 가열되어 크게 팽창하며 태양 표면의 온 도는 내려가게 되어 B, C, D, E 지점으로 옮겨가고, 점차 붉은 색을 띠는 적색거성이 된다.
  이때쯤이면 태양의 반지름은 지구 궤도 근처까지 부풀어 수성과 금성을 삼켜 버리게 될 것이다. 이처럼 별이 팽창하여 반지름이 증가하게 되면 표면의 중력이 작아져 별의 가스가 표면을 벗어나 우주 공간으로 빠져나가 흩어지게 된다. 이처럼 태양의 외곽층은 공중으로 흩어져 태양을 둘러싼 행성상 성운을 형성하게 될 것이고 가운데 부분은 수축하여 밀도가 높아져 백색왜성이 된다. 백성왜성의 단계를 지난 태양은 흑색 왜성이 되어 별로서의 일생을 마감할 것이다.

<그림 3> 태양의 H-R diagram

6. 참고 자료

곽영직·김충섭,  CD-ROM과 함께 가는 별자리 여행, 사이언스북스(1999)
박창범,  인간과 우주,  가람기획(1995년)

  

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