안녕하세요!평소 업했던 간단한 천문학 정보와 달리 이번의 포스팅에서 자세한 천문학 정보를 소개합니다.우리가 지구에서 지낼 이유는 무엇인가요?물이 있으니까?아니면 분위기 때문?둘 다 들어맞지는 않는데 물과 공기는 인공적으로 만들어 낼 수 있습니다.그러나”태양”은 만들지 않습니다.태양으로부터 받는 에너지가 있으므로 우리의 지구 생명체가 존재할 수 있습니다.이처럼 태양이 중요한 존재여서 우리는 태양에 대해서 잘 알고 있어야 합니다.그럼 태양에 대해서 알아보러 갑시다!
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목차 1. 정의 2. 나이 3. 색상 4. 지구와의 평균 거리 5. 지름 6. 질량 7. 구조별 온도 8. 우리은하에서 태양의 궤도 9. 물리적 특성 10, 핵 11. 복사층 12. 타코클라인13. 대류층 14.광구 15. 쌀알 무늬 16. 흑점 17.홍염 18. 플레어 19, 극저온층 20, 채층 21, 전이 영역 22, 코로나 23, 태양풍 24, 태양권
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목차 1. 정의 2. 나이 3. 색상 4. 지구와의 평균 거리 5. 지름 6. 질량 7. 구조별 온도 8. 우리은하에서 태양의 궤도 9. 물리적 특성 10, 핵 11. 복사층 12. 타코클라인13. 대류층 14.광구 15. 쌀알 무늬 16. 흑점 17.홍염 18. 플레어 19, 극저온층 20, 채층 21, 전이 영역 22, 코로나 23, 태양풍 24, 태양권
태양 (The sun)
1. 정의 태양계의 중심에 있는 항성 기호: ☉
2. 나이 45억6721만년
3. 색 지구에서 보기 : 노란색 ⇒ 태양빛이 대기에 의해 산란되어 노란색으로 보인다.우주에서 보면 : 흰색 ⇒ G형 주계열성※ 때문에 흰색으로 보인다. ⇒ 분광형 : G2V(G형이며 두 번째로 수록되며 주계열 상태)⇒ 가시광 방사 스펙트럼에서 녹색 부분 파장이 가장 강하지만 다른 파장의 빛과 합쳐져 백색으로 보인다.
※ G형의 주계열성이란?항성 분류 방법 중 분광형을 이용하면 7종류(O, B, A, F, G, K, M)가 나오는데, 그 중 G에 해당하는 항성이다.분광형에 따른 항성 분류 (이미지 출처 : 위키백과_항성 분류 / Rursus)4. 지구와의 평균 거리 1AU(천문단위※)=149,597,870,700m ≒ 1억5천만km499광초=8분19초※ 천문단위(AU)란? 태양과 지구 간의 평균 거리를 단위로 사용한다.약 1억 5천만 km5. 지름 1,392,684 ± 130km 지구의 109배6. 질량 1.98855×1030kg 지구의 33만 배7. 구조별 온도 흑점 온도: 약 4,800K 표면 온도: 약 5,800K 홍염 온도: 약 10,000K 코로나 온도: 약 100만~300만K 핵 중심부 온도: 약 1,500만K8. 우리 은하에서 태양의 궤도 우리 은하 중심에서 거리 : 약 27,000 광년 공전 주기 : 약 2.50 × 108 년 (250,000,000 년 ; 2억5천만) 공전속도: 217 km/s 상대속도: 20 km/s태양 플레어 (출처 : NASA / SDO)9. 물리적 특성평균 지름:1.392×106 km위험도 반경:6.955×105 km위험도 기준 주위:4.379×106 km편평도:9×10-6표 면적:6.09×1012 km2(지구의 11,900배)부피:1.41×1018 km3(지구의 1,300,000배)질량:1.9891×1030kg(지구 332,946배)평균 밀도:1.408 g/3cm중력 표면 가속도(279.5/17ms)속도(지구의 가속도)9. 물리적 특성 평균 직경: 1.392 × 106 km 적도 반경: 6.955 × 105 km 적도 기준 둘레: 4.379 × 106 km 평도: 9 × 10-6 표면적: 6.09 × 1012 km2 (지구의 11,900 배) 부피: 1.41 × 1018 km3 (지구의 1,300,000 배) 질량: 1.9891 × 1030 kg (지구의 332,946 배) 평균 밀도: 1.408 g / 3 cm 중력 표면 가속도 (279.5 / 17ms) 속도 (지구의 가속도)태양의 구조 (출처 : wikipedia_Sun_Kelvinsong)10. 핵(Core)사이즈:태양 중심에서 반경 약 25%의 거리의 영역 밀도:물 150배 온도:약 1,500만 KP-P반응※(양성자-양성자 연쇄 반응)에 의한 수소 핵 융합이 일어나는 에너지를 생성.태양 중심 핵에서의 P-P반응은 1초당 약 9.2×1037차례 발생, 3.7×1038개의 양성자를 헬륨 원자 핵으로 바꾼다.태양 중심 핵의 단위 체적당 일률적은 도마뱀의 신진 대사량과 비슷한 수준으로 낮다.효율적인 에너지 생산이 아니라 압도적인 크기로 많은 에너지가 나온다.태양 핵에서는 약 2600억 기압을 갖고 압력이 매우 높아서 온도가 상대적으로 낮아도 P-P반응이 가능.태양 에너지의 99퍼센트가 태양 중심을 기준으로 한 반경의 24%지점 내에서 생산된다.태양 중심 기준 반경 30%부분까지 대부분 핵 융합이 일어난다.태양 중심 기준 반경 30~100%부분에서는 핵 융합으로 생성된 에너지가 전달된다.핵 융합에 의해서 생성된 에너지는 감마선(고에너지 양성자)와 입자의 운동 에너지이다.감마선이 태양 표면까지 이동하는데 오랜 시간이 걸린다.하나의 감마선이 태양 표면에서 가시 광선 수백만개로 변환된다.핵 융합 작용에서 생성된 것은 감마선뿐 아니라 중성미자도 있다.중성미자는 태양에서 물질과 거의 상호 작용 없이, 지구까지 도달하는 지구도 통과한다.※ P-Pσ(양성자-양성자 연쇄반응)σ?항성이 수소를 헬륨으로 바꾸는 핵융합 반응 중 하나.주로 태양급 혹은 태양 이하의 질량을 가진 항성에서 우세한 에너지원. 천천히 일어나 끝날 때까지 보통 100억 년 정도가 걸린다.양성자 온도가 1억도 정도로 충분히 높아야 일어날 수 있다.태양의 양성자-양성자 연쇄반응(출처: 위키백과_양성자-양성자 연쇄반응)태양의 양성자-양성자 연쇄반응(출처: 위키백과_양성자-양성자 연쇄반응)11. 복사층(Radiative zone)태양 중심 반경 중 25%~70%에 해당하는 층.대부분 이온화된 수소로 구성되어 있다.열적 대류는 일어나지 않고, 태양 내부의 물질이 매우 뜨거운 밀도가 높기 때문에 열 복사※이 일어나다.태양의 중심에서 가까운 복사층은 온도가 700만 K(켈빈)정도로 밖에 나올 정도로 200만 K까지 내려간다.복사층의 하단에서 최상층까지 올라가밀도는 20g/cm3에서 0.2g/cm3까지 떨어진다.밀도 높은 플라스마 상태여서 복사가 바로 통과하지 않고 전자에 흡수·다시 방출, 흡수된다.※ 열복사(thermal radiation)란? 열원이 전자파를 내고, 대상이 그 전자파를 흡수하여 열이 전달된다.매개 물질이 없는 진공 상태에서도 열 전달 가능.12. 타코클라인(Tachocline) 방사층과 대류층 사이의 전이 영역.태양 중심 반경의 25~70%에 상당하는 층.표면으로부터 태양 중심으로부터 반경의 약 70%의 깊이 지점에 존재하며, 태양 반경의 0.04배의 두께를 가진다.복사층에서 대류층으로 바뀔 때의 회전속도의 변화폭이 매우 크기 때문에 강한 전단※이 발생한다.복사층: 강체 회전 대류층: 유체 회전깊이에 따른 태양 내부 회전 그래프(출처: Global Oscillation Network Group)※ 빌라란?크기는 같지만 방향이 반대인 힘이 있는 물체에 대해 동시에 작용할 때 그 물체 내에서 면을 따라 평행하게 작용되는 현상.13. 대류층(Convection zone) 태양 중심 반경 70%~99%(표면)에 해당하는 층.복사층에 비해 플라즈마 밀도와 온도가 낮아 복사에 의해 열에너지를 외부로 전달할 수 없다. → ‘충분히 불투명’하므로 뜨거운 내부 플라즈마가 표면으로 상승해 열적 대류를 발생시킨다.표면에서 플라즈마가 식으면 다시 대류층 바닥으로 하강해 복사층 상층부로부터 열을 공급받는다.플라즈마가 상승하여 태양 표면에 쌀알 무늬 형성.14. 광구(Photoshpere) 광학적 깊이가 1이 되는 영역.별은 단단한 표면이 없고 가스로 이루어져 있어 내부를 들여다볼 수 있다.그러나 가스가 겹쳐 겹쳐져 내부가 더 이상 보이지 않는 영역이 생기는데, 이를 광구라고 부른다.태양의 광구는 약 6,000K의 온도이며 별에 따라 온도가 다르다.쌀알 조직으로 이루어져 있다.15. 쌀알무늬(Granule) / 계란조직(Granulation) 태양 대류층 내의 플라즈마 대류에 의해 생기는 밥알 모양의 조직.중심부에서 플라즈마가 상승해 바깥쪽 어두운 부분으로 하강한다.평균직경:1,000km수명:8분~20분 초대형 쌀알 무늬:약 24시간의 수명과 30,000km의 직경을 가진 쌀알 무늬쌀알 무늬 (1997년 촬영) (출처 : NASA)16. 흑점(Sunspot)광구에 존재하는 주변보다 어두운 반점.주변 광구보다 약 1,000K~2,000K 낮다.→ 약 4,000K 강한 자기 활동에서 자기장이 강하다.→ 평균 4,000가우스 대류가 되지 않았기 때문에 상대적으로 표면 온도가 낮고 어두운 보인다.온도가 다른 광구에 비해서 낮은 이유는 자기장으로 대류가 차단되기 때문이라고 추측하고 있다.흑점의 자장은 광구보다 내부에서 발생하고 있다고 추측 중.수명:하루~몇주일기간:11년을 주기로 많아지거나 적어지기도 한다.(태양 활동 주기)대부분이 태양 위도의 10도에서 30도 사이에서 발생한다.흑점(출처:KIS)17. 홍염(Prominence) 태양채층과 코로나에 있는 크고 밝은 불꽃 모양의 가스.온도: 약 10,000K 길이: 수천 km 질량: 약 1,000억 톤 코로나가 매우 뜨거운 플라즈마인데 반해 홍염은 채층의 플라즈마 온도와 비슷하다.홍염이 형성되는 원리는 아직 밝혀지지 않았다.정은 지역 홍염: 비교적 안정되어 수명이 길다.활동 영역 홍염: 수명이 짧다.루프 프로미넌스 : 큰 플레어가 끝날 무렵에 큰 루프형(아치형)의 홍염이 발생한다.태양의 홍염 (출처 : NASA / SDO)18. 플레어(Solar flare)태양 대기에서 발생한 폭발.프로미넌스과는 다른 활동이다.온도:수천 만 K전자와 양성자 및 이온을 광속에 가깝게 가속시킨다.모든 파장의 전자 방사를 생성한다.자기 에너지가 자기 재결합을 통해서 입자의 운동 에너지 및 복사 에너지로 전환되는 현상으로 추측.에너지 자체는 몇시간 혹은 며칠에 걸쳐서 생성되지만 방출은 몇분 정도의 짧은 시간 동안 열린다.주로 흑점에서 발생하고 흑점 수가 많아지고 시기(태양 극대기※)에는 더 많은 플레어가 발생한다.각기 다른 파장으로 찍은 플레어 (출처 : NASA)※태양 극대기(Solar maximum)란?/태양 활동 주기 태양의 11년 주기(태양 활동 주기)중 태양 활동이 가장 왕성하고 강력한 기간. 흑점 수가 많아지면서 일사량이 0.07%상승.태양 극 부분보다 적도 부분이 더 빠른 자전하고 자력선이 가장 많이 왜곡된다.태양 활동 주기는 평균 11년에서 9년~14년 등 다양하다.올해 2024년이 최대 분기.19. 극저온층(Chromosphere)태양 대기를 크게 5가지 부분으로 나눌 때 그 중에서 최초의 층.(극 저온층, 채층, 천이 영역, 코로나, 태양권)태양에서 가장 차가운 층광구 위 약 500km지점. 온도:약 4,100K일산화 탄소와 물 같은 단순 분자가 존재했다.20. 채층(Chromosphere)의 태양 대기를 크게 5가지 부분으로 나눌 때 그 중에서 2번째층. 균일한 계층이 아닌, 침상체( 뾰족한 침상)의 집합. 길이:3,000~5,000km온도:6,000K(하부)~3,800K(상부)색:선홍색 밀도:광구의 1만분의 1/지구 대기의 1000만분의 1. 태양 중심에서 벗어날수록 밀도가 감소.관측 장비 없이는 개기 일식 때만 관측 가능.스피큘※으로만 구성되어 있다.1시간 전에 도착했습니다※ 스피큘(Spicule)이란?태양의 활동적인 제트 기체.길이 : 약 500km 개수 : 10,000~ 70,000 개 높이 : 광구상 3,000~ 10,000km 현상 원인: 태양 표면의 수백 m/s로 상승하고 하강하는 음파 때문으로 추측.스피큘(출처: 스웨덴 왕립과학원)21. 전이 영역 (Solar transition region) 채층과 코로나 사이의 영역.우주 공간에서 자외선 망원경으로 관측 가능한 영역. 전이 영역을 기준으로 상부 대기와 하부 대기에서 물리 현상이 다르다.하부 대기 상부 대기현상의 형태를 결정하는 힘 중력 동적인 힘 헬륨의 상태 완전히 이온화 X 이온화 O 형성되는 분광선 적외선, 가시광선, 근자외선의 흡수선 자외선, X선 방출선 매질의 운동과 형태를 결정하는 힘 가스 압력, 유체역학 자기력하부 대기 상부 대기현상의 형태를 결정하는 힘 중력 동적인 힘 헬륨의 상태 완전히 이온화 X 이온화 O 형성되는 분광선 적외선, 가시광선, 근자외선의 흡수선 자외선, X선 방출선 매질의 운동과 형태를 결정하는 힘 가스 압력, 유체역학 자기력22. 코로나(Corona)태양을 둘러싼 희박한 이온화 가스.길이:수백만 km온도:100만~300만 K코로나가 이처럼 뜨거운 이유는 태양 면에 발생하는 음파에 의한 것으로 추측. 주성분이 수소인데, 전자와 양성자에서 전리된 수소 스펙트럼에 보이지 않는다.광구에서 나온 백색광이 전자에 의해서 산란하고 빛나지만 광구보다 어둡고 평소에는 보이지 않는다.개기 일식 때는 쉽게 관측 가능.망원경 속에서 광구 면을 덮고 코로나 그래프를 이용하여 대기 산란이 거의 없는 높은 고도라도 관측 가능.인공 위성으로 자외선과 X선을 이용하고 상시 관측 가능.코로나가 가열될 정확한 원리는 밝혀지지 않았다.태양 활동이 거의 없을 때는 적도 영역에만 존재하고 극지방에는 코로나 홀이 존재.태양 활동이 있을 땐 고루 분포한다.흑점이 생기는 영역에서 더욱 두드러진다.다른 별도 코로나가 존재한다.태양 코로나 (출처: ESO_Philippe Duhoux)23. 태양풍(Solar wind)태양의 상부 대기층에서 방출된 플라스마의 흐름.태양 외 다른 항성이 방출하는 플라스마는 항성풍이라는.구성:100eV의 고에너지 전자 1keV의 양성자 당장에 의한 행성의 자기권과 부딪힐 때 뱃머리 충격파※이 발생한다.지자기 폭풍으로 위성 궤도에서 전자기적 변화가 일어나고 GPS위치 오차 발생, 통신 교란 등이 일어난다.성간 매질로부터 태양계를 지키다.태양권 계면과 태양풍이 충돌하는 이미지 (출처 : NASA)※ 선수 충격파란?항성풍이 행성의 자기권이나 이온층과 부딪칠 때 발생하는 충격파의 일종.선수 충격파를 지난 뒤 항성풍은 속도가 줄고 밀도와 온도가 크게 증가한다.태양의 경우 태양풍의 압력과 성간매질의 압력이 평형을 이루는 지점을 태양권 계면(태양으로부터 121AU)이라고 부른다.잠자리자리 제타 주변의 충격파 (출처 : NASA / JPL)24. 태양권(Heliosphere)태양풍에 의해서 형성된 성간 매질 내부의 공간.초음속 태양 바람이 명왕성 궤도 너머 성간 매질과 접촉하고 늦게 된다.말단 충격(Termination shock)※를 경험한 후, 아음속(음속보다 다소 느린 속도)에 빠진다.점점 늦어 100km/sec정도까지 느려진다.태양 바람이 아음속 영역을 태양권 덮개(Heliosheath)로 부른다.2004년에 보이저 1호가 말단 충격을 거쳐서 태양권 덮개에 진입한다.태양권 덮개 밖에는 태양권 계면(태양에서 121AU)라고 부른다.태양권의 덮개와 태양권 (출처 : NASA)※말단 충격(Termination shock)란?초음속 태양풍 입자가 은하의 성간 매질과의 충돌로 아음속으로 떨어지는 지점.성간 매질의 압력에 의한 태양 바람이 느려진다.※태양권 덮개(Heliosheath)란?태양계의 가장 밖에서 태양계를 감싸고 있는 영역.거리:태양으로부터 80~100AU태양 활동 변화, 성간 매질, 태양 공전 운동으로 모양과 크기가 바뀐다.태양의 은하 공전 방향 반대쪽으로 길게 뻗은 것으로 추정. 불규칙한 형태를 한 것.이렇게 길고 긴 태양 포스팅이 끝났습니다.태양계 대장인 만큼 중요하기 때문에 많은 정보가 있네요.혹시 잘못된 정보가 있거나 궁금한 점이 있으시면 댓글로 알려주세요!정확한 정보를 자세히 알아보고 수정하겠습니다.읽어주셔서 감사합니다!정확한 정보를 자세히 알아보고 수정하겠습니다.읽어주셔서 감사합니다!