태양계-태양Ⅱ

어제부터 태양에 관하여 알아보고 있다. 오늘은 태양에 관한 특징을 몇 가지 더 알아보자.
태양은 에너지를 방출한다. 태양이 방출하는 에너지의 대부분은 가지 광선과 우리가 따듯하다고 느끼는 적외선에 집중되어 있다. 가시광선과 적외선은 전자기복사의 일종이다. 태양은 주로 양성자와 전자로 이루어진 입자 복사도 방출한다. 태양의 전자기 복사는 전기에너지와 자기에너지로 되어 있다. 복사는 에너지의 파동 또는 입자 비슷한 에너지 다발로 생각할 수 있다. 가시광선, 적외선, 기차 형태의 전자기 복사는 각각 에너지의 세기가 다르다. 전자기 에너지의 스펙트럼 전체는 6개의 에너지띠로 구분된다. 에너지가 가장 작은 것부터 순서대로 하면 전파, 적외선, 가시광선, 자외선, X선, 감마선이다. 태양의 스펙트럼을 보면 각종 형태의 복사를 방출한다는 것을 알 수 있다. 전자기복사의 에너지양은 파장과 직접 관련이 있다. 복사가 강할수록 파장은 짧다. 예를 들면 감마선은 전파보다 파장이 짧다. 개별 광자의 에너지는 스펙트럼에서 광자의 위치와 상관이 있다. 예를 들면 감마선 광자는 전파보다 더 많은 에너지를 가진다. 모든 형태의 전자기복사는 우주공간을 같은 속도로 여행한다. 이것은 일반적으로 빛의 속도, 즉 초당 29만 9792km로 알려져 있다. 이런 속도로 태양에서 방출된 광자가 지구에 도달하는 데 걸리는 시간은 약 8분이다. 태양에서 비롯되어 지구 대기권의 상층부에 도달하는 전자기 복사의 양은 1,370W/m² 로, 이를 태양상수라고 한다. 그러나 이러한 복사 에너지의 약 40%만 지표면에 도달한다. 대기권은 가시광선 일부와 적외선, 자외선 거의 모두, X선과 감마선을 모두 차단한다. 하지만 전파는 거의 모두 지표면에 도달한다. 
양성자와 전자는 태양풍의 형태로 태양으로부터 끊임없이 유출된다. 지구자기장은 이러한 입자가 지표면에 도달하지 못하게 차단하여 지구를 보호한다. 하지만 플레어와 코로나질량방출로 인하여 입자가 많이 유출되면 결국 지구 대기권에 도달하는데, 이것이 태양 우주선이다. 태양 우주선은 매우 강력해서 궤도에서 일하는 우주비행사나 궤도를 선회하고 있는 위성을 위험에 빠뜨릴 수도 있다. 태양 우주선은 지표면까지 도달하지 못하고 지구 대기의 상층부에서 대기의 원자나 분자와 충돌하여 에너지를 소모한 뒤, 덜 강력한 입자로 변한다. 그러나 태양 활동이 매우 활발할 때에는 자기폭풍을 일으킬 수 있다. 그렇게 되면 전력선을 과부하시켜서 대규모의 정전을 일으킬 수도 있다.
태양의 색깔은 전자기스펙트럼의 가시광선 영역에서는 무지개 색깔이 모두 나타난다. 햇빛은 이 색깔 모두로 이루어져 있다. 우리에게 오는 태양복사의 대부분은 가시 스펙트럼의 황록색 부분이지만, 햇빛은 흰색이다. 우리는 프리즘을 사용해서 햇빛의 색깔을 분해해 펼쳐볼 수 있다. 광자당 에너지가 가장 적고 파장이 가장 긴 빨간빛은 스펙트럼의 한쪽 끝이 될 것이다. 빨간 빛은 점차적으로 주황빛으로 바뀌고, 주황빛은 차례차례 노란색 빛으로 바뀐다. 최종은 광자당 에너지가 가장 많고 파장이 가장 짧은 보라색 빛이다. 이러한 색 목록은 햇빛이 단지 6~7개의 색깔만 갖고 있다고 말하는 것이 아니다. 자연은 사람들이 이름 붙인 것보다 훨씬 더 많은 색깔을 만들어 낸다. 
태양은 약 한 달에 한 번 자전한다. 그러나 태양이 고체 천체가 아니라 기체 천체이기 때문에 지역에 따라 자전 속도가 다르다. 적도 부근의 기체는 한 번 자전하는데 약 25일 걸리는 반면, 고위도 지역의 기체는 28일보다 약간 더 걸린다. 
태양은 계속 맞는 종처럼 진동을 한다. 진동하면서 1000만 가지 이상의 음색을 만들어낸다. 태양 기체의 진동은 역학적으로 우리에게 음파로 알려져 있는 공기의 진동과 유사하다. 그래서 천문학자들은 음파를 참조해서 태양의 파동을 연구한다. 비록 진동이 너무 느려서 우리 귀에 들리지 않지만, 가장 빠른 진동은 약 2분의 주기를 가진다. 사람이 들을 수 있는 가장 느린 진동은 약 1/20초의 주기를 갖는다. 태양의 음파는 대부분 대류 세포에서 생성된다. 이 세포는 냄비에서 물이 끓을 때 물 표면으로 열이 올라가는 것처럼 태양 표면으로 에너지를 운반한다. 태양 표면까지 상승한 세포는 곧 냉각되어 상승 운동이 시작되었던 높이까지 하강한다. 세포가 하강하면서 격렬하게 진동하며, 진동 때문에 음파가 발생한다.
또한 태양은 자기장을 띤다. 평소에 태양 자기장의 전체 형태는 간단하지만, 어떤 때에는 매우 복잡하다. 간단한 자기장은, 태양의 자전축을 거대한 막대자석으로 가정했을 때 생성되는 자기장과 비슷하다. 막대자석 위에 얇은 종이를 깔고 그 위에 철가루를 뿌리면 자기장의 형태가 드러난다. 철가루는 자석의 양 끝과 연결된 D자 고리 모양으로 배열된다. 태양 자기장의 원인은 부분적으로는 대류 세포의 운동에 있다. 전기를 띤 물체는 움직일 때 간단한 자기장을 만들어 낸다. 양이온과 전자로 구성된 대류 세포는 태양 자기장이 생성되는 것을 도우는 방향으로 순환한다. 태양 자기장이 복잡해질 때 자기력선은 꼬이고 말린 정원의 호스와 비슷하다. 자기장은 두 가지 이유로 꼬이고 말린다. 태양의 적도 쪽이 고위도 쪽보다 빠르게 자전하고, 또 태양의 안쪽 부분이 표면보다 빠르게 자전하기 때문이다. 이와 같은 자전 속도의 차이 때문에 자기력선이 동쪽 방향으로 계속 늘어지다가, 마침내 너무 뒤틀려서 꼬임과 말림이 만들어진다. 일부 지역에서 자기장은 전체 자기장보다 수천 배나 강하다. 이러한 지역에서 자기력선 다발은 태양 표면을 뚫고 나와서 태양 대기 속에 고리를 만든다. 고리의 한쪽 끝에서 관류점은 자북극이다. 이 점에서 자기력선의 방향은 위쪽을 향한다. 고리의 다른 쪽 끝에서 관류점은 자남극이다. 이 점에서 자기력선은 아래쪽을 향한다. 흑점은 각 관류점에서 만들어진다. 자기력선을 따라서 이온과 전자가 흑점 위의 우주공간으로 뿜어져 나와서 어마어마한 기체 고리를 만든다. 태양 흑점의 개수는 자기장을 뒤틀린 정도로 의해 결정된다. 흑점 수가 최소에서 최대가 되었다가 다시 최소가 될 때까지 걸리는 기간을 흑점주기라고 하는데, 평균적으로 11년이다. 한 주기가 끝날 때 자기장은 빠르게 극성을 정반대로 뒤바꾸고 뒤틀림을 대부분 해소한다. 어떤 주기가 시작될 때 태양의 자북극과 지리적 북극이 같은 곳이라고 가정해 보자. 다음 주기가 시작될 때 자북극은 지리적 남극과 같은 곳이 될 것이다. 극성이 한 방향에서 다른 방향으로 바뀌었다가 원래대로 돌아갈 때까지 걸리는 기간은 연속된 두 번의 흑점주기, 즉 22년이다. 
태양 핵은 엄청나게 뜨겁고 밀도가 높기 때문에 핵융합이 일어난다. 원자핵은 (+)전하를 띠는데, (+)전하끼리는 서로 밀어낸다. 그러나 태양 핵의 온도와 밀도는 이들을 강하게 결합시킬 만큼 충분히 높다. 태양에서 가장 많이 일어나는 핵융합 과정은 양성자-양성자 연쇄반응이다. 이 반응은 단일 양성자를 가진 가장 간단한 형태의 수소 원자핵이 하나씩 결합하면서 시작된다. 먼저 두 개의 양성자를 가진 원자핵이 만들어지고, 그다음에 3개의 양성자를 가진 원자핵이, 마침내 4개의 양성자를 가진 원자핵이 만들어진다. 이 과정에서 중성미자라고 하는 전기적으로 중성인 입자도 생성된다. 최종 상태의 원자핵은 두 개의 양성자와 두 개의 중성자로 구성되는데, 이것이 헬륨 원자핵이다. 헬륨 원자핵의 질량은 이것을 만드는 데 관여한 양성자 네 개의 질량의 합보다 약간 작다. 잃어버린 질량은 에너지로 전환된다. 에너지의 양은 아인슈타인의 유명한 방정식 E=mc²으로 계산할 수 있다. 이 방정식에서 E는 에너지, m은 질량, c²은 빛의 속도의 제곱이다.