오늘은 태양의 구조에 관하여 알아보자. 태양 내부와 태양 대기는 수개의 층으로 나누어져 있다. 태양 내부는 안에서부터 핵, 복사층, 대류층으로 되어 있다. 태양 대기는 광구, 채층, 전이대, 코로나로 이루어져 있다. 코로나 너머에는 태양풍이 있다. 태양풍은 실제로 코로나 기체의 외향류이다. 천문학자들은 태양 내부를 들여다볼 수 없기 때문에 태양의 내부에 대해서 간접적으로 연구해 왔다. 그래서 태양에 관해 알려진 많은 내용이 태양을 전체적으로 볼 때 관찰된 특징에서 비롯된 것이다.
먼저 태양 내부인 핵, 복사층, 대류층부터 살펴보자
핵은 태양의 중심에서 표면까지 거리의 약 1/4에 해당한다. 핵은 태양 부피의 약 2%를 차지하지만, 질량으로 따지면 거의 반을 차지한다. 핵의 최대 온도는 1500만 K 이상이고, 밀도는 150g/cm²에 이른다. 핵이 이렇게 온도와 밀도가 큰 이유는, 압력이 지구 대기압의 2000억 배나 되기 때문이다. 핵의 높은 압력이 위에 쌓여 있는 모든 기체의 무게를 견뎌내기 때문에 태양이 붕괴되지 않고 있는 것이다. 태양에서 일어나는 거의 모든 핵융합은 핵 내부에서 일어난다. 태양의 나머지 부분과 마찬가지로 핵의 내부도 수소가 72%, 헬륨이 26%, 나머지 2%가 무거운 원소가 차지하고 있다. 핵융합은 점차적으로 핵의 성분을 바꾸어 가고 있다. 수소는 현재 핵의 중심부에서 질량의 약 35%를, 주변부에서 약 65%를 차지하고 있다.
복사층은 핵을 둘러싸고 있는 거대한 구면 껍질이다. 복사층의 바깥 경계면까지는 태양 표면까지 거리의 약 70%이다. 복사층은 태양 부피의 32%, 질량의 48%를 차지하고 있다. 복사층은 에너지가 주로 복사에 의해 이동하기 때문에 붙은 이름이다. 핵을 빠져나온 광자는 안정한 기체층을 통과한다. 그러나 빽빽한 기체 입자와 부딪히면 광자가 흩어지기 때문에 개별 광자가 복사층을 빠져나오는 데 100만 년이 걸리는 경우도 있다. 복사층의 바닥은 밀도가 22g/cm², 온도는 800만 K이다. 반면에 꼭대기는 0.2g/ cm², 온도는 200만 K이다. 복사층의 성분은 태양이 탄생한 당시 그대로 남아 있다. 원소의 구성비는 복사층의 꼭대기에서 태양 표면까지 거의 동일하다.
대류층은 태양의 내부에서 가장 바깥 부분으로 복사층에서 태양 표면까지 해당한다. 대류층은 열운동을 하는 대류 세포로 구성되어 있다. 태양 부피의 약 66%를 차지하지만, 질량은 겨우 2%에 불과하다. 대류층의 꼭대기에서 밀도는 거의 영에 가깝고, 온도는 약 5,800K이다. 복사층을 통과해 온 광자가 대류 세포를 가열하기 때문에 대류 세포는 태양 표면을 끓게 한다. 천문학자들은 두 가지 중요한 대류 세포, 즉 쌀알 무늬 세포와 거대 쌀알무늬 세포를 대류층에서 관측했다. 쌀알무늬 세포는 너비가 약 1,000km이고, 거대 쌀알무늬 세포는 약 30,000km에 이른다.
태양 내부를 알아보았고, 이제 태양 대기인 광구, 채층, 전이대, 코로나를 알아보자.
먼저 광구는 태양 대기의 최저층을 말한다. 이 지역은 우리가 보는 빛을 방출하는 곳이다. 광구는 두께가 약 500km이다. 그러나 우리가 보는 빛의 대부분은 약 130km에 해당하는 낮은 부분에서 온 것이다. 천문학자들은 이 부분을 태양의 표면으로 보고 있다. 광구 밑바닥에서 온도는 6,400K인 반면에 꼭대기에서는 4,400K이다. 광구 면에는 수많은 쌀알무늬가 나타나 있다. 쌀알무늬는 쌀알무늬 세포의 윗부분이다. 일반적으로 쌀알무늬는 15~20분 정도 지속되다가 사라진다. 광구의 평균 밀도는 0.0000000001g/cm³ 보다 작다. 이 밀도는 매우 낮은 것처럼 보이지만, 실제로 1cm³마다 10조~100조 개의 개별 입자가 있는 것이다.
채층은 광구 윗부분을 말한다. 주요 특징은 온도의 상승이다. 일부 지역에서는 약 10,000K, 다른 지역에서는 약 20,000K까지 올라간다. 천문학자들은 개기일식 때 채층의 스펙트럼을 처음 발견했다. 스펙트럼은 달이 광구를 완전히 가리기 전후에 볼 수 있는데, 겨우 수 초 동안 지속된다. 스펙트럼 방출선은 갑자기 빛이 번쩍하면서 보이기 때문에 섬광 스펙트럼으로 알려져 있다. 채층은 전체적으로 스피클이라고 하는 기둥 모양의 구조로 되어 있는 것처럼 보인다. 일반적인 스피클은 너비가 약 1,000km이고, 높이가 약 10,000km까지 이른다. 채층의 밀도는 1cm³마다 100억~1000억 개 정도의 입자가 있다.
전이대는 채층의 온도가 약 20,000K까지 이르고, 코로나는 50만 K보다 높다. 둘 사이는 중간 온도 지역으로, 채층-코로나 전이대 또는 간단히 전이대로 알려져 있다. 전이대는 위에 있는 코로나로부터 많은 에너지를 얻는다. 또한 대부분의 빛을 자외선 스펙트럼으로 방출하는 영역이다. 전이대의 두께는 수백에서 수천 km에 이른다. 어떤 곳에서는 상대적으로 낮은 온도의 스피클이 채층 높이부터 태양 대기까지 뻗어있다.
코로나는 온도가 50만 K보다 훨씬 높은 태양 대기의 일부를 말한다. 코로나는 고리 모양의 구조와 이온화된 기체의 흐름으로 이루어져 있다. 그 구조는 태양 표면과 수직으로 이어져 있고, 태양 내부로부터 빠져나온 자기장이 그러한 구조를 만든다. 구조의 온도는 각각의 자기력선을 따라서 다양하게 변한다. 표면 가까이에서 온도는 광구를 대표한다. 더 높은 곳에서 온도는 채층의 값, 그다음은 전이대의 값, 그다음은 코로나의 값을 갖는다. 태양 표면에 가장 가까운 코로나 부분의 온도는 약 100만~600만 K이고, 밀도는 1cm³에 대해서 약 1억~10억 개의 입자를 가진다. 온도는 플레어가 발생했을 때 수천만 K까지 올라간다. 코로나는 매우 뜨겁기 때문에 이곳에 있는 기체는 끊임없이 바깥으로 팽창한다. 이와 같이 우주공간까지 펼쳐진 코로나 기체의 흐름을 태양풍이라고 한다. 태양부터 지구까지 거리에서 태양풍의 밀도는 1cm³에 대해서 약 10~100개의 입자가 있다. 태양풍은 행성 간의 우주공간으로 뻗어 나가서 거대한 눈물방울 모양의 공간을 형성하는데, 이곳을 태양권이라고 부른다. 태양을 비롯한 모든 행성은 태양권 안에 있다. 태양계에서 가장 먼 행성인 해왕성의 궤도 너머에서 태양권은 별과 별 사이의 공간을 채우고 있는 성간물질, 먼지, 기체와 만난다.