0. 목차
- '태양' 기본 데이터
- '태양'의 구조
- 지구에 도달하는 태양광
- 흑점(Sunspot)
- 플레어(Flare)
- 은하 우주선
- 태양의 일생
1. '태양' 기본 데이터
- 질량: 1.988×1030kg (지구의 약 33만 2946배, 태양계 전 질량의 99.86%를 차지)
- 밀도: 1.41g/cm3
- 적도반지름: 69만 6000km (지구의 109배)
- 적도 중력: 약 274.5m/s2 (지구의 약 28.01배)
2. '태양'의 구조
태양은 전체 질량의 73%가 '수소(H)'고, 25%가 수소 핵융합의 산물인 '헬륨(He)'으로 이루어져 있는 거대한 구체이다. 태양은 극도의 고온이기 때문에, 수소 등의 원자핵과 전자가 제멋대로 뿔뿔이 흩어진 상태인 '플라스마(Plasma)'의 상태로 되어 있다.
태양의 내부는 '중심핵(Sun's Core)', '복사층(The Radiation Zone)' 그리고 '대류층(The Convection Zone)'으로 이루어져 있다. 가장 안쪽에 중심핵이 존재하고 순서대로 복사층, 대류층이 존재한다. '태양의 대기'는 안쪽부터 순서대로 '광구(Photosphere)', 채층(Chromosphere)', '코로나(Corona)'로 구분하고 있다.
| 태양의 구조 | 세부 |
| 태양의 내부 | 중심핵(Sun's Core) |
| 복사층(The Radiation Zone) | |
| 대류층(The Convection Zone) | |
| 태양의 대기 | 광구(Photosphere) |
| 채층(Chromosphere) | |
| 코로나(Corona) |
2-1. 중심핵
태양은 매우 무겁기 때문에 그 중심부의 압력은 약 2500억 기압으로 매우 높으며, 온도는 약 1500만℃의 고온이다. 태양의 중심에서 반지름 약 10만 km 정도의 범위를 '태양핵(solar core)' 또는 '중심핵'이라고 하며, 이곳에서는 복수의 수소 원자핵이 융합되어 큰 원자핵으로 변한다. 이것을 '수소 핵융합'이라고 하며, 핵융합이 일어날 때는 대량의 열과 빛이 발생한다. '수소 핵융합 반응'이란 수소 4개가 뭉쳐서 하나의 헬륨이 되는 반응이다. 핵융합 반응이 일어날 때는 약간의 질량 손실이 일어나면서 에너지의 방출이 일어난다. 이런 핵융합 반응이 일어나기 위해서는 보통 섭씨 수억℃가 필요하다. 하지만 태양의 핵 중심부는 2500억 기압이라는 높은 기압의 상태가 유지가 되기 때문에, 낮은 온도에서도 핵융합이 일어날 수 있다.
2-2. 복사층
이렇게 수소의 융합 반응을 거쳐 생성된 열과 빛의 에너지는 두께 약 35만 km의 복사층을 거쳐 바깥으로 이동한다. 복사층은 플라스마의 밀도가 매우 높아서, 빛이 똑바로 나아가지 못한다. 표면에 도달하는 데 수백만 년 이상 걸린다고 한다.
'복사층'에서의 에너지 전달은 '복사 전달'을 통해 이루어진다. '복사 전달'이란 쉽게 말해, 고온의 물체에서 방출된 '광자(photon)'가 다른 물체에 흡수되어 에너지를 전달하는 현상이다. 복사층을 거친 에너지는 대류층으로 이동한다.
2-3. 대류층
'대류층'에서의 에너지 전달은 '대류 현상'을 통해 이루어진다. '대류 현상'이란 쉽게 말해 액체나 기체가 부분적으로 가열될 때 뜨거운 것은 위로 올라가고 차가운 것이 아래로 내려오는 현상이다. 이 대류 현상을 통해 태양의 에너지는 대류층 상층부를 거쳐 태양의 표면에 도착하게 된다.
태양의 핵에서 생성된 빛이 태양의 표면까지 도착하는 이 과정은 약 17만 년이라는 시간이 걸린다. 빛의 속도라면 약 2초 정도 걸려야 하는 거리지만, 태양의 내부에서 엄청난 양의 전자들과 부딪히면서 빛의 이동거리가 길어졌기 때문이다. 또 고에너지 파장인 감마선 형태로 방출된 핵융합 에너지는 태양 내부에서 여러 입자 사이에서 반사되어 떠돌면서 에너지를 많이 잃어, 태양의 표면에 도착할 즈음에는 가시광선의 형태로 변하게 된다.
2-4. 광구
'광구(Photosphere)'는 태양의 표면을 뜻하는 말로, 육안으로 볼 수 있는 부분이다. 주로 수소와 헬륨 등의 가수로 이루어진 두께 300~600km 정도의 얇은 층으로, 온도는 약 6000℃ 정도 된다. 태양 내부에서 생긴 에너지가 광구까지 도달하면, 광구의 가스에 의해 일단 흡수된다. 그리고 그 후 가시광선 등의 빛으로 우주 공간에 복사된다. 우리 지구에 쏟아지는 태양광도 광구에서 방출된 것이다.
지상에서 태양을 관측하면, 가시광선을 내보내는 광구밖에 볼 수 없다. 그러니 실제로는 광구의 위층에 채층과 코로나가 있으며, 다양한 현상이 일어나고 있다. 현대에 와서 정해진 광구의 정확한 정의는 약 50%의 빛이 산란되지 않고 투과할 수 있는 깊이까지를 말한다.
- 흑점(Sunspot): 광구에서 보이는 현상 중에는 '흑점(sunspot)'이라는 것이 있다. 흑점은 강한 자기장이 형성된 부분에 에너지 전달이 방해되어 주변보다 낮은 온도를 가지게 되어 어둡게 보이는 것이다. 자기장이 강하며, 온도는 주위보다 낮은 약 4000℃이다. 태양의 적도를 중심으로 남북 5°~40°범위에 나타난다. 흑점은 망원경으로 겨우 관찰되는 작은 흑점부터 지구보다 큰 크기를 가진 흑점까지 그 크기가 다양하다. 태양의 활동이 활발한 시기에는 흑점이 잘 생기는 경향이 있다. 흑점 주변에 보이는, 채층의 밝은 영역은 '백반(plage)'라고 한다.
- 입상반(Granule): 광구에서 나타나는 또 다른 현상에는 '쌀알무늬 현상'이 있다. 광구에 보이는 이 쌀알 모양의 무늬를 '입상반'이라고 한다. 쌀알무늬는 광구의 아래에 있는 대류층에서 일어나는 대류 현상 때문에 일어나는 현상이다. 플라스마의 흐름에 따라 작은 난류가 생겨 발생한다. 이 쌀알 무늬는 고온의 가스가 상승하면 밝게 보이고, 저온의 가스가 하강하면 어둡게 보인다.
2-5. 채층
'채층(chromosphere; 태양의 대기 중 최하층)'은 광구의 바로 바깥쪽에 있는 붉은 대기층이다. 채층은 광구가 너무 밝은 탓에 보이지 않지만 개기일식 때 고리 모양의 모습으로 볼 수 있다. 채층에서는 '홍염(prominence)', '플레어(flare)', '스피큘(spicule)'을 볼 수 있다.
- 홍염(Prominence): '홍염'은 '채층'에서 코로나까지 솟아 올라가는 불꽃 모양의 플라스마의 '고리'이다. 이 불꽃의 주성분은 대부분 수소 원자로 이루어져 있으며 평균적인 크기는 높이 3만 km, 길이 20만 km, 폭은 500 km에 이른다. 때로는 수십만 km 높이까지 이르기도 한다. 지구의 몇 배의 크기를 가진 거대한 불기둥이라고 생각하면 된다. 홍염이 폭발적으로 분출하면 플라스마가 우주 공간으로 날아와, 지구에 오로라나 전파 장애를 일으키는 경우도 있다. '홍염'은 'H알파선'이라 불리는 붉은 빛을 방출한다.
- 플레어(Flare): '플레어'는 엄청난 양의 빛과 에너지가 갑작스럽게 방출되는 현상으로, 태양 표면에서 일어나는 현상 중 가장 강력한 폭발 현상이다. 플레어 현상이 나타날 때 X선 같은 고에너지 전자기파를 많이 내뿜는데, 이때 방출된 전기를 띤 입자들은 2~3일이면 지구 상공에 도달하게 된다. 이렇게 우주로 방출된 고에너지 입자들이 엄청난 속도로 퍼져나가는 것을 '태양풍(solar wind)'이라고 한다. 이때 방출되는 질량은 초당 100만 톤에 이른다. 그 결과 '지자기 폭풍'이나 '통신 교란'을 일으키기도 하고, 인공위성의 운용에 큰 차질을 가져오기도 한다. 이 전기를 띤 입자들은 지구의 극지방에서 공기 입자와 부딪히면 빛을 내게 된다. 이때 부딪히는 공기와 성분에 따라 파장이 다른 여러 가지 빛이 나오는데, 이것이 바로 '오로라(aurora)'다.
- 스피큘(Spicule): 채층에서는 '스피큘(spicule)'이라는 플라스마 가스 기둥이 관찰되기도 한다. 잔디처럼 삐쭉삐쭉한 형태로 관측되는데, 스피큘 가운데 높은 것은 1만 km 이상까지 이르기도 한다.
홍염과 플레어는 비슷한 점이 많은 것 같은데, 그렇다면 차이점은 뭘까? 플레어는 급격한 폭발 현상인데 비해, 홍염은 수일에서 수주 정도의 '다소 오랜 시간 동안의(수일에서 수주 정도의)' 분출 형태이다. 또 플레어는 온도가 수천만 K의 초고온 플라스마로 형성된데 비해 홍염은 수천~수만 K의 저온 가스가 코로나에 떠 있는 것이고, 플레어는 X선을 방출하지만 홍염은 온도가 낮기 때문에 X선이나 고에너지 입자를 내지 않는다.
2-6. 코로나
'코로나(corona)'는 태양의 대기 중 가장 상층부에 존재하는 진줏빛의 가스층이다. 태양에서 방출되는 입자를 이루는 구조로, 사실상 태양계 전체 범위를 차지한다. 코로나의 온도는 태양의 표면 온도의 수백 배인 200만 ℃까지 도달하기도 한다. 코로나도 채층처럼 일식이 진행되는 경우에 관측할 수 있는데, 코로나의 모양을 보고 태양의 활동이 얼마나 활발한지를 알 수 있다. 태양의 활동이 활발하지 않을 때는 코로나가 적도 쪽으로 퍼져 극지방에서 깃털 같은 무늬만 관측된다.
'코로나 질량 방출(CME: Coronal Mass Ejection)'은 코로나에서 일어나는 대규모 가스 폭발로, 주로 플레어가 발생한 뒤의 후폭풍으로 나타난다. 이 현상으로 강한 태양풍이 발생하기 때문에 지구에서는 오로라가 나타나고, 전자기기가 먹통이 되거나 정전이 일어나기도 한다.
3. 지구에 도달하는 태양광
태양이 생산하는 에너지는 대부분 빛으로 우주 공간에 방출된다. 태양의 표면에 도달한 빛은 우주 공간에 방출되고 약 8분 20초가 걸려 지구에 도달한다. 태양이 우주에 방출하는 빛 가운데 지구에 도달하는 양은 겨우 22억 분의 1 정도밖에 되지 않는다. 그 이유는 지구가 태양으로부터 약 1억 5000만 km나 떨어져 있고, 지구의 지름은 태양의 109분의 1밖에 되지 않기 때문이다.
태양에서 지구에 도달하는 빛의 양은 인공위성을 통해 정확하게 잴 수 있다. 태양에서 지구에 도달하는 빛의 에너지의 양은 1m2당 약 1370W가 되는데, 이 값을 '태양 상수(Solar Constant)'라고 부른다. 그리고 지구에 도달한 빛의 에너지양 중에서 약 30%는 구름이나 눈 등에 의해 우주 공간으로 반사되고 지구에는 흡수되지 않는다. 그리고 나머지 약 70% 가운데 약 21% 정도는 직접 대기를 데우고, 49%는 '지표(육지와 바닷물)'을 데우는 데 쓰인다. 이렇게 지구에 흡수한 에너지가 지구의 다양한 기후를 낳는다.
4. 흑점(Sunspot)
4-1. 흑점의 관측은 갈릴레이 때부터 시작되었다.
'흑점(Sunspot)'은 오래전부터 그 존재가 알려져 있었다. 고대 그리스나 고대 중국에서는 기원전의 문헌에 흑점에 관한 기사가 남아 있다. 그러나 흑점을 최초로 과학적으로 관측한 사람은 이탈리아의 물리학자이자 천문학자인 '갈릴레오 갈릴레이(Galileo Galilei, 1564~1642)'였다. 그는 스스로 발명한 망원경을 가지고 흑점을 관찰한 후 그 모습을 자세히 스케치했다. 아래의 그림은 당시 '갈릴레오 갈릴레이'가 스케치한 그림으로, 날이 지날수록 흑점의 위치가 오른쪽 아래로 이동하는 모습을 볼 수 있다. 이 스케치는 '태양의 흑점에 관한 제2서간'에 기록되어 있는데, 그것은 1613년에 출판된 '태양의 흑점과 그 여러 현상에 관한 서지 및 촬영'에 수록되어 있다. 갈릴레이의 흑점 관측 이후, 흑점의 기록은 지금까지도 계속 진행되고 있다.
4-2. 흑점은 나타났다가 사라지기를 반복하고 있다.
흑점은 태양의 표면에 나타났다가 사라지기를 반복하고 있다. 흑점의 수는 시기에 따라 크게 변한다. 특히 2007년 중반에서 2009년 사이에는 거의 나타나지 않았다고 한다. 사실 흑점이 사라지는 일은 짧은 기간이라면 그렇게 희귀한 일도 아니다.
흑점이 나타났다가 사라지기를 반복한다는 사실을 최초로 발견한 사람은 19세기 독일의 아마추어 천문학자인 '하인리히 슈바베(Heinrich Schwabe, 1789~1875)'였다. 그는 오랫동안 태양 관측을 통해 흑점의 수가 늘어나고 줄어들기를 반복한다는 사실을 알아채고, 그 내용을 1843년에 발표하였다. 흑점의 수가 가장 적은 시기에서 가장 많은 시기를 거쳐 다시 가장 적은 시기에 이르기까지 약 11년이 걸린다는 사실을 발견한 것이다. 그리고 현재는 이 주기를 태양 활동의 '11년 주기'라고 부른다.
4-3. 1645년~1715년에 지구가 추워졌다?
19세기 말 무렵, 흑점에 대한 오랜 기록을 공들여 조사하던 영국의 천문학자 '에드워드 마운더(Edward Maunder, 1851~1928)'는 그 기록에 어떤 이상한 경향이 있음을 느꼈다. 1645~1715년의 70년 동안 흑점이 거의 보이지 않는 시기가 이어진 것이다. 이 현상이 처음 발견되었을 당시에는 거의 주목받지 못했지만, 1970년대에 들어와 이 발견의 중요성을 느낀 학자가 나타났다. 미국의 천문학자 '존 에디(John Eddy, 1931~2009)'였다. 그는 흑점이 나타나지 않았던 시기에는 지구의 평균 기온이 다른 시기에 비해 낮았다고 주장했다.
그러면 온도계에 의한 기록이 없던 18세기 이전의 기온은 어떻게 추정할 수 있을까? 방법 중에는 나무 나이테의 폭 등으로 추정하는 방법이 있다. 기온이 높았던 해에는 나무의 성장이 좋아 나이테의 폭이 넓어지고, 반대로 기온이 낮았던 해에는 나이테의 폭이 좁아지기 때문이다. 또 오래된 문헌이나 그림 등에 포함된 정보로도 특정 장소의 기온을 추정할 수 있다. 예컨대 영국 런던의 템스 강은 현재는 어는 일이 없는데, 완전히 얼어붙은 모습이 그려진 당시의 그림이 있다. 에디는 이러한 정보를 바탕으로, '에드워드 마운더'가 발견한 흑점이 없는 시기에 유럽의 넓은 범위에 한파가 내습했다고 주장했다.
아래의 그래프는 1610년부터 흑점의 수를 나타낸 것이다. 흑점의 수를 보면 1945년~1715년의 70년간은 흑점이 거의 없었다는 사실을 알 수 있다. 이 기간을 '마운더 극소기(Maunder Minimum Period)'이라고 한다. '마운더 극소기'에는 흑점이 나타났던 그 뒤의 수십 년간에 비해 평균 기온이 약간 낮은 경향을 보인다. 또 1790년~1820년은 '돌턴 극소기(Dalton Minimum Period)'라고 불리는데, 이 시기에도 흑점의 수가 그 전후의 시기에 비해 적었다. 이 시기에도 기온이 낮아지는 경향을 보였다.
4-4. 흑점은 강력한 자석이다.
그러면 흑점의 정체는 무엇일까? 현재는 지상 망원경이나 우주망원경을 통해 태양 관측이 이루어지고 있다. 그 결과, 흑점의 정체가 자세히 알려져 있다. 흑점은 굴곡이 없이 밋밋하게 보이는 '암부'와 그 주위의 '반암부'로 이루어진다. '암부'는 흑점의 중심에 검게 보이는 영역으로, 태양 내부의 자기력선이 거의 수직으로 뻗어있다. 반면, '반암부'는 밝은 줄기와 어두운 줄기가 방사상으로 뻗어있는 영역으로, 바깥쪽을 향해 초속 몇 km로 가스가 흐르고 있다.
그러면 흑점의 온도가 낮은 이유는 뭘까? 태양의 표면에는 플라스마가 대류함으로써 태양의 내부에서 열이 운반되는데, 흑점의 표면 아래에서는 대류가 일어나기 어렵게 되어 있다. 그래서 내부의 열이 전해지기 어려워지고, 주위보다 온도가 낮아진다. 흑점에서 대류가 일어나기 어려운 이유는 흑점이 강력한 자석과 같은 존재이기 때문이다. 그 자석의 세기는 일반적인 자석의 10배 정도나 된다. 그래서 흑점의 아래에서는 강한 자기력의 방해를 받아 플라스마의 대류가 차단된다.
4-5. 흑점은 어떻게 생기는가?
그러면 흑점은 어떻게 만들어질까? 미국의 천문학자 '호레이스 배브콕(Horace Babcock, 1912~2003)'과 미국의 물리학자 '로버트 레이턴(Robert Leighton, 1919~1997)'은 1960년대 전반에 흑점이 나타나는 메커니즘을 설명했다. 그 내용은 다음과 같다.
지구가 자석인 것처럼, 태양도 북극과 남극을 '자기극(N극과 S극)'으로 하는 거대한 자석이다. 그 자기력이 흑점의 강력한 자기력의 원천이다. 남북을 관통하는 태양의 자기력선의 다발은 태양 표면에서 약 20만 km 아래에 있는 대류층의 바닥에 붙어 있다. 그리고 태양 내부에 묻혀 있던 자기력선의 다발이 떠올라 태양의 표면에 밀려 나오면, 그것이 '흑점(sunspot)'이 된다.
4-6. 흑점 증감의 메커니즘
그러면 흑점이 많이 나타나는 시기와 흑점이 적게 나타나는 시기가 있는 이유는 무엇일까? 그 이유는 흑점의 근원이 되는 태양 전체의 자기력이 강해지거나 약해지기를 반복하고 있기 때문이다.
태양 내부에 묻혀 있는 자기력선의 다발은 태양의 자전에 끌려가는 성질이 있다. 태양의 자전은 위도에 따라 다른데, 적도 부근에서는 약 27일에 한 바퀴를 돌고, 극 부근에서는 약 32일 만에 한 바퀴를 돈다. 그래서 자기력선의 다발은 적도 근처에서 빠르고, 극 부근에서는 천천히 끌려간다. 그 결과, 끌려간 자기력선의 다발은 태양에 휘감겨 나간다. 자기력선의 다발이 강하게 휘감기면 자기력선이 강해지고, 그러면 묻혀 있던 자기력선의 다발이 체례로 태양 표면을 뚫고 나와 흑점을 형성한다. 결국, 자기력선의 다발이 강하게 휘감는 시기에 흑점이 늘어나는 것이다.
4-7. 태양 활동의 주기
그 후 흑점이 소멸하면 태양의 표면으로 튀어나온 자기력선의 다발도 풀리고, 차츰 태양 전체의 자기력도 약해진다. 자기력선의 다발이 태양에 휘감기거나 풀리는 일은 약 11년을 주기로 일어난다. 이에 따라 흑점의 수도 11년 주기로 변하고, 이에 따라 태양의 활동도 대략 11년 주기로 변하게 된다. 흑점의 수가 늘어나면, 플레어나 홍염의 수도 많이 나타나고 태양 표면의 활동이 활발해지기 때문이다. 태양의 흑점이 가장 많이 나타나는 시기는 '태양 활동 극대기(Solar maximum)'라고 하고, 흑점이 가장 적게 나타나는 시기를 '태양 활동 극소기(Solar minimum)'라고 한다.
태양의 밝기 또한 흑점이 많을수록 밝아진다. 흑점은 온도가 낮은 부분이라고 했는데, 흑점이 많을수록 태양 전체가 밝아지는 이유는 무엇일까? 흑점 주위에는 '백반(plage)'이라고 불리는 반점이 많이 있다. 백반'은 주위보다 온도가 높고 밝다. 그래서 흑점 때문에 어두워지는 양보다, 백반 때문에 밝아지는 양이 더 큰 영향을 미치게 된다.
4-8. 지구에 이르는 태양광의 변화
태양의 극대기와 극소기의 밝기 변화는 약 0.1%이고, 이 정도의 변화에서는 지표의 온도가 약 0.1℃밖에 변하지 않는다고 한다. 온도의 차이는 극히 적기 때문에 기후에는 거의 영향이 없을 것처럼 생각된다. 과연 그럴까? 사실 극대기와 극소기에는 가시광선뿐만 아니라 자외선이나 X선 등의 양도 변한다. 근년의 연구에 의하면, 자외선이나 X선은 그 세기가 1~10%나 변한다는 사실이 밝혀졌다.
자외선이나 X선의 대부분은 고도가 높은 곳에서 대기에 흡수되어 그곳의 대기를 데운다. 자외선 가운데 파장이 200nm 이하의 것을 '원자외선'이라고 하는데, 원자외선은 지구 고도 100km보다 높은 '열권'이라는 곳에서 흡수된다. 그래서 극대기에는 열권의 온도가 800~1500℃ 정도가 된다. 한편, 극소기에는 원자외선의 양이 줄어서, 온도가 500℃ 정도까지 낮아진다. 또 파장이 200nm보다 긴 '근자외선'은 주로 고도 50km 부근에서 대기에 흡수된다. 상세한 관측을 통해, 이 부근의 온도는 극대기와 극소기 사이에 1~2℃ 정도 달라진다는 사실을 알게 되었다.
하지만 이와 같은 높은 고도의 대기는 지상 부근의 대기와 직접 섞이는 일은 없다. 태양 활동의 변화로 생기는 높은 고도의 온도 변화가 지상의 기후에 어떤 영향을 미칠 가능성이 있다고 생각되지만, 어떠한 영향이 있는지 그 메커니즘은 아직 잘 모른다. 그래서 그 영향을 밝히기 위한 연구가 추진되고 있다.
5. 플레어(Flare)
'플레어(Flare)'는 태양 표면에서 일어나는 거대한 폭발 현상이다. 플레어가 일어나면 태양 표면에 있는 플라스마가 가열되어 수천만 ℃로 변해서 강렬하게 빛난다. 그 강렬한 빛은 10분 정도 계속되다가 사라진다. 플레어에서는 대량의 X선이나 자외선이 방출되고, 주변에 있던 양성자와 전자를 초고속으로 가속해 우주 공간으로 방출한다. 대폭발을 일으키는 에너지의 원천은 태양이 가진 강력한 자기이다. 플레어는 흑점 옆에서 일어나며, 플레어란 흑점이 가진 강력한 자기 에너지가 순간적으로 열이나 빛으로 변환되어 대폭발을 일으키는 현상이다.
극대기에는 플레어가 하루에 10회 이상 일어나는 경우도 있다. 플레어가 일어나는 빈도가 높으면 그만큼 방출하는 자외선이나 X선 등의 양도 늘어나고, 그 결과 지구의 대기에 영향을 미치게 된다.
5-1. 코로나 질량 방출(CME)
태양이 지구에 영향을 미치는 것은 전자기파뿐만이 아니다. 플레어가 일어나면 '코로나 질량 방출(CME: Coronal Mass Ejection)'에 의해, 태양 표면에 있는 플라스마가 태양의 강한 중력마저 차단하고, 대량의 플라스마가 폭풍이 우주 공간으로 방출된다. 이때 코로나 질량 방출이 지구쪽으로 향해 있으면, 플라스마 폭풍이 지구에 몰아닥쳐 지구에서는 다양한 피해가 일어날 가능성이 있다.
그런데 사실 플레어가 일어나지 않아도 태양의 가장 바깥층이 코로나의 플라스마는 끊임없이 우주 공간으로 방출되고 있다. 1초 동안의 방출량은 대략 100만 톤이라고 한다. '태양풍'(Solar Wind)'이라고 불리는 이 바람은 초속 400~500km이 속도로 언제나 지구를 향해 날라오고 있다. 다행히도 지구는 태양풍이 직접 지상에 닿는 것을 막을 수 있는 메커니즘을 가지고 있다. 그 방어의 메커니즘은 지구의 자기로, 전기를 띤 입자의 모임인 태양풍은 지구 자기에 의해 그 진로기 휘어진다. 그래서 태양풍은 지표면에 직접 닿는 일은 없다. 지구 자기에 의해 보호되는 영역은 '자기권(magnetosphere)'이라고 한다.
태양에서는 끊임없이 나오는 플라스마의 흐름인 '태양풍'이 나오고 있다. 태양풍은 태양으로부터 약 100AU 거리까지 이르며, 항성 사이를 흐르는 희박한 가스에 충돌한다고 생각된다. 태양풍이 닿는 범위를 '태양권(Heliosphere)'이라고 하며, 태양권의 경계를 '태양권계면(Heliopause)'이라고 한다. 태양계의 끝을 여행하던 미국의 행성 탐사선 '보이저 1호'는 2013년에 태양권을 벗어나 그 바깥의 항성 간 공간을 항해 중이다.
5-2. 자기 폭풍
플레어로 생겨난 '폭풍'이 지구에 습격하면 지구를 둘러싼 자기의 장벽이 크게 흔들린다. 결국 지구의 자기가 크게 흩어지고, 눈에 보이지 않는 자기의 폭풍이 일어난다. 이처럼 지구 자기장이 갑자기 불규칙하게 일시적으로 변하는 현상을 '자기 폭풍(Magnetic Strom)'이라고 부른다. 자기 폭풍이 발생하면, 다음과 같은 일이 발생할 수 있다.
- 오로라의 발달: 자기의 폭풍이 일어나면 북극이나 남극 부근에서는 하늘을 뒤덮는듯한 장대한 '오로라(Aurora)''가 나타난다. 우주 공간에서 날아오는 입자의 양이 폭발적으로 늘어나기 때문이다. 또 근년의 연구에서는, 쏟아지는 입자가 대기 중의 화학 반응을 일으켜 '질소 산화물'을 증가시킨다는 사실을 알괴되었다. 온실가스로 알려진 질소 산화물은 오존 같은 대기 중의 미량 성분의 양의 급격한 변화를 일으켜, 오존층을 파괴하기도 한다.
- 전리층의 교란: '전리층'은 고도 80~30km에 있는 플라스마의 층이다. 그런데 자기 폭풍이 일어나면 지구 상공에 있는 플라스마의 층이 심하게 교란되거나 큰 전류가 흐른다. 전리층에 대량의 전류가 흐르면 지상의 송전선에 과대한 전류가 유발된다. 이 때문에 변전소에 부하가 걸려서 설비가 파괴되면서 대정전이 일어날 수도 있다. 실제로 1989년에 캐나다의 퀘백 주에서 9시간 동안 대정전이 발생한 적이 있다. 또 항공기나 선박에 쓰이는 장거리 무선 통신에 장해가 일어날 수도 있다. 항공기나 선박의 장거리 무선에서는 전파를 '전리층'의 플라스마에서 반사시킴으로써 먼 곳과 통신하는데, 전리층의 플라스마가 교란되면 반사하는 전파가 교란되어 통신에 장해가 일어나게 된다. 전리층의 플라스마가 교란되면, 그곳을 통과하는 GPS 위성의 전자 진로도 교란되므로, 자동차의 내비게이션에 오류가 발생할 수도 있다.
- 석유 파이프라인의 파손: 전리층에 대량의 전류가 흐름으로써, 지상의 석유 파이프라인의 배관에 전류가 흐르는 일이 있다. 그러면 배관이 부식되어 구멍이 날 가능성도 있다.
- 인공위성의 고장: 또 태양에서 나온 방사선이 인공위성에 닿으면 컴퓨터가 오작동을 일으키는 일이 있다. 또 위성이 비성작으로 대전해, 기판이 합선되어 위성이 고장날 가능성도 있다.
- 대기의 팽창: 플레어 등에 의해 자외선 등이 늘어나면, 지구의 상층이 데워져서 팽창한다. 대기가 팽창하면, 낮은 궤도를 도는 인공위성이 공기 저항을 받아 속도가 떨어질 수 있다. 그러면 인공위성의 고도가 내려갈 수도 있다.
- 항공기 내의 피폭량 증가: 극 지역 상공을 비행하는 항공기 안에서는, 태양 방사선 등에 의해 피폭량이 늘어날 수 있다.
5-3. 온도 역전 현상
태양의 표면 온도는 약 6000℃이며, 이보다 어두워 보이는 흑점에서는 약 4000℃이다. 그에 비해 코로나는 100만~200만 ℃나 되며, 코로나에서 일어나는 폭발적인 현상인 플레어는 수천만 ℃나 된다. 태양열의 근원은 태양 내부에서 일어나는 핵융합 반응인데, 가장 바깥쪽의 코로나가 태양 표면보다 고온이라는 사실을 매우 불가사의하다. 이러한 현상을 태양의 '온도 역전 현상'이라고 하며, 아직도 상세한 메커니즘은 밝혀지지 않았다.
6. 은하 우주선
항성이 일생의 마지막에 일으키는 '초신성 폭발'이 일어나면 양성자나 전자 등의 전기를 띤 입자가 초고속으로 우주로 날아간다. 우주 공간에는 이렇게 해서 생긴 초고속의 입자가 항상 섞여 날아다니고 있다. 이러한 입자를 '은하 우주선(Galactic Cosmic Ray)'이라고 한다. '은하 우주선'은 지구에도 언제나 쏟아지고 있다. 근년에는 지구로 쏟아지는 은하 우주선의 양이 태양 활동의 변화와 더불어 크게 변하고 있다는 사실도 밝혀졌다. 태양 활동의 극대기에는 우주선의 양이 줄고, 태양 활동의 극소기에는 우주선의 양이 늘어난다.
그런데 이처럼 태양계에서 멀리 떨어진 은하에서 일어나는 현상이 지구의 기후 변화와 관련 있을지도 모른다는 가설이 주목받고 있다. 우주선은 지구의 대기를 지날 때 그 궤적을 따라 작은 안개를 만든다. 그 작은 안개가 모여 구름의 양을 늘리 가능성이 있다고 한다 만약 이 효과로 구름이 늘어나면 태양빛이 차단되어 지상의 기온이 내려갈지도 모른다. 반대로 우주선이 적으면 구름의 양이 줄어들 가능성이 있다.
이 가설은 덴마크의 우주 물리학자 '헨리크 스벤스마르크(Henrik Svensmark, 1958~)'가 처음 주장했다. 하지만 이 가설을 지지하지 않는 연구자도 적지 않다. 그 이유는 우주선의 양의 변화로 구름의 양이 어느 정도 변하는지, 그리고 구름의 양과 기온이 어떤 관계에 있는지 잘 알려져 있지 않기 때문이다. 앞으로 정밀한 관측을 통해, 이 가설이 사실인지 아닌지가 밝혀질 것이다.
7. 태양의 일생
태양을 비롯한 별들에게도 탄생의 과정이 있고 죽음의 과정이 있다. 사람들의 인생이 다른 것처럼 별들의 일생도 조건과 환경에 따라 다르다. 지금부터는 태양을 비롯한 별들이 어떻게 탄생하고 어떻게 죽음에 이르는지를 포함한 태양의 일생에 대해 알아보자.
7-1. 원시별의 탄생
별과 별 사이에 있는 성간 공간에는 진공의 상태가 아니라 수많은 먼지와 수소 기체 등으로 이루어져 있는 성간물질이 존재한다. 그리고 성간물질은 우주에 균일하게 분포되어 있지 않아 밀도가 높은 지역이 존재한다. 이런 지역을 '성간운'이라고 부른다. '성간운'에서는 중력 수축에 의해 물질들이 서로를 끌어당겨 밀도와 중심온도가 높은 중심핵을 형성한다.
이 수축으로 인해 만들어진 원시 태양은 가스 수축에 필요한 최소 질량을 초과하면 물질을 분산시키려는 가스압의 힘을 이기게 된다. 이때 가스 수축에 필요한 최소 질량은 온도와 비례하고 밀도와 반비례한다. 가스가 수축할 때 에너지는 쉽게 빠져나가지만 밀도가 증가하면서 수축에 필요한 최소 질량이 줄어들게 된다. 결국 수축에 필요한 최소 질량이 줄어들은 가스는 수축이 쉽게 이루어지고 원시 태양이 탄생한다.
7-2. 주계열성 1기
최소 질량을 만족하는 원시 태양은 일생의 대부분을 차지하는 주계열의 단계로 진입하게 된다. 주계열성이 될 수 있는 최소 질량은 태양의 약 7% 정도인데 이보다 질량이 부족하면 주계열성으로 진화하지 못하고 갈색왜성이 된다.
주계열성에 들어선 태양은 수소 핵융합 반응을 통해 중력과 압력이 평행을 이루는 안정한 상태로 지낸다. 이 주계열의 상태에 머무는 기간은 별의 질량과 관계가 있다. 질량이 큰 별은 빠르게 핵융합이 일어나 짧은 수명을 가지게 되고, 질량이 작은 별은 핵융합이 천천히 일어나 긴 수명을 가지게 된다. 참고로 태양의 나이는 현재 45억 6700만 살이며, 약 109억 살까지 주계열 단계에 머물 것으로 예상된다. 주계열 단계에 들어선 태양은 수소핵 융합으로 생긴 복사압으로 인해 점점 팽창하면서 광도가 증가한다. 이때 팽창하는 태양은 지구나 화성까지 삼켜버릴 수도 있다. 수성, 금성까지는 삼켜질 것이 확실하지만 지구부터는 불확실하다. 뜨거워진 지구에 있는 생물들은 모두 멸종될 것이다. 오랜 시간 팽창하던 태양은 수소가 고갈되어서 수소 핵융합을 끝내고 적생거성이 된다.
'갈색 왜성'은 질량이 작기 때문에 중심부의 온도가 핵융합 반응을 일으킬 정도로 높아지지 않은 천체로, 이른바 항성이 되지 못한 별이다. 자신의 중력에 의해 수축함으로써 열을 내며 약한 적외선을 내보낸다. 그러나 그 에너지를 다 써버리면 암흑의 천체가 된다. 갈색 왜성은 매우 어둡기 때문에 관측하기 어려운 천체 중 하나이다. 하지만 현재는 적외선을 이용한 우주 망원경 관측으로, 갈색 왜성이 새롭게 발견되는 경우도 있어, 그 연구가 진전되고 있다.
7-3. 적색거성 1기
적색거성은 핵융합이 끝나 복사압이 줄어들어 중력을 이기지 못해 급격히 수축하기 시작한다.
7-4. 주계열성 2기
'적색거성(Red Giant)'의 수축은 온도와 밀도의 증가를 야기하게 되고, 1억 도가 되면 헬륨이 3개 모여 탄소를 만드는 헬륨 핵융합 반응이 일어나기 시작한다. 탄소와 헬륨이 결합해 산소를 만들기도 한다. 하지만 1억 도가 넘는 높은 온도에서의 헬륨 핵융합 반응은 빠르게 일어나기 때문에, 이 기간은 오래 유지되지 않고 고작 1억 1천만 년 만에 연료가 고갈되고 만다. 헬륨 핵융합으로 생긴 복사압으로 인해 팽창한 태양은 다시 적색거성이 된다.
7-5. 적색거성 2기
적색거성은 다시 수축하기 시작하고 질량이 부족한 태양은 탄소를 융합할 수 있을 만큼의 온도를 가지지 못하게 된다. 물론 질량이 더 충분한 별들은 계속해서 진화를 거듭해 탄소 핵융합, 규소 핵융합 등의 과정을 거치게 된다. 결국 태양은 계속 수축하여 어마어마한 밀도를 가지게 된다. 적색거성은 수소와 헬륨 등으로 이루어진 외부층을 우주로 방출하여 '행성상 성운(planetary nebula; 은하계 내의 가스성운 중 비교적 소형으로 원형인 것)'을 남기고, 내부 핵은 '백색왜성'이 되어 생을 마감하게 된다.
7-6. 백색왜성
죽은 별의 잔해인 '백색왜성(White Dwarf)'은 시간이 감에 따라 점점 식게 될 것이다. 그리고 다 식으면 '흑색왜성(Black Dwarf: 핵융합을 마치고 백색왜성이 된 항성이 아주 긴 시간에 걸쳐서 열이 나 빛을 잃은 것)'이 되어 그저 우주를 외로이 떠돌아다닐 것이다.
