태양

 





많은 사진에서 태양이 주황색으로 표현되지만 이는 특정 파장으로 사진을 찍은 뒤 보정한 이미지이며,
실제 태양의 색은 모든 파장의 색이 다 들어간 백색광[사진]이다.[1]

기호

구분
항성
분광형
G형 주계열성 (G2V)
지름
1 392 684 ± 130 km
(지구의 109배)
질량
1.988 55 × 1030 kg
(지구의 33만 배)
광도
3.846 × 1026 W
자전 주기
적도 기준 약 25일 1시간 12분
극 기준 약 34일 9시간 36분
평균 약 27일 6시간[2]
표면 온도
5778 K(5500 ℃)
대기 조성
수소: 73.46%
헬륨: 24.85%
산소: 0.77%
탄소: 0.29%
: 0.16%
네온: 0.12%
질소, 규소, 마그네슘,
[3]
핵 중심부 온도
1.570 × 107 K
핵 중심부 압력
2.65 × 1016 Pa
자전축 기울기
황도면 기준 7.25°
은하면 기준 67.23°
겉보기 등급
-26.71(소광 후-26.43)
절대등급
4.83
1. 개요
2. 태양의 색
3. 태양의 구조
4. 질량
5. 태양의 밝기
6. 태양의 자기권
7. 태양의 공전(단위: 은하년)
8. 태양에서 일어나는 현상
9. 태양의 나이, 태양의 일생, 그리고 최후
9.1. 탄생부터 현재까지
9.2. 현재 이후
10. 태양의 종족
12. 문화
12.1. 신화, 종교, 설화에서
12.2. 대중문화에서
13. 여담
14. 관련 문서

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1. 개요


/ Sun
태양계의 중심에 존재하는 항성이다. 태양계에서 가장 큰 천체이자 태양계의 유일한 이며, 에너지의 근원이다. 이 태양이 있기에 지구에 의 구분이 있다.
의외로 우주에서 상위 1%에 속하는 G형 주계열성으로, 덕분에 4광년 떨어진 알파 센타우리에서도 태양은 맨눈으로도 아주 잘보인다.[4]

2. 태양의 색



CG가 아닌 실제 태양의 영상[5]
태양 광구(표면) 온도는 5778 켈빈으로, 이는 분광형으로 G형(노란별)에 속한다. 우주에서 관측시 약간의 푸른빛이 섞인 흰색으로 관측되며 플랑크의 흑체복사법칙과, 그로부터 유도되는 빈의 변위 법칙에 따라 태양의 온도에서 가장 많이 나오는 전자기파의 파장 대역을 고르면 약 500nm정도가 되는데, 사실 이 파장은 노란색보다는 녹색에 가깝다. 그럼에도 태양이 초록색으로 보이지 않는 이유는 빛의 합성과정에서 초록색이 나타나지 않기 때문. 태양의 중심부는 1,500만 켈빈이다.
태양의 원래 색상은 흰색에 약간의 푸른색이 섞인 흰색임에도 여러 문화권에서 태양이 노란색 혹은 붉은색으로 주로 표현되는 이유는 노을이 질 때 보이는 색깔을 태양의 실제 색으로 착각했기 때문이다. 대낮에는 태양이 너무 밝기 때문에 자세히 볼 기회가 없고 색을 판별하는 것 또한 어렵지만 뜨거나 질 때의 태양은 대기 소광 덕분에 붉은색으로 보이기 때문. 이렇게 태양의 색이 변하는 이유는 레일리 산란(Rayleigh Scattering)[6] 때문이다. 빛이 지구 대기를 구성하는 분자들에 부딪혀 산란되어 사방팔방으로 흩어질 때는 레일리 산란 특성을 보이는데, 이 레일리 산란의 경우 짧은 파장의 빛이 긴 파장의 빛보다 산란이 더 잘 된다. 정량적으로 말하면, 진동수의 네 제곱에 비례한다. 따라서 태양에서 빛이 전달되어 올 때 태양에서 오는 빛 중 푸른 계열(파장이 짧은)의 빛이 주로 산란되어 파란 하늘을 만들고, 붉은색 계열의 빛만이 남아 눈에 도달하게 된다.[7]
참고로 먼지나 구름 등에 의해 빛이 산란되는 경우는 미(Mie)산란으로 설명해야 한다. 미 산란은 기본적으로 지구 대기를 구성하는 기체 분자들이 아닌 먼지와 같이 분자의 크기가 큰 에어로졸들에 적용된다. 미 산란은 레일리 산란에 비해 파장에 의존도가 적기 때문에 상대적으로 여러 파장대의 빛을 고루 산란시킨다. 따라서 먼지가 태양빛을 산란할 때는 콘트라스트를 감소시켜 노을이나 하늘빛이 뿌옇게 보인다. 흔히 노을의 원인 자체를 먼지 때문이라 이야기하며 미 산란을 적용시키려는 경우가 있지만, 부정확한 설명이다.
화성에서는 지구와 정반대로 석양이 파란색인데, 이유는 지구보다 대기가 엄청나게 희박하고(거의 1%) 그나마도 이산화탄소가 대부분이라 단파장이 산란되지 않으며 오히려 산화철을 비롯한 입자가 굵은 먼지들에 장파장이 산란되어 석양이 푸르게 보이게 된다. 즉 우리가 보는 태양의 색은 여러 가지 환경적 요인으로 왜곡되어 보이는 것임을 알 수 있다.

3. 태양의 구조


태양은 안쪽부터 복사층, 대류층, 광구, 채층, 코로나로 구성되어 있다

태양을 부위별로 지구로 가져온다면?[8]
  • 채층
태양 대기의 아랫부분에 위치하는 얇은 대기층으로, 붉은색을 띠며 개기일식이 시작되거나 끝날 때 잠깐 볼 수 있다. 광구 표면에서 약 3,000 km ~ 5,000 km 고도까지 존재한다. 광구의 1만분의 1, 해수면 위 지구 대기의 약 1억분의 1 정도의 밀도로 극도로 희박하며, 광구가 더욱 밝기에 평상시에는 보이지 않는다. 채층은 H-alpha 필터를 사용하여 볼 수 있다. 왜냐하면 채층에서 수소의 발머선인 H-alpha선(656.3nm, 붉은색)이 가장 강하게 방출되기 때문이다. 또한 개기일식 때 붉은색으로 빛나는 채층을 관측할 수 있다. 채층은 고도가 높아질수록 온도가 높아지며, 코로나까지 가서는 급격하게 상승한다.[온도변화]
  • 광구
태양에서 실질적으로 빛이 나오는 구역으로 우리가 보통 태양의 표면으로 인식하는 '빛을 내는 구체'를 상상하면 된다. 온도는 약 5800K이다. 영역이라기보다는 두께가 없는 한계지점 정도로 이해하기 쉽지만 사실 광구 또한 두께를 가지고 있는데, 이는 태양이 완전히 불투명한 것이 아니기 때문이다. 따라서 광구의 영역은 태양 표면에서 내부로 약 수백km정도까지 연장된다. 현대에 와서 정립된 정의로는 약 50%의 빛이 산란되지 않고 투과할 수 있는 깊이까지를 광구라 칭한다. 지구 전체를 비춰주는 눈부신 태양빛이 방출되는 구역이지만 태양의 구조 중 온도가 가장 낮은 영역이기도 한데, 이는 태양 표면을 벗어나고 나서는 오히려 온도가 올라가기 때문이다.
  • 대류층
태양 반지름의 0.7배부터 태양 표면까지의 영역. 복사층보다 온도가 낮아 이온화되지 않은 수소가 많기 때문에 불투명하다. 따라서 복사보다는 주로 대류를 통해 열이 전달된다. 태양 표면에서 많은 수의 쌀알 무늬들이 보이는 것도 우리가 대류층의 단면을 보고 있는 것이기 때문. 태양의 자기장은 대류층의 플라즈마 대류로 인해 발생한다고 생각되며, 외핵의 대류로 인해 자기장이 발생하는 지구와 달리 매우 역동적인 자기장이 발생한다.
  • 복사층
핵에서부터 태양 반지름의 0.7배까지의 영역으로 대부분 이온화된 수소로 이루어져 있다. 주로 복사를 통해 열이 외부로 전달되기 때문에 이러한 이름이 붙었다. 빽빽한 플라즈마 상태라 복사가 직진하지 못하고 전자에 흡수 → 재방출 → 다시 전자에 흡수...를 반복하며 에너지가 전달되므로 핵에서 발생한 에너지가 복사층을 통과하는 데는 대단히 오랜 시간이 걸린다. 태양의 경우 에너지가 복사층을 완전히 통과하는 데 평균적으로 약 17만 년이 걸리는 것으로 알려져 있다.
태양의 가장 중심부에 위치한 구조이다. 태양 반지름의 약 0.2배 정도까지의 영역을 칭하며 온도는 1570만K정도로 가장 높다. p-p 반응에 의한 수소 핵융합이 이루어지는 태양의 에너지원이다. 의외로 핵융합 발전에서 목표로 하는 점화 온도(약 1억 도)에 비해서는 낮은 편인데, 이는 태양 중심부의 압력이 워낙 높아(약 2600억 기압) 이 정도온도로도 충분히 핵융합이 가능하기 때문이다. 현재 단계에서 태양은 헬륨을 연소할 수 없기 때문에 핵융합에서 생겨난 헬륨은 중심부에 뭉쳐져 핵을 형성한다. 따라서 실제로 핵융합이 이루어지는 구역은 헬륨 핵을 중심으로 구각 형태를 띠게 된다.
  • 코로나
태양의 가장 바깥쪽에 위치한 희박한 대기층이다. 태양 본체에 비해 그다지 밝지 않기 때문에 평소에는 보이지 않지만 개기일식이 일어나면 관측할 수 있다. 온도는 약 100만 K 정도로 높기 때문에 강한 X선을 방출한다. 5,000~6,000K에 불과한 태양 표면보다 코로나가 200배나 높은 온도를 가지고 있는 있는데, 태양이 에너지를 등방적으로 방출하는 아주 단순한 구조를 가지고 있다는 가정을 할 경우 안쪽보다 바깥쪽의 온도가 더 높은 이 현상은 열역학 제2 법칙에 정면으로 위배되는 것처럼 보인다. 이 문제를 코로나 가열 문제라고 하며 가장 유력한 설은 태양 표면에서 제트처럼 분출되는 기체가 코로나 속에서 초음속이 되어서 저항을 받아 운동에너지가 열에너지로 변하기 때문이라는 것이다. 아직까지 이를 명확하게 설명해주지 못하기 때문에 태양 천문학의 주요 떡밥이다. 자세한 것은 항목 참조.

4. 질량


태양의 질량은 약 2×1030kg[9]이며 이는 지구 질량의 약 33만 배, 목성의 약 1048배에 해당한다. 태양계 전체 질량 중 무려 99.866%를 태양이 차지하며, 나머지 0.134%를 행성들과 위성들[10]이 채운다.
태양은 여키스 분류법상으로 Ⅴ로, 왜성(dwarf)에 속한다. 물론 태양은 엄연히 주계열성이다. 같은 시대에 여러 연구 기관이 독자적으로 연구를 진행하다보니 일어난 일로 현직에 있는 사람들도 조금 곤혹스러운 분류. 즉, 여키스 분류법에서의 왜성 = 일반적으로 이야기하는 주계열성이다. 이와 관련 된 이야기를 할 때는 진짜 작은 별을 뜻하는 왜성과 구분하기 위해 앞에 '여키스 분류에서~'가 따라다니는 편이다. 혹은 무시하고 주계열성이라고만 이야기 할 수도 있다.
실제로 우주에 있는 항성들의 평균 질량은 태양의 15% 수준이다. 그 이유는 우주 항성의 70%는 태양 질량의 50% 이하일 뿐인 적색왜성들이기 때문이다. 이들은 너무 어두워서 조금만 떨어져도 인간의 눈으로 못 본다.[11] 나름대로 태양을 어머니 항성으로 지닌 지구는 흔치 않은 항성을 주인으로 삼는다고 볼 수 있다.
일반인들은 질량을 이용한 계산들을 안 하기 때문에 천문학자들이 매번 kg 단위를 사용해서 수조 kg의 수를 한 번에 계산하는 줄 아는 경우가 흔한데, 태양의 질량은 천문학에서 가장 많이 쓰이는 질량 단위이기도 하다. 그 값도 적당히 크면서 가까운 거리에 있는 만큼 정확하게 측정할 수 있기 때문이다. 기호로는 질량을 뜻하는 M에 태양을 뜻하는 ⊙를 아래 첨자로 붙여 표현한다. 태양 질량 외에도 목성 질량과 지구 질량을 사용한다.

5. 태양의 밝기


당연하지만, 하늘에서 가장, 그리고 독보적으로 밝은 천체. 지구에서 보이는 실시등급은 무려 -26.74등급으로 2위인 보름달(-12.6등급)보다 45만 배나 밝다. 일상 생활에서도 태양보다 밝게 빛나는 것은 찾아보기 힘들다. LED#s-4.1 문서에 나와있는 90000루멘짜리 전등 10개를 1제곱미터 넓이에 집중 조사해야 겨우 태양과 비슷한 수준의 밝기가 나온다.
59억Km나 떨어진 명왕성에서 본 태양빛이 지구의 보름달보다 250배나 밝으며, 너무나 밝기 때문에 지구에서 태양빛을 장시간 정면으로 바라보면 실명할 위험이 있을 정도이다.[12] 이 문서 위에 있는 영상과 같은 이미지는 실제로는 카메라에 들어오는 빛의 양을 엄청나게 낮춰서 찍은 것이다.[13] 때문에 흑점같이 상대적으로 어두운 부분은 이미지에서 검게 보인다. 인간의 시각에서 본다면 실제로는 흑점도 어마어마하게 밝다.
망원경을 비롯한 광학 장비를 다룰 때 0순위 중의 0순위로 지켜야 할 규칙이 바로 태양을 향하지 마시오이다. 망원경이든 쌍안경이든 스코프든 기본적인 원리는 넓은 동공으로 향상된 시력을 제공하는 것. 즉, 빛을 모으는 장치다. 맨눈으로 봐도 위험한 태양빛을 이러한 광학 장비로 본다는 것은 돋보기로 눈을 지지는 거나 다름없는 행위다. 구경 3cm 남짓 되는 파인더도 여러분의 눈을 태워먹기에는 충분하니 크기가 작다고 방심해서는 안된다. 특히 필터를 끼워 태양 관측을 할 때 파인더용 태양 필터는 없는 경우가 대부분이므로 실수로라도 보는 경우를 막기 위해서 파인더는 아예 빼 놓자. 천체망원경으로 태양을 관찰할 때는 접안렌즈를 지나 초점이 맞는 곳에 열에 강한 흰색 판을 갖다 놓아 거기에 맺힌 상을 본다. 이때 그 판에 빛이 쬐이는 게 레이저처럼 옆에서 육안으로 보이는 수준이며 천문대에 견학을 간 경우라면 접안렌즈와 판 사이에 나무토막 같은 것을 갖다 대서 나무가 타는 것을 보여주기도 한다. 정 그래도 궁금하다면 경험담을 읽어보자.#
실제로 위의 사례처럼 천체망원경이나 기타 망원경으로 관측하는 수준이 아니라 그냥 DSLR 줌렌즈로 촬영하는 선에서도 당연히 태양촬영 전용 감광필터를 사용해야 하는데 ND 100000필터의 경우 0.001%의 투과율을 가졌다. 십만분의 일의 투과율이라는 소리다! 그럼에도 필터 제조사에서는 촬영시 광학용 뷰파인더로 태양을 직시하는 것을 금기하고 있다. 라이브뷰[14]로만 보라는 것이다. 이 필터가 일상에서는 동적인 느낌을 살리기 위한 장노출을 위해 쓰는 필터인데 설정에 따라 다르지만 5분을 노출촬영해도 우리 눈에 어둡게 보이는 사진이 나올 정도인데 태양 촬영에는 그런 거 없고 그냥 찰칵! 수준이어도 매우 밝게 나온다. 때문에 태양을 향해 광학장비를 사용할 때는 이러한 점들을 필히 숙지하고 가야한다. 장비도 장비대로 고장나지만 관측, 촬영자의 시력이 충분히 위협받을 수 있다.
태양의 절대등급은 4.8등급으로 어두운 별이라고 착각하기 쉽지만, 주변 177개 별 중에서 태양보다 밝은 별은 셋 뿐이다[15]. 다만 밤하늘에서 인간의 눈으로 볼 수 있는 별들의 상당수는 분광형으로 치면 O 또는 B, A로 태양보다 훨씬 더 밝고 희귀한 별들이다.

6. 태양의 자기권


[image]
2016년 3월 12일 NASA가 촬영한 태양 자기권 그림. 링크 수많은 실선들로 표시된 부분, 그러니까 높이 뻗지 못하고 도로 태양으로 들어가는 자기권은 흑점하고 코로나에서 방출되는 자기권이다.
태양자기장은 태양계 전체를 홀로 지탱할 정도로 매우 강력하다. 그리고 극성을 가지긴 했는데 흑점, 코로나 영향이 훨씬 더 크다. 태양계 행성들은 천왕성해왕성같이 자기장 축이 자전축과 어긋났을 지언정 일정 방향을 향하는 자기권을 가졌다. 그런데 태양은 항성이라 자기권이 매우 특이한 모양이다. 물론 태양도 N극과 S극은 있다. 지구자기장은 "북극이 S극이고 남극이 N극"인데, 2016년의 태양은 "북극이 N극이고 남극이 S극"이 나온다. 즉 태양에 자석을 가져가면 S극이 북쪽을 가리키고 N극이 남쪽을 가리키게 된다. 단, 흑점코로나가 워낙 강력해서 자석이 흑점, 코로나 방향으로 핑핑 돈다는게 큰 차이점. 물론 11년마다 자기극이 역전되기때문에 큰 의미는 없다.
태양 자기권이 특이한 모양인 이유는 태양이 항성으로 핵융합을 직접 하기 때문이다. 태양 같은 항성의 자기장은 행성들의 자기장과는 달리 플라즈마의 대류로 인해 형성된다. 이 때문에 태양 자기장의 활동은 매우 역동적이며, 지구에서는 몇만년에 한번 꼴로 일어난다는 자기극의 역전이 11년에 한번씩 일어난다. 태양의 경우 적도에서 측정한 자기장의 강도는 지구 적도에서 측정한 자기장의 약 두배 정도인 평균 50마이크로테슬라 정도이다.

7. 태양의 공전(단위: 은하년)


항성인 태양은 공전 안 한다고 생각하는 사람이 많다. 그러나 실제로 태양은 열심히 공전을 하고 있다. 태양은 우리은하의 중심부를 기준으로 2억 2,500만 ~ 2억 5,000만 년에 한 번 씩 공전한다. 2000년대까지만 해도 2억 년을 1은하년으로 추정했으나 우주공간의 팽창과 우리은하의 추정 형태가 변경(정상나선은하 → 막대나선은하)됨으로 인해 공전 주기 추정치가 2.25억 ~ 2.5억 년으로 늘어났다.
태양의 공전 주기(2억 2,500만~2억 5,000만 년)를 1은하년이라고 한다. 태양의 나이가 약 50억 년이니 최소한 20번 이상 태양이 우리은하 중심부를 향해 공전을 하고 있는 것이다.
태양의 공전 속도는 약 200㎞/s이다.[16] 태양계에 있는 그 어떤 행성이나 왜행성, 소행성들도 태양의 공전 속도를 넘어서지 못한다. 태양계에서 태양보다 빠른 공전 속도를 보이는 천체는 혜성들, 그 중에서도 장주기 혜성들 뿐이다.
태양은 공전 도중에 6400만 년 마다 우리은하오리온자리 팔을 아래로 통과했다가, 팔을 위로 통과했다가, 오리온자리 팔 부근으로 돌아온다. 즉 수평에 가까운 태양계 행성들의 공전궤도와 달리, 태양의 공전궤도는 수직적으로도 고도차이가 있다.

8. 태양에서 일어나는 현상


H 알파 선으로 태양을 관측했을 때 태양 광구에서 발견되며, 길고 어두운 줄 같은 형태를 띠고 있다. 사실 프로미넌스와 동일한 현상이며 지구에서 보이는 태양 원반의 가장자리가 아닌 곳에서 일어났을 때 필라멘트로 관측된다.
태양의 광구 바로 위 채층에서 일어나는 현상으로 잔디 같이 삐죽삐죽한 형태로 관측되는 가스 기둥이다. 태양 표면에서 빠른 속도로 가스가 뿜어져 나올 때 나타난다. 코로나(태양의 "대기")가 태양 표면보다 훨씬 뜨거운 원인이 스피큘이라는 설이 있으며, 실제로 2019년 말에 빅 베어 태양 관측소에서 스피큘이 분사되는 순간을 촬영했는데 그 온도가 백만도에 달했다.
  • 코로나질량대방출 (Coronal Mass Ejection)
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.

9. 태양의 나이, 태양의 일생, 그리고 최후



태양의 나이는 현재 약 46억 살이며, 앞으로 약 78억 년간 더 살 수 있다.[17]

9.1. 탄생부터 현재까지


약 46억 년 전 원시 태양계의 모체가 되는 성운이 모종의 이유로 압축되기 시작한다.[18] 10만 년 후 성운의 중심에는 태양을 포함한 여러 원시성들이 탄생하게 된다.
약 3,500만 년간 지속되는 원시성 시절 동안 태양은 주로 중력수축에서 발생하는 에너지와 리튬, 중수소을 태우며 나오는 열로부터 빛을 내는데. 이로부터 나오는 에너지는 현재 태양보다 더 밝았지만 여기서 나오는 대부분의 빛은 태양들 두껍게 둘러싼 먼지 띠에 막혀 흡수되며 대신 적외선의 형태로 외부로 재방출된다. 중력 수축으로부터 나오는 에너지는 오래가지 못하며 원시 태양은 계속해서 크기를 줄여나가며 어두워진다.
태양이 수축을 거듭하여 중심부의 밀도와 온도가 충분히 높아졌을 시점, 수소 핵융합이 점화된다. 이후 태양은 주계열성으로서의 삶을 시작한다.[19]
막 주계열성이 된 태양은 현재 광도의 약 80% 정도 밝기를 가지고 있었고, 이 시기 태양은 수소뿐만 아니라 리튬, 베릴륨, 붕소 등의 잉여 연료를 같이 태우면서 에너지를 생성한다. 이들 잉여 연료들이 점차 고갈되면서 태양의 밝기는 약 43억 년 전까지 꾸준히 감소하여 현재 광도의 70%까지 감소한다. 이 3억 년 정도의 기간을 구분지어 원시 주계열 단계로 부르기도 한다. 원시 주계열은 원시성과는 완전히 개념이 다르다. 원시성은 수소를 못 태우지만 원시 주계열성은 수소를 태운다. 다만 원시 주계열은 내부에 리튬, 베릴륨, 붕소 등이 아직 남아 있어 수소와 함께 이들을 태우는 기간이므로 구분지어 부른다. 다만 원시 주계열 기간을 구분짓지 않고 수소 핵융합을 시작한 시점을 영년 주계열로 하여 싸그리 공통 주계열 단계로 포함시키는 경우가 더 많다. 하지만 엄밀하게 구분하면 이렇게 기간을 나누는 것이 맞다.
원시 주계열을 벗어난 태양은 수소 핵융합을 지속하며 중심부에는 그 결과물인 헬륨이 쌓여 핵을 형성하게 된다. 아직 태양은 헬륨을 융합하지 못하기 때문에 수소 핵융합이 이루어지는 구역은 중심부에서 점차 바깥쪽으로 밀려나 구각을 형성하게 된다. 이 결과로 태양의 에너지 생성률은 조금씩 증가하여 마침내 현재 시점의 광도에 도달한다. 현재 태양의 나이는 약 46억 살, 표면온도는 5,778K에 분광형은 G2 V이다.

태양의 역사를 정리한 영상

9.2. 현재 이후


태양은 109억 살(약 63억 년 후)까지 비교적 안정적인 주계열성 단계에 머물지만 밝기는 조금씩 증가한다. 약 7~9억 년 후에는 너무 밝아진 태양으로 인해 지구의 온도가 올라가 거의 대부분의 생명체가 사라지게 된다. 생명체가 멸종한 후 1억 년도 채 지나지 않아 지구의 온도는 온실기체가 쌓여 끓는 점에 도달하게 된다. 태양은 앞으로 48억 년 후에 표면온도는 5,848K까지 올라가 표면온도의 정점을 찍고 밝기는 현재의 1.7배까지 밝아진다. 이후 태양의 표면온도는 점차 내려간다. 이때 지구의 기압은 지금의 150배에 이르고 온도는 500도로 매우 뜨거워진다. 쉽게 말해서 금성과 비슷한 환경이 될 것이다.
109억 살 이후부터는 태양은 분광형 G5에 밝기는 약 2.2배까지 밝아져 준거성 단계로 진입한다. 준거성 단계에서는 서서히 밝기를 키우며 116억 살에 적색거성 단계에 들어선다. 표면온도는 5,270K(분광형 K0)까지 낮아지고 밝기는 5배에 이른다. 지구는 온실기체가 극도로 쌓이고 지금보다 3.5배 이상 밝아진 태양의 나이 115억 살부터 온도가 섭씨 1,000도 이상 올라가 대기를 잃기 시작한다. 118억 년 후 태양의 열로 인해 지구의 대기는 몽땅 사라진다.
122억 살에는 현재의 3,000배까지 밝아지며 지름도 현재의 160배까지 커지는데[20] 이때 지구 궤도 이상까지도 커질 수 있다.[21] 태양은 첫 번째 적색 거성 단계에서 28%의 질량을 잃어버린다.
첫 번째 적색 거성 단계가 끝날 무렵 중심핵의 온도는 약 3억 K까지 올라가 중심부에서는 헬륨 섬광이 일어나고 이후 태양은 수축하기 시작하며 두 번째 주계열 단계라고도 할 수 있는 수평계열 시기를 맞이한다. 태양은 약 1억 년 간 안정적으로 헬륨 핵융합을 하며 이때 밝기는 약 50배까지 줄어든다. 하지만 헬륨이 고갈된 이후 태양은 급격히 밝아지기 시작하여 현재의 110배까지 증가한다. 태양이 혼자서는 뭔 짓을 해도 태울 수 없는 탄소산소가 중심부에 쌓이게 되며 그 중심핵의 크기는 현재 태양의 50% 수준까지 커지게 된다. 중심부의 온도는 3억 2,000만K까지 올라가며, 중심핵 바깥인 복사층의 헬륨과 수소가 폭발적인 핵융합을 일으키고 2000만 년 만에 태양은 최대 8000배까지 밝아진다. 이 시기를 점근 거성 단계라 하며 태양이 일생 중 가장 밝은 빛을 내뿜는 기간이다. 크기는 현재의 400배까지 부풀어 화성 궤도까지 삼켜버린다.
점근 거성 단계 말기에 태양은 연료가 소진되어 수축하다가 헬륨이 점화되어 다시 폭발적으로 팽창하는 열맥동을 반복하게 된다. 이 과정에서 표면에 있는 대규모 질량을 방출하며 마지막 질량을 낼 때 아름다운 행성상 성운을 만들며 중심에 현재 질량의 절반가량만 남은 중심핵이 드러나 백색 왜성이 태어난다. 행성상 성운은 12,000년간의 짧은 기간만 존재하고 백색 왜성만 남는다.
막 나온 약 124.7억 살의 백색 왜성은 10만 K이 넘어 뜨거운 푸른색으로 빛나지만 점차 식어간다.[22] 280억 살 즈음에는 온도는 약 2400K, 지름은 현재 지구 지름의 약 1.4배, 질량은 현재 태양의 54%, 광도는 현재 태양의 0.0000048배가 된다. 광도가 너무나 낮고 중력이 약해지며 거리가 더 멀어진 태양계의 행성들에게는 빛과 열이 거의 전달되지 않기 때문에 행성들도 얼음과 암흑천지에 잠긴다. 모든 연료를 소진하고 그저 한때 타오르던 용광로의 잔열만을 내보내는 태양은 더 이상 항성으로서의 기능을 할 수 없다.
그 후에는 그저 남은 행성들과 함께 아득할 정도로 긴 시간 동안 우주를 떠돌다가 은하의 중심 초대형 블랙홀로 끌려가 흡수되던지, 아니면 아예 은하의 중력권에서도 튕겨나가 완전한 떠돌이 항성이 될 것이다.[23] 별이 파괴되지 않았다면 수백~수천조 년 후에는 남은 잔열마저 완전히 사그라들어 흑색 왜성이 되어 어떠한 빛도 내지 못하게 된다. 태양계가 그때까지 유지되고 있다면, 태양계의 행성들은 죽어버린 태양과 함께 조용히 암흑속에서 우주를 떠돌다가 1000억년~1000조년이면 여러 작용들을 받아 행성들이 다 튕겨나가 백색 왜성만 홀로 남는다는 주장이 있다. 약 1해년 후에 모두 태양의 중력에 이끌려 충돌해서 사라질 것으로 추측된다는 말도 있다. 자세한 것은 태양계 문서의 '미래' 문단 참조.

10. 태양의 종족


태양과 같은 질량의 별은 기껏해야 탄소 정도까지 핵융합할 수밖에 없기 때문에 철 등의 금속은 태양이 자체적으로 만들 수 없다. 따라서 태양 이전에 태양의 자리에 훨씬 뜨겁고 큰 별이 철까지 생성해내고 터져서 자신을 이루던 물질들을 우주 공간으로 흩어낸 잔해들에서 태양이 만들어졌음을 알 수 있다.[24] 태양 이전의 1, 2세대 별들은 태양보다 질량이 커서 짧은 기간에 일생을 다했기 때문에 태양이 우주 탄생 90억 년 후에 생성 됐음에도 이전에 별들이 진화하고 터진 뒤 잔해들이 몇 번이나 다시 새 항성을 생성할 수 있을 만큼 시간이 있었던 것이다. 자세한 내용은 적색초거성을 참고 하길 바람.[25]

11. 태양빛


태양이 내뿜는 빛은 다양한 파장의 전자기파를 포함한 백색광으로, 그 자체에도 상당량의 에너지가 있다. 지구는 태양이 발산하는 에너지의 아주 일부만 받는다. 단순 계산으로 공전 궤도를 원형이라 생각하면, 지구는 반경 1억 5천만 km의 구면에서 반경 6,400km의 원에 해당하는 부분만 에너지를 받는다.
한편 우리가 보는 태양은 8분 19초 전의 태양인데, 이는 태양빛이 광구를 탈출하여 지구까지 도달하는 데 8분 19초가 걸리기 때문이다.
따라서 만약 태양이 한 순간에 파일을 삭제하듯 사라진다면, 8분 19초 동안은 하늘에 태양이 보이지만, 8분 19초가 지나면 갑자기 하늘이 한 치 앞도 내다 볼 수 없을 정도로 컴컴해지는 동시에 태양이 하늘에서 사라질 것이다.
또, 우리가 보는 태양빛은 평균 17만 년 전의 빛이기도 하다. 왜냐하면 태양의 핵에서 생성된 빛이 광구까지 나와서 방출되기까지 약 17만 년이 걸리기 때문이다. 태양의 반지름은 대략 70만 km로 빛의 속도로 약 2초 정도가 걸리는 거리지만, 태양의 내부에서 엄청난 양의 전자들과 부딪히면서 빛의 이동거리가 길어지기 때문에 결과적으로는 17만 년 정도 걸린다. 감마선의 형태로 방출된 핵융합 에너지는 태양 내부에서 여러 입자 사이에서 반사되어 떠돌며 차츰 에너지를 잃고 광구에 도달하면 가시광선의 형태로 우주 공간에 방출된다.

12. 문화


인간뿐 아니라 지구의 모든 자연현상과 생명체에게 중요성이 막대한 천체이기에, 각종 신화나 전설에서도 신 내지 신급의 위대한 존재로 등장하며 신 중에서도 위상이 매우 높은 것이 일반적이다. 또한 전세계적으로 태양과 관련된 신의 수도 매우 많다. 아무래도 인류에게 있어 종교의 역사 이전부터 경외감을 느끼기 좋은 대상이었기 때문으로 보인다. 심지어 한 신화에 태양을 상징하는 신성이 다섯 이상일 때도 있다. 가장 유명한 태양신으로는 이집트 신화, 그리스 신화아폴론, 일본 신화아마테라스[26]가 있다. 세계의 태양신 목록
뭔가 대단한 것을 이를 때 태양에 비유하곤 하며, 보통 유일하고 대체할 수 없으며 강력한 존재를 상징한다. 루이 14세의 별명이 태양왕이다. 또는 세상에 단 하나뿐이며 가장 소중한 존재라는 의미로 사랑을 일컫는 말로도 쓰인다.
아르헨티나 인근 국가들의 국기, 정확히 말하자면 아르헨티나우루과이, 그리고 이후 나뉘어진 페루-볼리비아 연합의 국기를 보면 사람 얼굴이 있는 태양이 그려져 있는데, 이는 잉카 문명의 태양신 인티에게서 비롯된 문양이다. 명칭은 5월의 태양인데, 여기서 5월은 1810년에 스페인에게서 아르헨티나가 독립하는 단초가 된 아르헨티나 5월 혁명을 뜻한다고.
유니코드 문자상으로는 ☀로도 쓰인다.
이능력을 소재로 한 대중매체에서는 태양에 관련되면 신성하거나 매우 강력한 능력을 가진 것으로 등장한다.
문학에서는 보통 태양이 밝고 따뜻하기 때문에 긍정적으로 쓰이지만, 사막이나 백야가 있는 북반구 등을 배경으로 한 작품에서는 부정적으로 묘사될 때도 있다.
2013년 6월 모의고사에서 선명하게 나뭇잎을 핥았다(?)고 한다.

12.1. 신화, 종교, 설화에서


태양신 항목 참조.

12.2. 대중문화에서



13. 여담


  • 태양의 핵에서 생성되는 에너지의 양은 1세제곱미터당 약 276.5와트로 이것은 고작 도마뱀의 대사량 정도밖에 안 되는(!) 일률이다. 즉 부피 당으로는 인간이 체온으로 내는 열이 더 많다. 태양이 많은 에너지를 내는 것은 부피당 일률이 높기 때문이 아니라 핵 자체의 부피가 어마어마하게 크기 때문이다.
  • 태양이 1초에 만들어 내는 에너지는 3.9 X 1026J이며 E=mc2의 공식에 의해 1초 동안에 6.57억 톤의 수소가 합쳐져서 6.53억 톤의 헬륨이 생성되어 줄어든 질량만큼 에너지로 전환된다. 하지만 태양이 평생 에너지로 전환되어 소모하는 질량은 0.1%도 되지 않으며 이는 블랙홀 충돌[32]이나, 초신성 폭발, 블랙홀에 빨려들어가는 가스가 강착원반의 형태가 되어 방출하는 에너지 효율[33]에 비하면 턱없이 적은 비율이다.
  • 태양의 핵에서 핵융합을 통해 발생한 광자가 태양 표면까지 도달하는 데는 약 10만 년이 걸린다고 한다. 단순히 빛의 속도로 태양의 반경을 지나치는 데에는 2초면 충분하지만 태양 내부는 매우 불투명하기 때문에 흡수-재방출을 거쳐 탈출하는 데 걸리는 시간이 매우 길다. 반면 똑같이 핵융합의 부산물인 중성미자의 경우 물질의 간섭을 거의 받지 않기 때문에 빛의 속도로 태양을 탈출한다. 따라서 태양 중성미자를 검출함으로써 태양 중심부에서는 아직도 핵융합이 활발하게 이루어지고 있음을 확인 가능하다. 한편 태양으로부터 오는 중성미자의 검출량이 예측값의 1/3에 불과해 한동안 수수께끼로 남아있었지만 중성미자 진동이 발견됨으로써 해결되었다.
  • 안드로메다 은하와의 데스매치로 은하가 개판날 때 같이 휘말릴 것이라는 얘기도 있지만, 이는 항성 간 거리와 상호 중력 관계를 감안했을 때, 거의 무시해도 좋을 만큼 낮은 확률이라고 한다. 단, 우리 은하의 중력권에서 안드로메다 은하 중력권으로 옮겨 탈 확률은 있으나 어차피 두 은하는 끝내 하나의 거대 은하가 된다. 그 은하의 이름은 밀코메다.
  • 태양의 법적 소유권을 주장한 사람도 나왔다. 이미 공증 절차도 마쳤다고 한다. 관련 기사 이로 인해 조너스 소크의 말이 뒤틀려 버렸다...고 하긴 뭐한게 이미 문서의 데니스 호프의 사례에서 보듯, 이 개인의 천체에 대한 '법적 소유권'은 그냥 사기이다. 애초에 공증이고 자시고간에 지구 일개 국가의 법원은 천체까지 관할권이 없다. 어차피 미래에는 국가간의 경쟁이 될 것이 뻔한데도 이렇게 소유권을 주장하는 이유는 가치도 없는 소유권을 팔아서 돈벌려는 개수작때문이다.
  • 태양의 표면의 플라즈마가 끓어 오르는 형태가 세포집합처럼 보이는데 각 세포의 크기는 텍사스주만하다고. 링크
  • 원래 태양 옆에 쌍둥이 별이 있었다는 가설이 나오고 있다.#

14. 관련 문서


[사진] [image][1] 왼쪽 사진의 불기둥의 크기는 지구보다 크다. 다만 지구는 태양과의 거리가 굉장히 멀어서 직접적인 영향은 주지 않으나 간접적인 영향을 주는 경우도 있다.[2] 태양은 플라스마 상태이기 때문에 위도에 따라 자전 주기가 24일에서 36일까지 다르게 나타난다. 저위도일수록 자전 주기가 짧다.[3] 현재의 태양은 헬륨보다 무거운 원소들을 만들어낼 수 없기 때문에 수소와 헬륨을 제외한 모든 원소들은 전부 오래전 죽은 별의 시체에서 기원한 물질들이다. 물론 태양의 수소와 헬륨도 일부는 이러한 별의 시체에서 기원한 것들이 많다.[4] 태양이 작은 별이라는 인식이 퍼진 건 밤하늘에 보이는 별 중에는 태양보다 작은 별이 거의 없기 때문이다. 실제로는 태양보다 작은 별이 훨씬 많지만 어두워서 안 보이는 것 뿐이다.[5] 잘 보면 12분 24초에 금성이 지나가는 것을 확인할 수 있다. 아울러 간간히 일식도 보인다.[6] 빛의 파장보다 지름이 작은 공기 중의 미립자에 의한 빛의 산란.[7] 때문에 우주에서는 청색~청백색 빛을 띄는 A, F형 주계열성들이 백색~황백색으로 보이는 것이다.[8] 쿠르츠게작트의 영상.[온도변화] [image][9] 이 질량을 기준으로 한 단위도 있는데 태양질량(기호 M)이라고 한다.[10] 이 중에서도 0.1%는 목성이, 토성이 0.03% 정도를 차지한다. 나머지 6개 행성과 위성들, 소행성들이 차지하는 비율은 0.01%밖에 되지 않는다.[11] 이들은 보통 0.4광년만 떨어져도 안 보인다. 반면에 태양은 0.4광년은 물론 10배인 4광년이 떨어져도 매우 밝게 보이고 40광년 떨어져도 보인다.[12] 부분 일식으로 99%가 가려진 상태에서도 직시할 경우 영구적인 시력 손상을 줄 수 있다고 한다.[13] 태양 관측용으로 사용되는 필터의 차광율은 보통 99.999% 정도 된다.[14] 직접 눈으로 피사체를 보는 것이 아닌 따로 설치된 디지털 LCD 화면[15] 밝기 순서대로 시리우스, 알타이르, 알파 센타우리[16] 서울에서 부산까지 2초면 간다![17] 2000년대 이전 서적에서는 50억 년 남았다고 기재된 경우가 많았다. 연구가 불충분했기 때문이다.[18] 성운이 압축되는 원인으로는 여러 가지가 있을 수 있으며, 대표적으로 은하 간의 병합, 초신성, 은하 나선팔에 의한 밀도파 등이 제시된다.[19] 일반적으로 이 시점부터 항성으로 취급한다.[20] 보통 태양 질량의 13~28배에 태양과 비슷한 중원소를 가지고 있다면 거대한 항성들은 지름이 태양의 1,000~2,000배나 커지고 초신성 폭발 후 중성자별로 된다. 다만 태양의 경우 질량이 부족하기 때문에 이 정도만 커진다.[21] 수성, 금성까지는 삼켜질 것이 확실하나 지구는 불확실하다. 현재 지구 궤도를 집어삼킬 만큼 부피가 팽창하리라 예상되지만, 적색거성화와 동시에 상당한 질량을 잃어서 중력이 약해지고 지구의 공전궤도 또한 커져서 파괴되지 않을 수도 있다. 이때 태양 대기권 안으로 들어갔다고 행성 자체가 녹거나 하지는 않는다. 대기가 희박하기 때문. 만약 예상보다 더 안쪽으로 들어갈 경우 태양 대기의 영향으로 공전 속도가 점점 느려지며 안쪽으로 낙하하다가 태양의 조석력 때문에 몇 조각으로 부서지며 결국 최후를 맞게 된다.[22] 이 백색 왜성을 지금 태양 위치에 가져다두면 지구에서 봤을 때 최대 보름달 정도의 밝기로밖에 보이지 않는다.[23] 이 시점에서 이미 한참 전에 우리 은하와 안드로메다 은하가 충돌한다. 이 충돌 과정에서 복잡한 중력 간섭이 일어날 수 있는데 이 과정에서 태양계는 중심부로 끌려갈 수도 있고, 아니면 은하 중력권에서 튕겨나가 떠돌이 행성계가 될 수도 있다. 만약 튕겨나가지 않았다면 궁극적으로 무수한 시간 후에는 은하 중심 블랙홀에 흡수될 것이다.[24] 태양보다 훨씬 최근에 태어난 별 중에도 중원소가 태양보다 더 적은 별들이 있다. 가령 베가는 4~6억 년 전에 태어났지만 중원소가 태양보다 훨씬 적은 2세대 별로 분류된다.[25] 사족으로 1세대 항성, 즉 최초의 항성을 퍼스트 스타라고 한다. 이 퍼스트 스타는 매우 거대했을 것으로 예상되는데, 이때는 우주에 수소와 헬륨밖에 없었으므로 핵융합에 필요한 온도까지 별을 가열하려면 매우 큰 질량이 필요했을 것이기 때문이다.[26] 태양신 중에서는 드물게 여신이다.[27] 이 캐릭터의 문장인 용기의 문장이 태양 모양이다.[28] 클리어 목표이다.[29] 죠르노는 이탈리아어로 태양이란 뜻이다[30] 정작 아버지인 DIO는 태양에 치명적인 흡혈귀이다[31] 교복 등에 태양 마크가 있고 2003 XI도 있다.[32] 순간적으로 충돌하면서 중력파로 방출되는 에너지는 질량의 10~20%에 달한다.[33] 질량의 최대 10~50%가 에너지로 전환된다.