태양의 대기

태양의 대기

 

• 태양의 표면은 주로 채광 구역, 대류 층, 방사선 층으로 이루어져 있다. 채굴 구역은 우리의 보이지 않는 태양의 표면이며, 그 아래로는 태양이 가시광선으로 불투명해진다. 가시광선은 광구보다 높은 고도에서 자유롭게 우주로 뻗어나가고 가시광선 에너지는 태양으로부터 완전히 빠져나간다. 불투명도 변화 이유는 가시광선을 쉽게 흡수하는 H이온의 양이 줄어들기 때문이다. 광산 지역은 수심이 수십에서 수백 킬로미터로 지구의 공기보다 조금 더 불투명하다. 전구의 상층부는 하층보다 온도가 낮기 때문에 상층부의 가장자리는 태양의 그림 때문에 원반 중앙부보다 어둡게 보이지만 이것을 주관적 감수성이라고 한다.
• 대류층에서는 대류층에서 발생하는 상승흐름이 태양의 표면에 쌀알 무늬나 초대형 쌀알 무늬를 형성한다.
• 방사선 층에서 열 복사는 노심의 뜨거운 열을 외부로 전달하기에 충분하다. 이 층에서는 열 대류가 발생하지 않지만, 내부 물질은 상층으로 올라가면서 냉각된다. 방사층과 대류층 사이에는 이른바 타코 라인이 있다. 여기서 단일 회전과 대류층의 차등 회전 사이에 미묘한 주도적 교류가 일어나고, 다른 층들 사이에 연속적인 수평층이 미끄러지는 것이다.

 

태양권 상공의 전체 고도를 총칭하여 태양 대기라고 한다. 태양 대기는 전자파 스펙트럼 전체에 걸쳐 가시광선과 감마선에 이르기까지 관측할 수 있는 망원경으로 볼 수 있다. 태양의 대기도 크게 5가지로 나뉜다. 색층, 전이 지역, 코로나는 태양 표면보다 훨씬 뜨겁지만, 그 이유는 완전히 분명하지는 않지만 고산파가 코로나를 그렇게 뜨겁게 달구기에 충분한 에너지를 가지고 있다는 증거가 나왔다. 태양의 최저기온은 전구로부터 약 500km 떨어진 층으로, 온도는 4,100km이다. 이곳의 온도는 낮고, 물처럼 단순한 분자가 있을지도 모른다. 극저온층 위 2,000km의 층에는 크로마층이라는 부분이 있지만, 일본 음식의 처음과 끝에 있는 채색 빛이 반짝반짝해 보여 붙여진 이름이다. 고도가 높을수록 온도가 높지만 가장 높은 곳은 약 2만 km로 유지된다.

태양 대기의 특징

수위보다 약 200km 정도 두께의 직물 면적이 있지만, 바닥에서 윗부분까지 직물 면적의 온도는 2만 켈빈에서 100만 켈빈으로 뛴다. 이처럼 급격한 기온 상승의 이유는 전환 지역의 헬륨 가스가 완전히 이온화되기 때문이다. 지구에서 전이 영역을 보는 것이 쉽지는 않지만 전자기 스펙트럼에서 자외선에 민감한 관측 메커니즘으로 우주에서 태양을 관측하면 쉽게 알 수 있다. 그다음에 코로나가 있는데, 코로나가 태양으로부터 뻗어 나와 노천으로 숨을 내쉬었다는 뜻이다. 이 코로나의 분출은 태양풍을 형성하기도 한다. 이 코로나의 평균 온도는 100만~200만 k이지만 높은 곳에서 800만~2000만 k를 발생시킨다. 비록 코로나의 온도가 왜 그렇게 높은 지는 정확히 알 수 없지만, 많은 과학자들은 자기 결합이 적어도 이 온도 상승의 원인이라고 믿는다. 태양 주위를 도는 태양풍 플라스마로 채워진 태양계는 태양 반지름의 약 20배에서 태양계 바깥 표면까지 뻗어 있다.