문서의 임의 삭제는 제재 대상으로, 문서를 삭제하려면 삭제 토론을 진행해야 합니다. 문서 보기문서 삭제토론 태양 (문단 편집) == 구조 == || {{{#!wiki style="margin: -26px -10px -5px" [[파일:ff8a5c75ef5971907e98f01641fb7792.jpg|width=100%]]}}} || || '''태양은 안쪽부터 복사층, 대류층, 광구, 채층, 코로나로 구성되어 있다''' || || {{{#!wiki style="margin: -5px -10px -5px" [youtube(J0ldO87Pprc)]}}} || || '''태양을 부위별로 지구로 가져온다면?'''[* [[쿠르츠게작트]]의 영상.] || * 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 [[파일:태양_대기_온도.jpg]]] * 광구 태양에서 실질적으로 빛이 나오는 구역으로 우리가 보통 태양의 표면으로 인식하는 '[[광원|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 수백 km정도까지 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 [[대류]]를 통해 열이 전달된다. 태양 표면에서 많은 수의 쌀알 무늬들이 보이는 것도 우리가 대류층의 단면을 보고 있는 것이기 때문. 태양의 자기장은 대류층의 [[플라스마]] 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 [[복사]]를 통해 열이 외부로 전달되기 때문에 이러한 이름이 붙었다. 빽빽한 플라스마 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 년'''이 걸리는 것으로 알려져 있다. * 핵 태양의 가장 중심부에 위치한 구조이다. 태양 반지름의 약 0.2배 정도까지의 영역을 칭하며 온도는 1570만[[켈빈|K]]정도로 가장 높다. p-p 반응에 의한 수소 [[핵융합]]이 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. 이 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]] ##코로나19와 관련된 유머성 취소선의 기입이 잦습니다. 가독성에 부정적인 영향을 끼침으로 이러한 사견은 자제해주시길 바랍니다. 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 [[X선]]을 방출하며, 극히 높은 온도에 의해 철이 전리된 Fe^^+9^^와 Fe^^+13^^이온에 따른 금지선(각각 [Fe X]와 [Fe XIV]로 표기)이 관찰된다.[* 각각 637.4 nm와 530.3 nm의 파장을 갖는다. 전자는 형성에 130만 K, 후자는 230만 K의 온도가 필요하다. 플레어가 일어날 때는 더 높은 온도가 필요한 Ca^^+14^^(360만 K의 온도가 필요)의 분광선도 나타난다.] 5,000~6,000K에 불과한 태양 표면보다 [[코로나]]가 200배나 높은 온도를 가지고 있는데, 태양이 에너지를 등방적으로 방출하는 아주 단순한 구조를 가지고 있다는 가정을 할 경우 안쪽보다 바깥쪽의 온도가 더 높은 이 현상은 [[열역학 제2법칙]]에 정면으로 위배되는 것처럼 보인다. 이 문제를 코로나 가열 문제라고 하며 가장 유력한 설은 태양 표면에서 제트처럼 분출되는 기체가 코로나 속에서 [[초음속]]이 되어서 저항을 받아 [[운동에너지]]가 열에너지로 변하기 때문이라는 것이다. 아직까지 이를 명확하게 설명해주지 못하기 때문에 태양 [[천문학]]의 주요 떡밥이다. 자세한 것은 [[코로나|해당 문서]]로.저장 버튼을 클릭하면 당신이 기여한 내용을 CC-BY-NC-SA 2.0 KR으로 배포하고,기여한 문서에 대한 하이퍼링크나 URL을 이용하여 저작자 표시를 하는 것으로 충분하다는 데 동의하는 것입니다.이 동의는 철회할 수 없습니다.캡챠저장미리보기