태양.

태양.

태양은 투명한 태양 필터를 통해 포착됩니다.
이름	태양, 솔,[1] 솔, 헬리오스[2]
형용사	솔라[3]
기호.
관측자료
지구로부터의 평균 거리	1 AU 149,600,000km 93,000,000 mi 8분 19초, 광속[4]
시각적 밝기	-26.74(V)[5]
절대규모	4.83[5]
스펙트럼 분류	G2V[6]
금속성	Z = 0.0122
각크기	0.527~0.545°[8]
궤도특성
은하수 중심부로부터의 평균 거리	26,660 광년
은하기	2억 2,500만 년
속도	251 km/s (156 mi/s) 은하 중심 궤도 20 km/s (12 mi/s) 별이 빛나는 동네로 370km/s(230mi/s) 우주 마이크로파 배경으로[9]
불투명성	7.25° (ecliptic)[5] 67.23°(galactic면)
북극점 우천	286.13° (286° 7′ 48″)[5]
북극점의 위치	+63.87° (63° 52′ 12"N)[5]
사이드리얼 회전 주기	25.05일(equator) 34.4일(poles)
적도 회전 속도	초속 1.997km[10]
신체적 특성
적도반경	696,000km 432,000 mi[11][12] 109 × 지구 반지름[10]
평탄화	0.00005[5]
표면적	6.09×10^12 km2 2.35×10^12 sq mi 12,000 × 지구[10]
용량	1.412×1018 km3 1,300,000 × 지구
덩어리	1.9885×1030 kg[5] 4.3839×1030 lb 332,950 지구[5]
평균밀도	1.408g/cm3 0.0509 lb/cu in 0.255 × 지구[5][10]
나이	46억[13][14] 년
적도 표면 중력	274m/s2 900피트/s2[5] 28 × 지구[10]
관성모멘트계수	≈0.070[5]
표면 탈출 속도	초속 617.7km 55 × 지구[10]
온도	15,700,000K (중심)[5] 5,772 K (광구)[5] 5,000,000K (코로나)
광도	3.828×10W26[5] 3.75x10lm28 98lm/W 효능
색상(B-V)	0.656[15]
평균 광량	2.009×107 W·m−2·sr−1
질량별 광구 조성	수소 73.46% 헬륨 24.85% 0.77% 산소 탄소 0.29% 철 0.16% 0.12% 네온 질소 0.09% 실리콘 0.07% 마그네슘 0.05% 유황[16] 0.04%

태양은 태양계의 중심에 있는 별입니다. 그것은 핵융합 반응에 의해 생성된 에너지에 의해 팽창되고 가열되는 거대하고 뜨거운 플라즈마 공입니다. 이 에너지의 일부는 표면에서 빛, 자외선, 적외선 복사로 방출되어 지구 생명체에게 대부분의 에너지를 제공합니다. 태양은 많은 문화에서 숭배의 대상이었습니다. 고대부터 천문학 연구의 중심 주제였습니다.

태양은 은하 중심을 26,660 광년 거리로 공전합니다. 지구로부터는 평균 1AU (1.496×10⁸ km) 또는 약 8광분 거리에 있습니다. 지름은 약 1,391,400 km (864,600 mi; 4.64 LS)로 지구의 109배입니다. 질량은 지구의 약 33만 배로 태양계 전체 질량의 약 99.86%를 차지합니다.^[17] 태양 질량의 약 4분의 3은 수소(~73%)로 구성되어 있으며, 나머지는 대부분 헬륨(~25%)이며, 산소, 탄소, 네온, 철을 포함한 훨씬 적은 양의 무거운 원소가 있습니다.^[18]

태양은 G형 주계열성(G2V)으로, 비공식적으로는 황색 왜성이라고 불리지만 실제로는 빛이 흰색입니다. 그것은 약 46억년^[a][13][19] 전에 거대 분자 구름의 한 영역 내에서 물질의 중력 붕괴로 형성되었습니다. 이 물질의 대부분은 중심부에 모여 있는 반면, 나머지는 태양계가 된 궤도 원반으로 평평해졌습니다. 중심 질량은 너무 뜨겁고 밀도가 높아져서 결국 중심핵에서 핵융합을 시작했습니다. 거의 모든 별들이 이 과정에 의해 형성된다고 생각됩니다.

매초마다 태양의 핵은 약 6억 톤의 수소를 헬륨으로 융합하고 400만 톤의 물질을 에너지로 변환합니다. 먼 미래에는 태양 중심부의 수소 융합이 더 이상 정수압 평형 상태에 있지 않을 정도로 줄어들면 중심부의 밀도와 온도가 현저하게 증가하여 외층이 확장되어 결국 태양을 적색 거성으로 변화시킬 것입니다. 이 과정은 현재로부터 약 50억 년 후에 지구를 사람이 살 수 없게 만들 수 있을 정도로 태양을 크게 만들 것입니다. 그 후 태양은 외층을 벗겨내고 밀도 높은 형태의 냉각 별(백색왜성)이 되어 더 이상 핵융합에 의해 에너지를 생산하지 않지만, 여전히 빛을 내며 수조 년 동안 이전 핵융합에서 나온 열을 방출할 것입니다. 그 후 더 이상 에너지를 방출하지 않는 초밀도 블랙 왜성이 된다는 이론이 세워집니다.

어원

sun이라는 영어 단어는 Old English sunne에서 발전했습니다. 동족은 서프리지아어, 네덜란드어 존어, 저독일어 순어, 표준 독일어 순어, 바이에른어 순어, 고대 노르드어 순어, 고딕어 순어 등의 다른 게르만어에서도 출현합니다. 이 모든 단어들은 게르만어의 원어 *sunnon에서 유래합니다.^[20][21] 이것은 궁극적으로 인도유럽어족의 다른 어족에서 태양을 뜻하는 단어와 관련이 있지만, 대부분의 경우 라틴어 솔, 고대 그리스어 ἥλιος(h ē리오스), 웨일스어, 체코어 슬런시와 같이 n에서 유전적인 줄기가 아닌 l을 갖는 지명 줄기가 발견됩니다. 산스크리트어 स्वर(svár)와 페르시아어 خور(xvar)뿐만 아니라 (*l > r)도 있습니다. 실제로 L-stem은 게르만어에서도 살아남았고, *sowelan은 고딕 사우일(순노어와 함께)과 고대 노르드어 프로사이어 솔(시적인 순나어와 함께)을 낳았고, 이를 통해 현대 스칸디나비아 언어에서 태양을 뜻하는 단어를 만들었습니다. 스웨덴어와 덴마크어 솔, 아이슬란드어 솔 등.^[21]

영어로 된 태양의 주요 형용사들은 햇빛을 받아 맑으며, 기술적인 맥락에서는 라틴어 솔(sol)에서 태양(/ˈ sol ə r/)을 ʊ하는데, 후자는 태양의 날, 일식, 태양계와 같은 용어들로 발견됩니다. 그리스어 헬리오스에서 희귀 형용사 헬리오스(/ˈ히 ː리 æk/)가 왔습니다. 영어에서 그리스어와 라틴어 단어는 시에서 태양, 헬리오스(/ˈ히 ː리 ə스/)와 솔(/ˈ스 ɒ스/)의 의인으로 등장하며, SF에서는 솔이 태양과 다른 별을 구별하는 데 사용될 수 있습니다. 작은 소문자를 가진 솔이라는 용어는 행성 천문학자들이 화성과 같은 다른 행성에서 태양일 동안 사용합니다.^[24]

일요일이라는 영어 평일 이름은 고대 영어 sunnand æg "sun's day"에서 유래했으며, 이는 라틴어 문구 di ē solis를 게르만어로 해석한 것이며, 그 자체는 고대 그리스 ἡ μέρα ἡλίου(h ē mera h ēliou) '태양의 날'을 번역한 것입니다. 태양의 천문학적 기호는 중심점이 있는 원입니다. 이것은_☉ M (태양질량), R_☉ (태양 반지름), L (태양_☉ 광도)와 같은 단위에 사용됩니다.

일반적 특성

태양은 태양계 질량의 약 99.86%를 차지하는 G형 주계열성입니다. 태양의 절대등급은 +4.83으로 은하수에 있는 별들의 약 85%보다 밝을 것으로 추정되며, 이들 대부분은 적색왜성입니다.^[26][27] 태양은 인구 I, 또는 원소가 많이 존재하는 ^[b]별입니다.^[28] 그 형성은 근처에 있는 하나 또는 그 이상의 초신성으로부터의 충격파에 의해 촉발되었을 수 있습니다.^[29] 이것은 태양계의 금과 우라늄과 같은 무거운 원소들이 소위 인구 II, 무거운 원소가 부족한 별들에 있는 이러한 원소들의 풍부함에 비해 매우 풍부함에 의해 제안됩니다. 무거운 원소들은 초신성 동안의 흡열 핵반응이나 거대한 2세대 항성 내에서 중성자 흡수를 통한 변환에 의해 생성되었을 가능성이 가장 높습니다.^[28]

태양은 지구의 하늘에서 가장 밝은 물체로 겉보기 등급은 -26.74입니다.^[30][31] 이는 겉보기 등급이 -1.46인 다음으로 밝은 별 시리우스보다 약 130억 배 밝습니다.

1 천문단위(약 1억 5천만 킬로미터, 9천 3백만 마일)는 태양과 지구의 중심 사이의 평균 거리로 정의됩니다. 지구가 1월 3일부터 7월 4일까지 근일점에서 원일점으로 이동하면서 순간적인 거리는 약 ±250만 km 또는 155만 마일 정도 변합니다.^[32] 평균 거리에서 빛은 태양의 지평선에서 지구의 지평선까지 약 8분 20초 만에 이동하는 반면,^[33] 태양과 지구의 가장 가까운 지점의 빛은 약 2초가 덜 걸립니다. 이 햇빛의 에너지는 광합성으로 지구의 거의 모든 생명체를^[c] 지탱하며,[34] 지구의 기후와 날씨를 주도합니다.

태양은 명확한 경계가 없지만 광구 위의 높이가 증가함에 따라 밀도가 기하급수적으로 감소합니다.^[35] 측정을 위해 태양의 반지름은 중심에서 태양의 겉보기 가시 표면인 광구 가장자리까지의 거리로 간주됩니다.^[36] 이 측정에 따르면 태양은 편평도가 900만 분의 1로 추정되는 거의 완벽한 구이며,^[37][38][39] 이는 태양의 극직경과 적도직경이 불과 10킬로미터(6.2마일) 차이가 난다는 것을 의미합니다.^[40] 행성의 조석 효과는 약하고 태양의 모양에 큰 영향을 미치지 않습니다.^[41] 태양은 극보다 적도에서 더 빠르게 회전합니다. 이 미분회전은 열전달로 인한 대류운동과 태양의 회전으로 인한 코리올리 힘에 의해 발생합니다. 별들에 의해 정의된 기준틀에서 자전 주기는 적도에서 약 25.6일, 극에서 약 33.5일입니다. 태양의 궤도를 돌면서 지구에서 볼 때 태양의 적도에서의 겉보기 자전 주기는 약 28일입니다.^[42] 북극 위의 유리한 지점에서 볼 때, 태양은 회전축을 중심으로 반시계 방향으로 회전합니다.^[d][43]

구성.

태양은 주로 수소와 헬륨 원소로 구성되어 있습니다. 태양의 생명체에서 이 시기에 이들은 광구에서 태양 질량의 74.9%와 23.8%를 각각 차지합니다.^[44] 천문학에서 금속이라고 불리는 모든 무거운 원소는 질량의 2% 미만을 차지하며, 산소(태양 질량의 약 1%), 탄소(0.3%), 네온(0.2%), 철(0.2%)이 가장 풍부합니다.^[45]

태양 연구에서는 척도 로그 단위인 각 요소 지수의 풍부함을 표현하는 것이 더 일반적입니다. ${\displaystyle \mathrm{A}(e)}$ $=$ ${\displaystyle 12}$+ ${\displaystyle {\mathrm{lo}}_{}\mathrm{g}}$ ${\displaystyle \frac{}{}}$ ${\displaystyle }$ (${\displaystyle \frac{n}{}}$H${\displaystyle \frac{)}{}}$ ${\displaystyle \mathrm$ {A}${\displaystyle \mathrm{}}$(e) =$12$ +\$log$_{$10} ({\frac {ne$}{n$\mathrm$ $\{$H}}})}. 'e'는 문제의 원소이고 nH는 수소 원자의 개수입니다. 정의에 따르면 수소는 태양 주기의^[46] 단계에 따라 약 10.3에서 10.5 사이에서 헬륨의 풍부함이 변하며, 탄소는 8.47, 네온은 8.29, 산소는 7.69^[47], 철은 7.62입니다.

태양의 원래 화학적 조성은 성간 매질로부터 물려받아 형성되었습니다. 원래는 수소 71.1%, 헬륨 27.4%, 무거운 원소 1.5% 정도였을 것입니다.^[44] 태양의 수소와 대부분의 헬륨은 우주의 첫 20분 동안 빅뱅 핵합성에 의해 생성되었을 것이고, 더 무거운 원소들은 태양이 생성되기 전에 이전 세대의 별들에 의해 생성되었을 것입니다. 그리고 항성 생명체의 마지막 단계와 초신성과 같은 사건에 의해 성간 매질로 퍼집니다.^[48]

태양이 형성된 이래로 주요 핵융합 과정은 수소를 헬륨으로 융합하는 것이었습니다. 지난 46억 년 동안 태양 내 헬륨의 양과 헬륨의 위치는 점차 변화했습니다. 핵 내에서는 핵융합으로 인해 헬륨의 비율이 약 24%에서 약 60%로 증가했고, 헬륨과 무거운 원소 중 일부는 중력 때문에 광구에서 태양 중심으로 정착했습니다. 무거운 원소의 비율은 변하지 않습니다. 열은 대류에 의해서가 아니라 복사에 의해서 태양 중심부에서 바깥쪽으로 전달되기 때문에, 핵융합 생성물은 열에 의해서 바깥쪽으로 들어올려지지 않습니다. 핵융합 생성물은 핵에^[49] 남아 있고, 현재 태양 중심부가 헬륨을 융합할 수 있을 정도로 뜨겁거나 밀도가 높지 않기 때문에 점차 헬륨의 내부 중심부가 융합될 수 없는 형태로 형성되기 시작했습니다. 현재의 광구에서는 헬륨 분율이 감소하고, 금속성은 원시성 단계(핵융합이 시작되기 전)의 84%에 불과합니다. 앞으로 헬륨은 중심핵에 계속 축적될 것이며, 약 50억 년 후에는 이러한 점진적인 축적으로 인해 결국 태양은 주계열성을 벗어나 적색 거성이 될 것입니다.^[50]

광구의 화학적 구성은 일반적으로 원시 태양계의 구성을 대표하는 것으로 간주됩니다.^[51] 위에서 설명한 태양 중원소 함량은 일반적으로 태양 광구의 분광법과 용융 온도로 가열된 적이 없는 운석의 풍부함을 측정하여 측정합니다. 이 운석들은 원시성계 태양의 구성을 유지하는 것으로 생각되며, 따라서 무거운 원소의 침전에 영향을 받지 않습니다. 두 가지 방법은 일반적으로 잘 일치합니다.^[18]

구조와 융합

코어

태양의 중심부는 태양 반지름의 약 20~25%까지 뻗어 있습니다.^[52] 최대 150g/cm^3[53][54](물 밀도의 약 150배)의 밀도와 1,570만 켈빈(K)에 가까운 온도를 가지고 있습니다.^[54] 대조적으로 태양의 표면 온도는 약 5800K입니다. SOHO 임무 데이터에 대한 최근의 분석은 위의 복사 영역에서보다 코어에서 더 빠른 회전 속도를 선호합니다.^[52] 태양의 대부분의 생애 동안 에너지는 양성자-양성자 사슬을 통해 핵융합에 의해 생성되어 왔으며, 이 과정은 수소를 헬륨으로 변환시킵니다.^[55] 현재 태양에서 발생하는 에너지의 0.8%만이 CNO 순환이라고 불리는 또 다른 일련의 핵융합 반응에서 발생하지만, 이 비율은 태양이 나이가 들고 빛이 나면서 증가할 것으로 예상됩니다.^[56][57]

핵은 태양에서 유일하게 핵융합을 통해 상당한 양의 열에너지를 생산하는 지역입니다. 전력의 99%는 태양 반지름의 24% 이내에서 생산되며, 반지름의 30%까지 핵융합은 거의 완전히 중단되었습니다. 태양의 나머지 부분은 많은 연속적인 층을 통해 바깥쪽으로 이동하면서 이 에너지에 의해 가열되고, 마침내 태양 광구로 이동하여 방사선(광자) 또는 이류(거대한 입자)를 통해 우주로 탈출합니다.^[58][59]

양성자-양성자 사슬은 중심핵에서 매초 약 9.2×10번³⁷¹¹ 발생하며, 매초 약 3.7×10개의³⁸⁵⁶ 양성자를 알파 입자(헬륨 핵)로 변환시킨다. 그러나 각 양성자는 PP 사슬을 사용하여 다른 양성자와 융합하는 데 약 90억 년이 걸립니다.^[58] 네 개의 자유 양성자(수소 핵)를 하나의 알파 입자(헬륨 핵)에 융합하면 융합된 질량의 약 0.7%가 에너지로 방출되기 ^[60]때문에 태양은 384.6요타와트(3^[61].846×10W²⁶),^[5] 즉 9에 대해 초당 426만 톤의 질량-에너지 변환 속도로 에너지를 방출합니다.초당 192×10¹⁰ 메가톤의 TNT. 태양의 출력이 큰 것은 중심핵의 크기와 밀도가 크기 때문이며, (지구와 지구의 물체에 비해) 입방미터당 발생하는 전력은 상당히 적습니다. 태양 내부의 이론적인 모델은 중심부에서 최대 전력 밀도, 즉 에너지 생산이 세제곱미터당 약 276.5와트임을 나타내며,^[62] 칼 크루젤니키에 따르면 퇴비 더미 내부의 전력 밀도는 거의 같습니다.^[63]

핵의 핵융합 속도는 자기 교정 평형 상태에 있습니다. 핵융합 속도가 약간 높으면 핵이 더 가열되고 외층의 무게에 대해 약간 팽창하여 밀도가 감소하여 핵융합 속도가 감소하고 섭동이 수정됩니다. 그리고 약간 낮으면 핵이 냉각되고 약간 수축됩니다. 밀도를 증가시키고 융합 속도를 증가시키고 다시 현재 속도로 되돌립니다.^[64][65]

복사권

복사 영역은 태양 반지름 0.45 태양의 가장 두꺼운 층입니다. 핵에서 약 0.7 태양 반경까지 열복사는 에너지 전달의 주요 수단입니다.^[66] 온도는 중심부에서 멀어질수록 약 700만 켈빈에서 200만 켈빈으로 떨어집니다.^[54] 이 온도 구배는 단열 소멸률의 값보다 작으므로 대류를 구동할 수 없으며, 이것은 왜 이 영역을 통한 에너지의 전달이 열 대류 대신 방사선에 의한 것인지를 설명합니다.^[54] 수소와 헬륨의 이온은 광자를 방출하는데, 광자는 짧은 거리만 이동하다가 다른 이온에 의해 재흡수됩니다.^[66] 밀도는 복사 영역의 맨 위인 0.25 태양 반경에서 0.7 반경 사이에서 100배(200 kg/m에서³ 200 kg/m³) 떨어집니다.^[66]

타코클라인

복사 영역과 대류 영역은 전이층인 타코클라인에 의해 분리됩니다. 이 영역은 복사 영역의 균일한 회전과 대류 영역의 차등 회전 사이의 급격한 체제 변화로 인해 둘 사이에 큰 전단이 발생하는 영역으로, 연속적인 수평 층이 서로 미끄러져 지나가는 조건입니다.^[67] 현재, 이 층 내의 자기 다이너모가 태양의 자기장을 생성한다는 가설이 있습니다(태양 다이너모 참조).^[54]

대류권

태양의 대류 영역은 0.7 태양 반경(50만 km)에서 표면 근처까지 뻗어 있습니다. 이 층에서 태양 플라즈마는 복사를 통해 내부의 열 에너지를 외부로 전달할 만큼 밀도가 높거나 뜨겁지 않습니다. 대신, 플라즈마의 밀도는 대류 전류가 발생하고 태양의 에너지를 표면 쪽으로 바깥쪽으로 이동시킬 수 있을 정도로 충분히 낮습니다. 타코클라인에서 가열된 물질은 열을 받아 팽창하여 밀도가 감소하고 상승할 수 있습니다. 따라서 질량의 질서 있는 운동은 열전지로 발전하여 대부분의 열을 태양의 광구로 바깥쪽으로 운반합니다. 일단 물질이 광구 표면 바로 아래에서 확산되고 복사적으로 냉각되면 밀도가 증가하여 대류 영역의 기저부로 가라앉고, 여기서 다시 복사 영역의 꼭대기에서 열을 받아 대류 사이클이 계속됩니다. 광구에서 온도는 5,700K (350배), 밀도는 0.2g/m³ (해발 공기 밀도의 약 1/10,000, 대류권 내층 밀도의 약 100만분의 1)로 떨어졌습니다.^[54]

대류 영역의 열 기둥은 태양 표면에 각인을 형성하여 가장 작은 규모에서는 태양 과립, 더 큰 규모에서는 초과립이라고 불리는 세분화된 모습을 제공합니다. 태양 내부의 이 외부 부분에서 난류 대류는 태양의 표면에 가까운 부피에 대해 "소규모" 다이너모 작용을 유지합니다.^[54] 태양의 열기둥은 베나르 세포이며 대략 육각형 프리즘의 형태를 띠고 있습니다.^[68]

광구

태양의 가시 표면인 광구는 태양이 가시광선에 불투명해지는 아래 층입니다.^[69] 이 층에서 생성된 광자는 그 위의 투명한 태양 대기를 통해 태양을 빠져나와 태양 복사, 즉 햇빛이 됩니다. 불투명도의 변화는 가시광선을 쉽게 흡수하는 H 이온의⁻ 양이 감소하기 때문입니다.^[69] 반대로 우리가 보는 가시광선은 전자가 수소 원자와 반응하여 H 이온을⁻ 생성하면서 생성됩니다.^[70][71]

광구는 수십에서 수백 킬로미터의 두께를 가지고 있으며, 지구의 공기보다 약간 덜 불투명합니다. 광구의 윗부분이 아랫부분보다 더 시원하기 때문에, 사지 어두워짐이라고 알려진 현상에서 태양의 상은 태양 원반의 가장자리나 사지보다 중앙에서 더 밝게 보입니다.^[69] 태양의 스펙트럼은 대략 5,777 K (5,504 °C; 9,939 °F)에서 방사되는 흑체의 스펙트럼을 가지며, 광구 위의 약한 층으로부터 원자 흡수선이 산재합니다. 광구의 입자 밀도는 ~10²³⁻³ m(해발 지구 대기 부피당 입자 수의 약 0.37%)입니다. 광구는 완전히 이온화되지 않았으며, 이온화 정도는 약 3%로 거의 모든 수소가 원자 형태로 남아 있습니다.^[72]

광구의 광학 스펙트럼에 대한 초기 연구에서 일부 흡수선은 당시 지구에 알려진 어떤 화학 원소와도 일치하지 않는 것으로 밝혀졌습니다. 1868년, 노먼 로키어는 이 흡수선들이 그리스의 태양신 헬리오스의 이름을 따서 헬륨이라고 이름 붙인 새로운 원소에 의해 생긴 것이라고 가설을 세웠습니다. 25년 후, 헬륨은 지구에서 분리되었습니다.^[73]

대기.

태양의 대기는 광구(정상 상태에서 볼 수 있음), 채층, 전이 영역, 코로나 및 태양권의 네 부분으로 구성되어 있습니다. 개기일식 때는 광구가 막혀 코로나가 보입니다.^[74]

태양에서 가장 차가운 층은 광구에서 약 500km까지 확장된 온도 최소 영역이며, 온도는 약 4,100K입니다.^[69] 태양의 이 부분은 일산화탄소와 물과 같은 단순한 분자가 존재할 수 있을 정도로 시원하며, 이 분자는 흡수 스펙트럼을 통해 감지할 수 있습니다.^[75] 채층, 전이 영역, 코로나는 태양의 표면보다 훨씬 뜨겁습니다.^[69] 그 이유는 잘 이해되지 않지만, 증거에 따르면 알펜파가 코로나를 가열할 수 있는 충분한 에너지를 가지고 있을 수 있습니다.^[76]

온도 최소층 위에는 약 2,000km 두께의 층이 있으며 방출선과 흡수선의 스펙트럼이 지배적입니다.^[69] 개기일식의 시작과 끝에서 색권이 색 섬광으로 보이기 때문에 그리스어의 뿌리 채도에서 색권이라고 불립니다.^[66] 채층의 온도는 고도에 따라 점차적으로 증가하며, 정상 부근에서는 약 20,000 K에 이릅니다.^[69] 채층 상부에서는 헬륨이 부분적으로 이온화됩니다.^[77]

채층 위에서는 얇은(약 200 km) 전이 영역에서 온도가 상층 채층의 약 20,000 K에서 1,000,000 K에 가까운 코로나 온도로 빠르게 상승합니다.^[78] 전이 영역에서 헬륨의 완전한 이온화에 의해 온도 상승이 촉진되어 플라즈마의 복사 냉각이 크게 감소합니다.^[77] 전이 영역은 잘 정의된 고도에서 발생하지 않습니다. 오히려 가시나 필라멘트와 같은 채층 특징을 중심으로 일종의 님버스를 형성하며, 일정하고 혼란스러운 움직임을 보입니다.^[66] 전이 영역은 지구 표면에서 쉽게 볼 수 없지만 스펙트럼의 극자외선 부분에 민감한 기기에 의해 우주에서 쉽게 관찰할 수 있습니다.^[79]

코로나는 태양의 다음 층입니다. 태양 표면 근처에 있는 낮은 코로나는 입자 밀도가 10¹⁵⁻³ m~10¹⁶ m⁻³ 정도입니다.^[77][e] 코로나와 태양풍의 평균 온도는 약 1,000,000~2,000,000 K이지만 가장 뜨거운 지역에서는 8,000,000~2,000,000 K입니다.^[78] 코로나의 온도를 설명하는 완전한 이론은 아직 없지만, 적어도 열의 일부는 자기 재연결에서 비롯된 것으로 알려져 있습니다.^[78][80] 코로나는 태양의 확장된 대기로, 태양의 광구로 둘러싸인 부피보다 훨씬 큰 부피를 가지고 있습니다. 태양풍은 태양에서 행성간 공간으로 플라즈마의 흐름입니다.^[80]

태양의 가장 바깥 대기권인 태양권은 태양풍 플라스마로 가득 차 있습니다. 태양의 가장 바깥쪽 층은 태양풍의 흐름이 초알프벤식이 되는 거리, 즉 태양 반경 약 20(0.1 AU)^[81]에서 알프벤파의 속도보다 흐름이 더 빨라지는 거리에서 시작된다고 정의됩니다. 태양권의 난류와 동적 힘은 태양 코로나의 모양에 영향을 미치지 못합니다. 왜냐하면 정보는 알펜파의 속도로만 이동할 수 있기 때문입니다. 태양풍은 태양권 바깥쪽으로 계속 이동하면서 ^[82][83]태양 자기장을 나선형으로 형성하여 태양으로부터 50 AU 이상 떨어진 태양권에 영향을 미칩니다.^[80] 2004년 12월 보이저 1호 탐사선은 헬리오파우즈의 일부인 것으로 추정되는 충격파우즈를 통과했습니다.^[84] 2012년 말 보이저 1호는 우주선 충돌이 현저하게 증가하고 태양풍으로 인한 낮은 에너지 입자의 급격한 감소를 기록했으며, 이는 탐사선이 태양권을 통과하여 성간 매질로 들어갔음을 시사하며,^[85] 실제로 2012년 8월 25일 태양으로부터 약 122 천문단위(18 Tm)에서 그렇게 했습니다.^[86] 태양권은 태양의 움직임으로 인해 그 뒤로 뻗어 있는 태양 꼬리를 가지고 있습니다.^[87]

2021년 4월 28일, NASA의 파커 태양 탐사선은 태양 반경 18.8에서 알펜 표면을 관통하는 특정한 자기 및 입자 상태를 발견했습니다. 코로나 플라즈마의 알펜 속도와 대규모 태양풍속이 동일한 ^[88][89]곳으로 정의되는 태양풍으로부터 코로나를 분리하는 경계 탐사선은 Fields와 SweAP 기기로 태양풍 플라즈마 환경을 측정했습니다.^[90] NASA는 이 사건을 "태양을 만진 것"이라고 표현했습니다.^[88] 비행 중에 파커 솔라 프로브는 코로나에 여러 번 드나들었습니다. 이것은 알펜 임계 표면이 매끄러운 공 모양이 아니라 표면에 주름을 잡는 스파이크와 골이 있다는 예측을 증명했습니다.^[88]

햇빛과 중성미자

태양은 가시 스펙트럼을 가로질러 빛을 내기 때문에, 우주에서 볼 때 또는 태양이 하늘에 있을 때 CIE 색-공간 지수가 (0.3, 0.3) 근처에 있는 흰색입니다. 파장당 태양 광량은 우주에서 볼 때 스펙트럼의 녹색 부분에서 정점에 달합니다.^[91][92] 태양이 하늘에 매우 낮을 때, 대기 산란은 태양을 노란색, 빨간색, 오렌지색 또는 자홍색으로 만들고, 드문 경우에는 심지어 녹색 또는 파란색으로 만듭니다. 전형적인 백색도(흰 태양광선, 하얀 주변 빛, 달의 하얀 조명 등)에도 불구하고, 어떤 문화들은 정신적으로 태양을 노란색으로 그리고 어떤 문화들은 심지어 빨간색으로 상상합니다; 그 이유들은 문화적이고 정확한 이유들은 논쟁의 대상입니다.^[93] 태양은 G2V 항성으로, G2는 표면 온도가 약 5,778 K(5,505 °C, 9,941 °F)이며, V는 대부분의 항성들과 마찬가지로 주계열성입니다.^[58][94]

태양 상수는 태양이 햇빛에 직접 노출되는 단위 면적당 태양이 축적하는 전력량입니다. 태양 상수는 태양으로부터 1 천문단위(AU) 거리(즉, 지구 궤도 또는 지구 궤도 근처)에서 약 1,368 W/m²(제곱미터당 와트)에 해당합니다.^[95] 지구 표면의 햇빛은 지구 대기에 의해 감쇠되기 때문에 태양이 정점에 가까울 때 맑은 상태에서 표면에 도달하는 전력이 더 적습니다(1,000 W/m에² 가깝습니다).^[96] 지구 대기의 꼭대기에 있는 햇빛은 약 50%의 적외선, 40%의 가시광선, 10%의 자외선으로 구성되어 있습니다.^[97] 특히 대기는 태양 자외선의 70% 이상을, 특히 더 짧은 파장에서 걸러냅니다.^[98] 태양 자외선 복사는 지구의 낮쪽 상층 대기를 전리시켜 전기 전도성 전리층을 만듭니다.^[99]

태양의 자외선은 소독 효과가 있으며 도구와 물을 소독하는 데 사용할 수 있습니다. 또한 햇볕에 그을리는 원인이 되며, 비타민 D 생성 및 햇볕에 그을리는 것과 같은 다른 생물학적 효과가 있습니다. 피부암의 주요 원인이기도 합니다. 자외선은 지구의 오존층에 의해 강하게 감쇠되기 때문에 자외선의 양은 위도에 따라 크게 변하며 지구의 여러 지역에서 인간의 피부색 변화를 포함하여 많은 생물학적 적응에 부분적으로 책임이 있습니다.^[100]

핵에서 핵융합 반응과 함께 처음에 방출된 고에너지 감마선 광자는 보통 몇 밀리미터만 이동한 후 복사대의 태양 플라즈마에 거의 즉시 흡수됩니다. 재방출은 무작위 방향으로 발생하며 일반적으로 약간 낮은 에너지에서 발생합니다. 이와 같은 방출과 흡수의 연속으로, 방사선이 태양 표면에 도달하는 데는 오랜 시간이 걸립니다. 광자 이동 시간의 추정치는 10,000년에서 170,000년 사이입니다.^[101] 반면 태양 전체 에너지 생산량의 약 2%를 차지하는 중성미자가 지표면에 도달하는 데 걸리는 시간은 2.3초에 불과합니다. 태양의 에너지 수송은 물질과의 열역학적 평형 상태에 있는 광자를 포함하는 과정이기 때문에 태양의 에너지 수송 시간 규모는 약 30,000,000년으로 더 길어집니다. 이 시기는 중심부의 에너지 발전 속도가 갑자기 바뀌면 태양이 안정된 상태로 돌아오는 데 걸리는 시간입니다.^[102]

중성미자는 핵융합 반응에 의해서도 방출되지만 광자와는 달리 물질과 거의 상호작용을 하지 않기 때문에 거의 대부분이 태양을 즉시 탈출할 수 있습니다. 수년 동안 태양에서 생성되는 중성미자의 수에 대한 측정은 3배로 예측된 이론보다 낮았습니다. 이 불일치는 2001년 중성미자 진동 효과의 발견을 통해 해결되었습니다. 태양은 이론이 예측한 중성미자 수를 방출하지만 중성미자 검출기는 없었습니다. 뉴트리노가 검출될 때까지 맛이 변했기 때문에 2개의 ⁄3.

자기활동

태양은 표면에 따라 달라지는 항성 자기장을 가지고 있습니다. 극지방은 1~2가우스(0.0001~0.0002T)인 반면, 태양의 흑점은 일반적으로 3,000가우스(0.3T), 태양의 흑점은 10~100가우스(0.001~0.01T)입니다.^[5] 자기장은 시간과 위치에 따라 다릅니다. 11년 주기의 준주기 태양 주기는 흑점의 수와 크기가 증감하는 가장 두드러진 변화입니다.^{[104][105][106]}

태양 자기장은 태양 자체를 훨씬 넘어 뻗어 있습니다. 전기적으로 전도되는 태양풍 플라즈마는 태양의 자기장을 우주로 운반하여 행성간 자기장이라고 불리는 것을 형성합니다.^[80] 이상적인 자기 유체 역학으로 알려진 근사치에서 플라즈마 입자는 자기장 선을 따라 이동할 뿐입니다. 따라서 바깥쪽으로 흐르는 태양풍은 행성 간 자기장을 바깥쪽으로 뻗어 대략 반경 방향의 구조로 만듭니다. 태양 자기 적도의 양쪽에 반구형 극성이 반대인 단순 쌍극자 태양 자기장의 경우 태양풍에 얇은 전류 시트가 형성됩니다.^[80]

먼 거리에서, 태양의 회전은 쌍극자 자기장과 그에 대응하는 전류 시트를 파커 나선이라고 불리는 아르키메데스 나선 구조로 꼬이게 합니다.^[80] 행성 간 자기장은 태양 자기장의 쌍극자 성분보다 훨씬 강합니다. 태양의 쌍극자 자기장은 50~400μT(광구에서) 거리의 역큐브와 함께 감소하여 지구 거리에서 0.1nT의 자기장이 예측됩니다. 하지만, 우주선 관측에 따르면 지구 위치에 있는 행성 간의 필드는 약 5nT로, 약 100배 더 큽니다