d라이브러리

태양은 지구에서 가장 가까우며 표면을 자세히 볼 수 있는 유일한 별이다. 다음으로 가까운 별은 센타우루스자리의 프록시마로 태양보다 27만배나 멀리 떨어져 있다. 태양계의 아홉 행성을 모두 합해도 태양질량의 7백50분의 1밖에 되지 않을 정도로 태양의 질량은 크다. 매초당 지구에 다다르는 태양 에너지의 양은 2백조kW에 이른다. 이것은 원자력발전소를 몇억개를 합쳐야 얻을 수 있는 양이다.

거대한 가스 덩어리

지구의 내부를 조사하기 위해 지진파를 이용하는 것과 마찬가지로 태양의 내부를 알아내는데는 태양의 진동을 이용하는 간접적인 방법을 쓴다. 사람이 호흡하면서 허파가 진동하듯이 태양도 아주 작은 양이지만 진동을 한다. 이 주기는 5분 가량 되며 이를 자세히 분석함으로써 태양 내부를 들여다볼 수 있다.

태양의 내부는 크게 핵과 복사층, 대류층으로 나뉜다. 중심부에서는 높은 온도와 압력으로 핵융합 반응이 일어난다. 중심부에서 생긴 에너지는 밀도가 높은 복사층을 지나 바깥쪽 대류층으로 전달돼 온다. 그러나 복사층을 지나면서 많은 입자와 충돌하기 때문에 내부의 에너지가 대류층까지 도달하는데는 1백만년이 넘게 걸린다. 대류층은 압력과 밀도가 상대적으로 낮은 지역으로 에너지는 대류의 형태로 태양의 겉표면인 광구까지 이른다.

딱딱한 표면이 없는 태양은 하나의 거대한 가스덩어리라고 할 수 있다. 내부를 감싸고 있는 표면층도 기체로 둘러 싸여 있는데 이곳을 흔히 태양의 대기층이라고 부른다. 광구는 태양 대기층 중에서 가장 밑바닥이다. 끓는 물이 솟아오르는 것처럼 광구에서는 밝게 솟아오른 부분과 가라앉으면서 식어 검게 보이는 부분이 생겨 전체적으로 쌀알무늬를 만든다. 무늬 하나의 지름은 1천km 정도로 한반도보다 크며 이것이 내뿜는 에너지는 수소폭탄 1천개의 위력과 맞먹는다. 쌀알무늬의 수명은 약 8분 정도이며 태양 표면에 약 4백만개쯤 있는 것으로 짐작된다.

태양흑점 관찰하기

태양 표면에서 일어나는 여러 현상 가운데 가장 흥미로운 것이 흑점이다. 흑점이 검게 보이는 이유는 주위보다 온도가 약 2천K 정도 낮기 때문이다. 흑점은 태양 내부에서 일어나는 자기 폭풍으로 생긴다. 격렬한 자기장이 에너지 흐름을 막아 주변보다 온도가 낮아지면서 검게 보인다. 수명이 짧은 것은 수 일, 긴 것은 몇 개월 동안 남아 있다. 지름이 수백km인 것에서부터 지구가 수십개나 들어갈 수 있는 큰 것도 있다

흑점은 보통 태양의 적도를 중심으로 상하 30도 지역에 주로 생긴다. 딱딱한 고체로 된 지구와 달리 기체로 된 태양은 위도에 따라 자전 속도가 다르다.

태양의 극지방에서는 회전속도가 느려 35일에 한 바퀴를 돌며, 적도지방에서는 25일이 걸린다. 흑점은 태양 뒷면으로 사라진 뒤 약 2주일 후면 반대편에서 되돌아 나오는 것을 볼 수 있다.

흑점을 관찰할 때는 망원경을 아주 조심스럽게 다루어야 한다. 망원경의 렌즈는 큰 돋보기와 같아 태양을 맞춘 망원경의 초점부는 종이에 쉽게 불이 붙을 정도로 뜨거우므로 눈으로 직접 들여다보는 일은 절대 하지 말아야 한다.

여럿이 함께 볼 수 있는 투영법은 가장 안전하고 자주 쓰는 방법이다. 하얀 도화지로 투영판을 만들어 망원경의 접안렌즈를 통해 나온 태양 빛을 잘 맞추어 보면 흑점의 모습을 쉽게 확인할 수 있다. 투영법으로 관찰할 때도 1분에 두번 정도 망원경이 과열되지 않도록 식혀주는 것이 필요하다.

일식의 원리

태양은 지구보다 1백9배 가량 크지만 달은 지구의 4분의 1밖에 되지 않는다. 그러나 태양은 달보다 약 4백배나 멀리 있어 지구에서 본 달과 태양의 겉보기 크기는 비슷하다. 따라서 태양이 달에 가려지는 일식을 볼 수 있다
.
아래의 그림에서처럼 달의 실제 크기는 작아 지구의 일부 지역에만 달의 그림자가 비쳐지는 일식을 볼 수 있다. 더군다나 지구의 자전으로 달의 그림자는 한 곳에 머무르지 않고 계속 움직이므로 한 곳에서 볼 수 있는 시간은 채 몇 분이 안 된다.

달이 태양을 완전히 가릴 때가 개기일식이다. 이때는 채층, 코로나, 홍염 같은 현상을 쉽게 관찰할 수 있다. 지구와 태양의 거리가 조금 멀어져 가장 자리에 고리가 생기는 것이 금환일식이며 태양의 한 부분만 가려지면 부분일식이다.

실험 - 태양의 크기 재기

■준비물
페트병 2개, 검은색 도화지, 알루미늄 포일
검은색 테이프, 반투명 테이프나 트레이싱 페이퍼, 자

■방법
① 볼펜 끝으로 검은색 도화지에 2mm정도의 구멍을 낸다.
② 페트병 하나의 바닥을 잘라내고 구멍이 중앙에 오게 도화지를 붙인다.
③ 다른 한 병은 주둥이의 마개를 빼내고 반투명 테이프를 붙인다.
④ 두 병을 그림과 같이 적당히 잘라 검은색 테이프로 이어 붙인다.
⑤ 맨 앞과 뒤를 빼고 알루미늄 포일로 틈이 없도록 병의 겉면을 감싼다.
⑥ 병마개 부분이 눈 쪽에 오게 해 태양을 바라본다.
⑦ 도화지의 작은 구멍을 통해 들어온 태양 빛이 주둥이에 붙인 반투명 테이프에 상을 만들면 자를 이용해 밀리미터 단위로 지름을 측정한다.
⑧ 페트병의 바닥에 붙인 도화지와 마개에 붙인 테이프까지의 거리를 밀리미터 단위로 잰다.

■확인하기
그림에서 보는 바와 같이 도화지에 뚫린 구멍에서는 마분지에 맺힌 상의 각거리와 실제 태양의 각거리는 같아야 하므로 다음 식이 성립한다.

(태양의 지름/지구에서 태양까지의 거리)=(상의 지름/구멍에서 상이 맺힌 곳까지의 거리)

태양의 지름을 S, 지구에서 태양까지의 거리를 D, 상의 크기를 x, 구멍에서 상이 맺힌 곳까지의 거리를 d라 하면, S = (D x x)/d
위 식에서 지구에서 태양까지의 거리를 1.496x${10}^{8}$km로 하면 태양의 지름은 km 단위로 계산된다.

태양까지의 거리를 미리 알면 위와 같이 간단한 실험으로 크기를 가늠해 볼 수 있다. 지구에서 태양까지의 거리를 재려고 처음으로 시도한 사람은 기원전 270년 그리스의 아리스타르코스이다. 아리스타르코스는 달이 정확히 반달일 때 태양과 지구, 달이 커다란 직각삼각형을 만든다는 사실에 착안해 피타고라스의 정리를 이용, 태양까지의 거리를 구했다. 그는 태양이 지구에서 달까지 거리보다 20배 먼 곳에 있다는 결론을 내렸다.

이로부터 약 2천년 후, 1671년 카시니는 태양까지의 거리를 비교적 정확하게 측정했다. 카시니는 화성까지의 거리를 구한 다음 케플러 법칙을 이용해 태양까지의 거리를 알아내는 방법을 썼다. 카시니는 파리천문대에서 화성을 관측하고 대서양 건너편 기아나에 보낸 관측팀도 화성을 관측해 그 시차를 잼으로써 화성까지의 거리를 알아냈다. 화성까지의 거리를 이용해 카시니가 계산한 태양까지의 거리는 실제보다 약 7% 작은 값이었다.

영국의 에드먼드 핼리는 금성이 태양면을 지날 때 유럽 각지의 천문대와 멀리 인도의 케이프타운에 관측단을 보내 태양까지의 정확한 거리를 구하고자 애썼다.

오늘날에는 달과 화성의 표면에 레이저 반사경을 설치해 이들의 정확한 거리를 측정함으로써 태양까지의 거리도 매우 정확하게 알 수 있다.