태양계의 중심에 있는 태양(太陽, Sun)은 한국어로 "해"라고 합니다. 태양은 지구에서 가장 가까운 항성으로 지구를 비롯한 여러 행성과 소행성, 유성, 혜성 등의 천체가 태양을 중심으로 돌고 있습니다. 지구에서 볼 때 태양이 1년 동안 이동하는 경로를 황도라고 합니다. 즉, 지구가 태양을 일정한 궤도로 공전하기 때문에 지구에서 바라보는 태양이 일전한 궤도로 움직이는 것처럼 보이는데, 이 궤도를 황도라 하며, 이러한 운동을 연주운동이라 합니다.
1. 태양의 특성
태양의 나이는 약 45억 6721만년입니다. 핵우주 연대학에 따르면 태양은 45억 6720만년 전에 형성되었다고 합니다. 태양은 태양계 총질량 99.8632퍼센트를 G형 주계열성이며, 분광형은 G2V입니다. 태양이 지구에서 황색으로 보이기 때문에 비공식적으로는 "노란색 별"이라 부릅니다. 그러나 'G2'는 표면 온도가 약 5,860K라서 맨눈에 보이는 태양은 흰색입니다. 태양빛이 대기를 지나면서 산란 되어 노란색으로 보일 때가 있는데, 그 이유는 청색 광자가 선택적 산란으로 흩어지면서 남은 적색을 상쇄시키지 못하기 때문입니다.
태양의 표면은 대부분 수소(전체 질량의 약 74퍼센트, 전체 부피의 92퍼센트)와 헬륨(약 24퍼센트~25퍼센트의 질량, 7퍼센트의 부피), 그리고 철, 니켈, 산소, 규소, 황, 마그네슘, 탄소, 네온, 칼슘, 베릴륨, 크로뮴 등으로 이루어져 있습니다.
태양은 플라스마가 뭉친 상태로 존재하기 때문에 단단한 고체가 아닙니다. 태양은 극에서보다 적도에서 자전 속도가 더 빠릅니다. 이것을 차등 회전이라 부르며, 이 때문에 태양 내부 대류와 질량 이동이 일어납니다. 이 질량은 태양 북극 방향에서 볼 때 태양의 반대 방향 각운동량 일부를 가져와서 각운동량을 재배분합니다. 이런 '실제 자전' 주기는 적도에서 약 25.6일이고, 극에서 약 33.5일입니다. 그렇지만 지구가 태양을 돌면서 우리가 태양을 바라보는 위치는 변하기 때문에 적도 위에서 우리 눈에 보이는 '겉보기 자전' 주기는 약 28일입니다.
태양 내부는 눈으로 직접 볼 수 없습니다. 그러나 성진학에서 태양 내부를 관통하는 초저주파음을 이용하여 태양 내부 구조를 분석하고 시각화했습니다. 태양의 깊은 내부까지 연구하기 위해 컴퓨터 모델링을 이론적 도구로 사용합니다.
태양 핵
핵은 태양 반지름 중 중심에서부터 약 20~25퍼센트 거리까지입니다. 중심부의 밀도는 물의 150배, 온도는 13,600,000K입니다. 최근 SOHO(소호 태양 관측 위성)는 중심핵 부분이 복사층보다 빠르게 자전하고 있다고 분석했습니다. 태양은 평생 양성자-양성자 연쇄 반응의 핵융합으로 에너지를 만들어냅니다. 이때 수소는 헬륨으로 변환되며, 태양 내부에서 생산된 헬륨 중 2퍼센트 미만은 CNO 순환으로 만들어집니다. 태양 중심에서 반지름 24퍼센트 지점까지의 영역에서 태양 에너지의 99퍼센트가 만들어지고, 반지름 30퍼센트 지점에서 융합 작용은 거의 멈추게 됩니다. 그리고 나머지 부분인 반지름 30퍼센트 지점부터 최외곽까지는 중심핵과 핵 바로 바깥층에서 바깥으로 전달되는 에너지로 가열됩니다. 핵에서 융합을 통해 만들어진 에너지는 층 여러 개를 통과한 후 광구에 도달하고, 햇빛이나 입자들의 운동 에너지 형태로 우주로 빠져나갑니다.
중심핵에서 융합을 통해 만들어지는 단위 시간당 에너지 생산량은 태양 중심부에서 떨어진 거리에 따라 다릅니다. 모형을 통하여 측정한 태양 중심부에서 융합되는 힘은 약 276.5와트/㎥입니다. 태양이 막대한 에너지를 생산하는 이유는 단위 부피당 일률(power, 기호 P)이 높기 때문이 아니고, 태양 자체가 거대하게 크기 때문입니다.
융합 작용으로 풀려난 감마선(고에너지 양성자)은 수 밀리미터뿐인 태양 플라스마에 흡수되는데, 감마선이 흡수되기 전보다 약간 줄어들고, 일정하지 않은 방향으로 다시 방출됩니다. 그렇기 때문에 감마선이 태양 표면까지 도달하는 데에는 오랜 시간이 걸립니다. 이 양성자의 이동 시간은 약 1만~1만 7천년입니다.
대류권 바깥층부터 투명한 광구 '표면'까지 마지막 이동을 한 후 광자는 가시광선 형태로 태양을 빠져나갑니다. 태양 핵에 있는 감마선 하나 우주로 빠져나가기 직전에 수백만 가시광선 형태의 광자로 바뀝니다.
복사층
태양 반지름 0.25~0.7배에 해당하는 층에서는 중심핵의 뜨거운 열을 바깥으로 전달하는 열복사가 일어납니다. 이 층에서는 열적 대류는 일어나지 않고, 내부 물질은 위층으로 올라갈수록 냉각됩니다. 수소와 헬륨 이온은 광자를 방출하는데 이는 는 매우 짧은 거리를 이동한 뒤 다른 이온에 재흡수됩니다.
복사층과 대류층 사이에는 전이층(타코클라인)이 있습니다. 이곳은 대류층의 단일 회전 및 차등 회전 사이에 주도권 교체가 일어나고 연속적인 수평층이 다른 층 사이로 들어가는 곳입니다.
대류층
표면에서 태양 반지름 70퍼센트 지점까지의 태양 바깥층에서는 태양 플라스마는 밀도가 낮아지고 온도가 내려가 내부 열에너지 복사를 통해 밖으로 전달하지 못합니다. 이에 따 상승류가 뜨거운 물질을 태양의 표면(광구)까지 올려보내는 열적 대류가 발생합니다. 이동한 물질이 표면에서 식으면 물질은 대류층 바닥으로 가라앉고, 복사층 상층부에서 열을 받아들입니다. 눈에 보이는 태양 표면에서 물질 온도는 5700K까지 떨어집니다.
대류층에서 발생하는 상승류는 태양 표면에 쌀알 무늬와 초대형 쌀알 무늬를 만들어냅니다. 태양의 바깥층에서 발생하는 이 대류 활동은 작은 규모의 다이너모를 만듭니다. 이 다이너모는 태양 표면 전체에 걸쳐 자기 북극 및 자기 남극을 형성합니다.
광구
우리 눈이 보지 못하는 태양 표면을 광구라고 하며, 태양이 가시광선에 대해 불투명해지는 층 아랫부분에 해당합니다. 광구보다 고도가 높은 곳에서 가시광선은 우주로 자유롭게 빠져나가며, 가시광 에너지는 태양을 완전히 벗어납니다. 광구의 깊이는 수십~수백km로 지구상 공기보다 약간 더 불투명합니다. 광구 상층부는 하단부보다 온도가 낮아서 태양 그림에서 보면 원반 중심부보다 가장자리가 더 어두워 보입니다. 이를 주연감광이라고 합니다. 태양광은 온도 6000K인 흑체와 거의 비슷한 스펙트럼을 보여 줍니다. 이 스펙트럼상에는 광구 위 얇은 대기층에서 분산되어 나온 원자 흡수선들이 보입니다.
2. 태양의 자기장
태양의 자기장은 지구의 자기장처럼 태양의 남북 양극에 플러스마이너스의 자기장 같은 것이 보입니다. 이 자기장은 극 가까이에서 겨우 1가우스 정도이며, 일정한 값이 아니고 태양활동의 주기에 따라 변합니다. 태양활동 극소기에는 뚜렷이 보이지만 태양 활동기에는 없어지고, 주기가 진행함에 따라 극성의 플러스마이너스가 역전합니다. 흑점 자기장의 극성도 11년 주기로 역전합니다. 보통 흑점군의 자기장은 동서로 나란히 쌍극을 보이는데, 태양의 북반구에서 동쪽 흑점이 플러스, 서쪽이 마이너스인 시기에는, 태양의 남반구에 나타나는 흑점군에서는 그 반대가 됩니다. 이런 현상이 다음의 태양 활동기에서는 역전되어 나타납니다. 태양의 자전에 따라 행성 간 공간의 자기장도 회전하고 있으며, 지구에서도 그 극성이 플러스가 되기도, 마이너스가 되기도 합니다. 태양의 자기장은 현재도 아직 다 풀지 못한 숙제로 남아 있습니다.