태양

태양

태양은 전형적인 별이지만 여러 가지 이유로 특별한 논평이 필요합니다.
지구에서 생명체를 유지하는 데 필요한 빛과 열을 제공하기 때문에 별 중에서 우리에게 독특합니다.
천문학자에게는 표면을 자세히 관찰할 수 있는 유일한 별이며, 
근처의 거대한 천체물리학 실험실 역할을 합니다.
지구가 아닌 태양과 대기에서 발견되는 특정 조건에 대한 과학적 연구는 
플라즈마, 핵 및 원자 물리학 분야의 발전을 이끌었습니다.
게다가, 천문학자들은 태양을 연구함으로써 대부분의 별의 전형적인 신체 상태를 조사할 수 있습니다.
생물학자, 기후학자, 기상학자들도 그것의 복사 에너지가 
지구의 생명체들에게 중대한 영향을 미치기 때문에 관심이 있습니다.
보이는 원반을 우리는 태양가스의 백열구라는 것을 알고 있지만, 
우리가 광구, 고도로 빛나는 표면, 그것의 가장자리 또는 사지를 볼 때, 
마치 고체인 것처럼 날카롭게 보입니다.
그것은 우리가 기대했던 것처럼 우주의 어둠 속으로 점차 합쳐지지 않습니다.
이 기본 관측의 해석은 대부분의 가시광선이 오는 지역은 태양의 반지름에 비해 얇아야 하며, 
깊이가 수백 킬로미터에 불과하다는 것입니다.
이 영역에서 가스는 깊이에 따라 더 불투명해지며, 
그 아래에는 완전히 불투명한 가스가 있고 위에는 투명한 태양 대기가 있습니다. 
태양의 사진은 원반이 중심부보다 눈에 띄게 희미하다는 것을 보여주는데, 
이 현상은 사지 어두워짐으로 알려져 있습니다.
이에 대한 설명은 매우 간단합니다.

 

태양

태양의 대기와 온도

 

디스크 중앙에 대한 시선은 불투명한 층에 도달하기 전에 더 큰 수직 깊이로 침투합니다.
따라서 우리는 태양보다 약간 더 깊은 곳이 더 뜨겁고 결과적으로 더 빛나는 것을 볼 수 있습니다.
반면에 사지에 대한 시선은 태양 대기권으로 비스듬히 통과하여 
약간 더 높고 더 차가운 수준에서 불투명해집니다.

 

이 효과가 크기와 파장에 따라 달라지는 방식은 
천문학자들이 태양 대기의 구조를 정의하는 데 매우 중요합니다.
태양의 흑체 온도는 연속 스펙트럼과 흑체의 스펙트럼을 비교한 결과 6,000 K로 밝혀졌습니다.
광구의 광도(L*R2T4 eff)에서 파생된 유효 온도는 5 SCOK이지만, 
사지가 어두워지면 중심 및 사지 온도가 이 평균값에 걸쳐 있음을 의미합니다.

 

태양의 표면

태양 표면은 또한 미세한 구조를 보여줍니다
과립이라고 불리는 밝기 변화, 과립은 약 1,000km 크기의 어두운 테두리를 가진 밝은 반점입니다.
이 불규칙한 모자이크는 몇 분의 시간 척도로 계속 변화하고 있습니다. 
고속 사진은 태양 표면이 끓는 수프 팬을 닮았다는 것을 보여줍니다.
이러한 과립에서 도플러 이동을 관찰함으로써 우리는 
더 차갑고 어두운 경계가 가라앉는 동안 뜨거운 중심이 상승하고 있음을 알 수 있습니다.
이는 눈에 보이는 표면 바로 아래에서 대류 운동이 일어나고 있다는 증거로, 
수소가 깊은 내부에서 완전히 이온화된 상태에서 
표면에서 중성 상태로 변화를 겪고 있기 때문에 일어나는 것으로 추정됩니다.

이 중간 영역에서 중심핵에서 흘러나오는 복사는 불투명도의 급격한 증가를 만나며, 
에너지는 복사가 아니라 주로 가열된 기체의 난류 대류에 의해 표면으로 전달됩니다.
전환 영역은 중심에서 표면까지의 거리의 약 0-85에서 시작됩니다.
하부 대류권에는 세 개의 주요 층이 존재하는 것으로 추정되며, 
가장 깊은 곳에서 거대한 세포를 형성하고 있으며, 
그다음에는 초립상 세포가 있고 마지막에는 과립상 세포가 있으며, 
이 중 가장 위쪽에는 태양의 가시 표면을 형성하고 있습니다.

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