태양 핵 온도(K)

태양 표면은 지구의 내부보다 온도가 낮지만 태양의 핵은 지구의 내부보다 훨씬 높다. 태양 질량의 약 3분의 1은 전체 부피의 1%밖에 안 되는 좁은 공간에 밀집되어 있습니다.

태양 핵의 온도(K)

따라서 태양 핵의 밀도는 납의 밀도보다 12배 정도 높다. 태양 바깥층의 무게로 인해 태양 핵의 압력은 지구 대기압의 1000억 배나 됩니다. 태양계의 다른 곳에서는 없는 이런 극적인 조건에 있는 태양 핵의 온도는 1500만 K 정도다.

태양 핵 온도(K)

1. 핵융합반응

이런 조건에서는 두 개의 양성자가 전기적 반발력을 이기고 태양에너지의 근원이 되는 양성자-양성자 연쇄 핵융합 반응을 시작할 수 있다 지구에서 핵융합반응을 유발하기 위해서는 이보다 훨씬 높은 온도인 1억 K라는 온도가 필요하다

태양의 핵에서 핵융합 반응에 의해 만들어진 포톤이 태양 표면까지 나오는 데는 오랜 시간이 걸립니다. 태양처럼 밀도가 높은 곳에서는 포톤이 다른 입자와 충돌한 후 다른 방향으로 산란하기 전에 평균적으로 1cm 이상을 달릴 수 없습니다. 충돌 후 다음 충돌이 일어날 때까지 달리는 거리를 '평균 자유 행로'라고 부른다. 포톤이 방해받지 않고 바깥쪽으로 달린다면 3초 이내에 태양 표면인 광구에 도달할 수 있습니다. 그러나 입자와의 충돌로 인해 포톤이 태양을 빠져나와 검은 우주 공간으로 나가는 데는 적어도 10만 년이 걸립니다. 하지만 일단 우주 공간으로 나 온포톤이 지구까지 도달하는 데는 8분이 조금 넘게 걸립니다.

두 개의 양성자가 융합하기 위해서는 두 양성자가 강력한 핵력이 작용할 수 있는 거리까지 접근해야 합니다. 그렇게 되면 같은 부호의 전하가 서로 밀어내는 전기적 반발력을 이기고 융합할 수 있습니다. 이는 양성자가 10-15m까지 접근해야 한다는 것을 의미합니다. 그러나 두 양성자가 이처럼 가깝게 접근할 확률은 100만 1조 1조(10) 분의 1로서, 매우 낮은 확률입니다. 그러나 태양 핵의 높은 밀도로 인해 1 cm²의 부피 속에 약 1032개의 양성자가 함유되어 있습니다. 이 중 일부가 핵융합이 가능한 거리까지 다가갈 수 있습니다.

태양 핵의 크기를 감안하게 되면 그것은 태양에너지를 공급하기에 충분한 수다. 태양에너지가 핵융합 반응에 의해 공급된다는 것을 처음 밝혀낸 사람은 영국의 천문학자 아서 에딩턴 Arthur Eddington이었습니다. 에딩턴은 일식 관측을 통해 아인슈타인의 일반상대성이론이 옳다는 것을 증명한 다음 해인 1920년에 태양의 핵융합 이론을 제안했다

또한 8년 후 러시아 출신 물리학자 조지 가모브George Gamow, 1904-1968는 핵융합반응 과정을 자세하게 밝힌 논문을 발표했습니다. 이 논문에는 두 양성자가 융합할 확률을 나타내는 가모브 인자가 함유되어 있었습니다. 고전 물리학 이론에 의하면, 그러한 확률은 존재하지 않습니다. 그러나 가모브는 새로운 양자 이론을 적용해서 충분한 수의 양성자가 융합해서 태양에너지의 공급을 가능하게 하는 '터널링 효과'를 발견했습니다.

태양 표면의 온도

태양 표면의 온도