태양의 구조
태양은 대부분 수소(H)와 헬륨(He)으로 구성되어 있으며, 구조를 살펴보면 중심에서부터 핵, 복사층, 대류층으로 구분이 됩니다.
- 핵(core) : 태양의 중심부로 태양에너지가 생성되는 곳입니다.
- 복사층(radiative zone) : 핵에서 생성된 에너지가 복사에 의해 대류층으로 전달이 됩니다.
- 대류층(convective zone) : 대류가 일어나 열이 태양 표면으로 전달이 됩니다.
태양의 중심부인 핵은 온도가 약 1500만K에 이르는 초고온으로, 수소와 헬륨이 원자핵과 전자로 분리된 플라즈마(plasma) 상태로 존재합니다. 여기서 플라스마 상태로 존재한다는 것의 의미는 원자가 원자핵과 전자로 분리되어 활발하게 운동을 하고 있다는 뜻입니다.
태양에너지의 생성
태양에너지는 초고온인 태양 중심부에서 일어나는 수소 핵융합 반응(Nuclear fusion reaction)을 통해 생성됩니다. 수소 원자핵 4개가 융합하여 헬륨 원자핵 1개로 변환되는 수소 핵융합 반응이 일어날 때 질량의 감소가 발생하는데 이 감소한 질량에 해당하는 에너지가 태양에너지입니다.
이 부분에 대해서 조금 상세하게 풀어서 설명이 필요한데요, 핵융합 반응이라는 것은 두 개 이상의 가벼운 원자핵이 융합하여 무거운 원자핵이 되면서 에너지를 방출하는 반응입니다. 태양은 주로 수소와 헬륨으로 구성되어 있다고 위에서 설명하였는데요, 핵융합 반응에 의해서 연간 1경 9300조톤의 수소를 1경 9200조톤의 헬륨으로 변환하게 됩니다. 수소와 헬륨의 양이 대략 100조톤 정도 차이가 발생하죠. 수소 원자핵 4개의 질량 합이 4.032u이고 헬륨 원자핵 1개의 질량이 4.003u가 되기 때문입니다. 여기서 u는 원자 질량 단위이며, 원소번호 12번인 탄소 원자 질량의 1/12로 정의합니다.
그리고, 여기서 아인슈타인의 이론에 따라 질량과 에너지는 기본적으로 변환 가능한 물리량이라는 것을 기억하여야 합니다. 이를 질량 에너지 동등성이라고 하는데요, 핵반응이 일어날 때 질량의 일부가 에너지로 전환되어 감소가 되는 것이죠. 이때의 질량차이를 질량결손이라고 하며, 감소한 질량(Δm)이 방출하는 에너지(E)는 아래의 유명한 식으로 표현을 할 수 있습니다. c는 빛의 속력, 즉 광속을 의미합니다.
E = =Δmc^2
위에서 이야기한 태양 내부에서 약 100조톤 정도의 손실된 질량이 막대한 양의 에너지로 전환이 될 것입니다. 이것이 바로 수소 핵융합 에너지이고 태양에너지입니다. 태양은 탄생 시점에서부터 약 46억년 동안 매년 엄청나게 많은 양의 수소를 소모하였지만 아직도 약 50억년 동안 방출할 수 있는 수소가 남아 있는데요, 지구에 도달하는 태양 에너지는 생성되는 전체 에너지 중에서 약 20억분의 1에 불과합니다.
아래 링크를 참조하여 태양과 같이 스스로 빛을 내는 별, 주계열성에 관한 내용을 함께 읽으면 도움이 됩니다.
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