우리들이 알고 있듯이 우주는 텅 빈 공간이 아니다. 우주 공간은 희박 하지만 드문 물질(rarefied matter)로 가득차 있으며, 더구나 이들 물질은 균질하게 분포하는 것이 아니라 군데군데 뭉쳐진 가스 덩어리 즉 성운(nebular)을 이루고 있다. 광대한 우주의 항성들은 우주 공간을 떠도는 가스에서 태어난다. 약 46억년 전에 태양계가 생성되었을 때도, 태양의 주위에는 암흑 성운으로 둘러싸여 있었다. 마침내 밀도가 큰 부분을 덮은 가스가 수축하여, 밀도가 더욱 커져 원시 태양은 탄생한다. 
<재난포커스 -  이정직 기자(jjlee@di-focus.com)>

태양은 주로 가장 가벼운 원소인 수소로 구성
원시 태양 주위에 떠도는 가스의 일부는 중력으로 태양 중심으로 떨어져 들어가고, 나머지는 태양 주위의 원반으로 침전된다. 원시 태양은 주위의 가스들을 잡아끌어 당기며 더 빠른 속도로 회전하게 된다. 지름이 수 광년 되는 초기의 크기에서 원반은 뭉쳐져서 더 빨리 회전하여 여러 조각으로 떨어져 나가기 시작한다.
이러한 조각들은 행성과 달이 되었으며, 그로부터 중력이 거대한 중심부의 가스를 압축하여 내부 온도를 극도로 높아지게 했다. 그 결과 수소 원자 들이 융합하여 더 무거운 헬륨으로 되는, 열 핵반응이 시작되면서 우리의 태양은 탄생됐다.

태양은 주로 가장 가벼운 원소인 수소로 구성되어 있다. 매년 이 핵융합에 의해 1경 9천 3백조 톤의 수소를 1경 9천 2백조 톤의 헬륨으로 변화시킨다. 이때 약 100조 톤의 차이가 나는데, 이것이 열 에너지, 빛 에너지, 그리고 태양풍으로 알려진 플라즈마 입자들의 형태로 변환된다. 태양은 지난 46억년 동안 매년 엄청난 수소를 소모하였는데도 불구하고 앞으로도 50억년 동안 방출할 양의 수소가 남아 있다. 태양 에너지의 약 10억분의 1 정도가 지구에 도달한다.태양 중심에서의 온도는 약 1,500만도K 정도다. 핵융합이 일어나는 태양 중심의 핵으로부터 수 10만km나 떨어져 있는 광구에서도, 그 온도는 6,000도K나 된다. 하지만 중심핵에 있는 모든 수소는 언젠가는 헬륨으로 변한다. 그렇게 되면 태양은 모든 에너지를 잃고 마침내 일생을 마치게 된다.

태양의 소멸
맨 처음의 징후로는 크기가 약간 작아지고 밝기는 증가한다. 그런 다음 태양의 크기는 현재의 크기보다 수 백만 배나 크게 갑작스러운 팽창이 있게 된다. 이 때는 수성과 금성마저 삼켜 버리게 되며, 지구 표면은 가열되어 반 용융 상태가 된다. 이와 같은 팽창 단계의 태양은 천문학자들이 말하는 적색 거성이 된다. 태양은 이러한 상태로 수천만 년 동안 존재할 것이며, 그 동안 헬륨으로 된 핵은 가열되어 1억도K 이상의 온도에 도달하게 된다. 굉장히 밀도가 커진 핵은 다시 타기 시작하여 태양의 바깥 껍질을 거의 모두 우주 공간으로 날려 보낼 것이며, 남아 있는 수소는 헬륨으로 변환되고, 헬륨은 더 무거운 원소, 일차적으로 탄소와 산소로 변환된다. 이 때 태양은 점점 밝기가 감소한다.

이러한 변환이 거의 끝날 때, 태양은 다시 한번 수축하기 시작한다. 수십 억년 동안 수축이 계속되어 태양은 지구 크기 만한 백색 왜성이 되는데, 이 단계에서는 밀도가 높아 한 찻잔 정도의 물질이 지구상에서의 50톤 이상의 무게가 된다. 수십억 년이 지난 후에, 표층은 식어서 빛을 발하지 않게 될 것이고, 마침내 차고, 어두운 흑색 왜성으로 일생을 마치게 된다. 

태양 복사 에너지
태양은 강한 전파원이다. 1초에 30만 km를 여행하는 전자기 복사파는 태양으로부터 지구에 오는데 약 8.3분 걸린다. 태양 전파 관측은 1940년대 이후 계속 수행되어 왔다. 전자파 스펙트럼 중 몇몇 파장대는 대기에 의해서 대부분 흡수된다. 가장 주요한 투명 파장대는 300~800nm 사이에 있는 소위 광학창(optical window)이다. 이 파장 간격은 인간의 눈의 감광 영역(약 400~700nm)과 일치하여 가시광선이라 부른다.300nm 이하의 파장들은 대기 중의 오존에 의해 흡수되어 거의 지상에 도달하지 못한다. 오존은 고도 약 20~30km에 위치한 얇은 층에 집중되어 있고, 이 층은 지구에 해로운 자외선 복사파로부 터 보호해 주고 있다. 이보다 더 짧은 파장은 주로 O2, N2 그리고 자유 원자에 의해 흡수된다. 300nm 이하의 복사는 거의 모두가 대기의 상층 부분에서 흡수된다.

가시광선보다 긴 파장인 근 적외선(near-IR) 영역의 1.3㎛까지, 대기는 대체로 투명하다. 이 영역에도 수증기와 산소 분자가 일으키는 흡수대가 존재한다. 그러나 1.3㎛ 보다 긴 파장(far-IR)에서는 대기는 점점 불투명해진다. 이 파장대에서는 오로지 일부의 복사만 대기의 하부층에 도달한다. 20㎛와 1mm 사이의 모든 파장은 완전히 흡수된다. 1mm보다 긴 파장대에는 약 20mm까지 뻗어 있는 전파 창 (radio window)이 있다. 이보다 더 긴 파장대에서는 대기의 상층부에 있는 전리층이 모든 복사를 흡수한다. 태양풍 입자들은 태양 폭풍이 있을 때, 높은 강도를 갖고 태양으로부터 방출된다. 이 입자들은 빛보다 느리게 진행하며 1초에 400~800km의 속력으로 날아간다.

보통 이 입자들이 이틀 이내에 지구 자기장에 도달하는데, 도달하자마자 북쪽과 남쪽으로 지구 자력선을 따라 나선 운동을 하면서 그들 중 일부는 지구 자기 극의 대기 속으로 들어간다. 지구의 상층 대기와 이 입자들의 상호 작용은 북극과 남극 근처에서 오로라라 불리는 극광을 만들어낸다.