해

영어: 영어 단어 sun은 고대 영어 sunne 에서 발전했습니다 . 동계어는 서프리지아 어 sinne , 네덜란드어 zon , 저지 독일어 Sünn , 표준 독일어 Sonne , 바이에른 어 Sunna , 고대 노르드어 sunna , 고트어 sunnō를 포함한 다른 게르만어 에 나타납니다 . 이 모든 단어는 원시 게르만어 * sunnōn 에서 유래했습니다 . ^{[ 17 ] [ 18 ]} 이것은 궁극적으로 인도유럽 어족 의 다른 분파에서 태양을 의미하는 단어와 관련이 있지만 대부분의 경우 n 의 소유격 어간이 아닌 l 로 시작하는 주격 어간이 발견됩니다 . 예를 들어 라틴어 sōl , 고대 그리스어 ἥλιος ( hēlios ), 웨일스어 haul , 체코어 slunce , 그리고 (*l > r ) 산스크리트어 स्वर् ( svár )와 페르시아어 خور ( xvar )가 있습니다. 실제로 l -stem은 * sōwelan 과 마찬가지로 Proto-Germanic에서도 살아남았으며, 이로 인해 고트어의 sauil ( sunnō 와 함께 )과 고대 노르드어의 산문 어 sól (시적 sunna 와 함께) 이 생겨났고 , 이를 통해 현대 스칸디나비아 언어의 태양을 뜻하는 단어 인 스웨덴어 와 덴마크어의 sol , 아이슬란드어의 sól 등이 생겨났습니다. ^{[ 18 ]}

영어: 영어에서 태양을 나타내는 주요 형용사는 햇빛을 나타내는 sunny (/ˈsoʊlər/)이고, 기술적 맥락에서는 solar( / ˈsoʊlər / ) [ 3 ] 이며 , 이는 ^{라틴어 sol 에서} 유래 했습니다 . [ ^{19 ] 그리스어} helios에서 희귀 한 형용사 heliac(/ˈhiːliæk /)이 유래했습니다 . [ 20 ] 영어 에서 그리스어 와 ^{라틴어 단어 는} 태양 의 의인화로 시에서 나타납니다. Helios(/ˈhiːliəs / ) 와 Sol ( / ˈsɒl / ) [ 2 ] [ ^{1 ] . 공상} 과학 에서 Sol 은 태양 을 다른 별과 구별하는 데 사용될 수 있습니다. 소문자 ^s 로 시작하는 sol 이라는 용어는 행성 천문학자 ^들이 화성 과 같은 다른 행성에서 태양일 의 지속 시간을 나타내는 데 사용 합니다 . ^{[ 21 ]}

태양의 천문 기호는 중앙 에 점 ☉가 있는 원입니다. ^{[ 22 ]} M _☉ ( 태양 질량 ), R _☉ ( 태양 반경 ), L _☉ ( 태양 광도 ) 와 같은 단위에 사용됩니다 . ^{[ 23 ] [ 24 ]} 태양에 대한 과학적 연구를 태양학 이라고 합니다 . ^{[ 25 ]}

태양은 태양계 질량의 약 99.86%를 차지하는 G형 주계열성 입니다. ^{[ 26 ]} 절대등급 은 +4.83으로 은하수 별의 약 85% (대부분 적색 왜성) 보다 밝을 것으로 추정됩니다 . ^{[ 27 ] [ 28 ]} 7 pc(23 ly) 내에 있는 별의 95%보다 질량이 더 큽니다. ^{[ 29 ]} 태양은 종족 I 형 또는 중원소가 풍부한 ^{[ b ]} 별 입니다 . ^{[ 30 ]} 약 46억 년 전에 형성된 것은 근처에 있는 하나 이상의 초신성 에서 나온 충격파에 의해 촉발되었을 수 있습니다 . ^{[ 31 ] [ 32 ]} 이것은 금 과 우라늄 과 같은 중원소가 소위 '인구 II' , 즉 중원소가 부족한 별의 풍부함에 비해 태양계에 풍부하게 존재한다는 사실에서 암시됩니다. 중원소는 초신성 폭발 중 흡열 핵반응이나 거대한 2세대 별 내부에서 중성자 흡수를 통한 변환을 통해 생성되었을 가능성이 가장 높습니다 . ^{[ 30 ]}

태양은 겉보기 등급이 -26.74 로 지구 하늘에서 가장 밝은 천체 입니다. ^{[ 33 ] [ 34 ]} 이것은 겉보기 등급이 -1.46인 두 번째로 밝은 별인 시리우스 보다 약 130억 배 더 밝습니다. ^{[ 35 ]}

1 천문 단위 (약 1억 5천만 킬로미터, 9천 3백만 마일)는 태양과 지구 중심 사이의 평균 거리로 정의됩니다. 지구가 1월 3일경 근일점 에서 7월 4일경 원일점 으로 이동함에 따라 순간 거리는 약 ± 250만 킬로미터(160만 마일) 만큼 변합니다. ^{[ 36 ]} 평균 거리에서 빛은 태양 지평선에서 지구 지평선까지 약 8분 20초 만에 이동하고 ^{[ 37 ]} 태양과 지구에서 가장 가까운 지점에서 오는 빛은 약 2초 적게 걸립니다. 이 햇빛 에너지는 광합성을 통해 지구상의 거의 모든 생명 ^{[ c ] 을 지탱하고 [ 38 ]} 지구의 기후 와 날씨를 좌우합니다 . ^{[ 39 ]}

태양에는 명확한 경계가 없지만, 광구 위의 높이가 증가함에 따라 밀도가 기하급수적으로 감소합니다 . ^{[ 40 ]} 측정 목적으로 태양의 반지름은 태양 중심에서 광구 가장자리(태양의 겉보기 가시 표면)까지의 거리로 간주됩니다. ^{[ 41 ]} 태양의 원형도는 적도에서의 반지름과 ${\디스플레이스타일 R_{\textrm {eq}}}$ , 그리고 그 극점에서, ${\displaystyle R_{\textrm {pol}}}$ , 편평도 ^라고 불리는 [ ^{42 ]}

$${\displaystyle \Delta _{\odot }=(R_{\textrm {eq}}-R_{\textrm {pol}})/R_{\textrm {pol}}.}$$

이 값은 측정하기 어렵습니다. 대기 왜곡으로 인해 위성에서 측정해야 합니다. 값이 매우 작아 매우 정밀한 기술이 필요합니다. ^{[ 43 ]}

편평도는 한때 수성의 근일점 세차운동을 설명하기에 충분하다고 제안되었지만 아인슈타인은 일반 상대성 이론 이 구형 태양을 사용하여 세차운동을 설명할 수 있다고 제안했습니다. ^{[ 43 ]} 태양 역학 관측소 ^{[ 44 ]} 와 피카르 위성 ^{[ 42 ]} 을 통해 편평도의 고정밀 측정이 가능해졌을 때 측정된 값은 예상보다 더 작았습니다. ^{[ 43 ]} 8.2 x 10−6 ^또는 백만 분의 8이었습니다. 이러한 측정으로 태양이 지금까지 관찰된 완벽한 구형에 가장 가까운 자연물임이 밝혀졌습니다. ^{[ 45 ]} 편평도 값은 태양 복사 변화와 관계없이 일정하게 유지됩니다. ^{[ 42 ]} 행성의 조석 효과는 약하고 태양의 모양에 큰 영향을 미치지 않습니다. ^{[ 46 ]}

태양은 적도에서 극 보다 더 빨리 자전합니다 . 이러한 차등 자전은 열 전달로 인한 대류 운동 과 태양의 자전에 의한 코리올리 힘 에 의해 발생합니다 . 별에 의해 정의된 기준 프레임에서 자전 주기는 적도에서 약 25.6일, 극에서 33.5일입니다. 태양을 공전하는 지구에서 볼 때 적도에서 태양의 겉보기 자전 주기는 약 28일입니다. ^{[ 47 ]} 북극 위의 유리한 지점에서 볼 때 태양은 자전축을 중심으로 시계 반대 방향으로 회전합니다. ^{[ d ] [ 48 ]}

태양 유사체 조사에 따르면 초기 태양은 오늘날보다 최대 10배 더 빠르게 회전했을 것으로 보입니다. 이로 인해 표면이 훨씬 더 활동적이 되어 X선과 자외선 방출이 더 많았을 것입니다. 흑점은 표면의 5~30%를 덮었을 것입니다. ^{[ 49 ]} 태양의 자기장이 유출되는 태양풍 과 상호 작용하면서 자기 브레이크 로 인해 회전 속도가 점차 느려졌습니다 . ^{[ 50 ]} 이 빠른 원시 회전의 흔적은 여전히 ​​태양의 핵에 남아 있으며, 일주일에 한 번 회전하는 속도로 회전합니다. 이는 평균 표면 회전 속도의 4배입니다. ^{[ 51 ] [ 52 ]}

태양은 주로 수소 와 헬륨 원소로 구성되어 있습니다 . 태양의 수명에서 이 두 원소는 광구에서 각각 태양 질량의 74.9%와 23.8%를 차지합니다. ^{[ 53 ]} 천문학에서 금속 이라고 하는 모든 무거운 원소는 질량의 2% 미만을 차지하며, 산소 (태양 질량의 약 1%), 탄소 (0.3%), 네온 (0.2%), 철 (0.2%)이 가장 풍부합니다. ^{[ 54 ]}

태양의 원래 화학 조성은 태양 이 형성된 성간 물질 에서 물려받았습니다. 원래는 약 71.1%의 수소, 27.4%의 헬륨, 그리고 1.5%의 더 무거운 원소로 구성되었을 것입니다. ^{[ 53 ]} 태양에 있는 수소와 대부분의 헬륨은 우주의 처음 20분 동안 빅뱅 핵합성 에 의해 생성되었을 것이고, 더 무거운 원소들은 태양이 형성되기 전 이전 세대의 별들에 의해 생성 되었고, 별의 삶의 마지막 단계 와 초신성 과 같은 사건들에 의해 성간 물질로 퍼졌습니다 . ^{[ 55 ]}

태양이 형성된 이래 주요 핵융합 과정은 수소를 헬륨으로 융합하는 것이었습니다. 지난 46억 년 동안 태양 내에서 헬륨의 양과 위치가 점차 변했습니다. 핵융합으로 인해 핵융합으로 인해 핵핵 내 헬륨의 비율이 약 24%에서 약 60%로 증가했으며, 일부 헬륨과 중원소는 중력 때문에 광구에서 태양 중심으로 가라앉았습니다 . 중원소의 비율은 변하지 않았습니다. 열은 대류가 아닌 복사를 통해 태양 핵에서 외부로 전달되므로 (아래 복사대 참조 ) 핵융합 생성물은 열에 의해 외부로 들어 올려지지 않고 핵에 남아 있습니다. ^{[ 56 ]} 점차적으로 헬륨의 내부 핵이 형성되기 시작했지만 현재 태양 핵은 헬륨을 융합할 만큼 뜨겁거나 밀도가 높지 않기 때문에 융합할 수 없습니다. 현재 광구에서 헬륨 분율은 감소하고 금속성은 원시 별 단계(핵에서 핵융합이 시작되기 전) 의 84%에 불과합니다 . 미래에는 헬륨이 계속해서 핵에 축적될 것이며, 약 50억 년 후에는 이러한 점진적인 축적으로 인해 결국 태양은 주계열 에서 벗어나 적색 거성이 될 것 입니다 . ^{[ 57 ]}

광구의 화학적 조성은 일반적으로 원시 태양계의 조성을 나타내는 것으로 간주됩니다. ^{[ 58 ]} 일반적으로 위에서 설명한 태양 중원소 풍부도는 태양 광구의 분광법을 사용하고 녹는 온도까지 가열된 적이 없는 운석 의 풍부도를 측정하여 측정합니다. 이러한 운석은 원시별 태양의 조성을 유지하는 것으로 생각되므로 중원소의 침전에 영향을 받지 않습니다. 두 방법은 일반적으로 잘 일치합니다. ^{[ 59 ]}

태양의 핵은 중심에서 태양 반경의 약 20~25%까지 확장됩니다. ^{[ 60 ]} 최대 밀도를 갖습니다.150g/cm3 ^{[ 61 ] [ 62 ] (} 물 밀도의 약 150배) 및 약 1570만 켈빈 (K)의 온도. ^{[ 62 ]} 이와 대조적으로 태양 표면 온도는 약5800 K. SOHO 임무 데이터 에 대한 최근 분석은 핵이 외부 복사 영역보다 더 빠르게 회전한다는 생각을 뒷받침합니다. ^{[ 60 ]} 태양의 수명 대부분 동안 에너지는 양성자-양성자 사슬을 통해 핵 영역에서 핵융합으로 생성되었습니다 . 이 과정은 수소를 헬륨으로 변환합니다. ^{[ 63 ]} 현재 태양에서 생성되는 에너지의 0.8%는 CNO 사이클 이라고 하는 또 다른 핵융합 반응 시퀀스에서 나옵니다 . CNO 사이클에서 나오는 비율은 태양이 더 오래되고 더 밝아짐에 따라 증가할 것으로 예상됩니다. ^{[ 64 ] [ 65 ]}

핵은 핵융합을 통해 상당한 양의 열에너지를 생성하는 태양의 유일한 영역입니다 . 태양 에너지의 99%는 반지름의 가장 안쪽 24%에서 생성되고, 반지름의 30%를 넘어서는 곳에서는 핵융합이 거의 일어나지 않습니다. 나머지 태양은 이 에너지가 여러 연속적인 층을 거쳐 외부로 전달되고, 마지막으로 태양 광구로 이동하여 복사(광자) 또는 대류(거대 입자)를 통해 우주로 빠져나가면서 가열됩니다. ^{[ 66 ] [ 67 ]}

양성자-양성자 사슬은 주변에서 발생합니다.코어에서 초당 9.2 × 1037 ^회 , 약 3.7 × 10^{매초 38개의} 양성자가 알파 입자 (헬륨 핵)로 전환됩니다(총 8.9 × 10개태양에는 약 ^{56개의 자유 양성자가 있습니다.}6.2 × 10 ¹¹  kg/s . 그러나 각 양성자는 PP 사슬을 사용하여 다른 양성자와 융합하는 데 평균 약 90억 년이 걸립니다. ^{[ 66 ]} 4개의 자유 양성자 (수소 핵)를 단일 알파 입자(헬륨 핵)로 융합하면 융합 질량의 약 0.7%가 에너지로 방출됩니다. ^{[ 68 ]} 따라서 태양은 42억 6천만 kg/s의 질량-에너지 변환 속도(수소 6천억 kg 필요 ^{[ 69 ]} )로 에너지를 방출하여 384.6  요타와트 (3.846 × 10 ²⁶  W ), ^{[ 5 ]} 또는 9.192 × 10 초당 ¹⁰ 메가톤의 TNT . 태양의 높은 출력은 주로 핵의 엄청난 크기와 밀도(지구 및 지구상 물체와 비교했을 때)에 기인하며, 1m³ 당 생성되는 전력은 상당히 적습니다 . 태양 내부의 이론적 모델은 핵 중심에서 최대 전력 밀도 또는 에너지 생산량이 약 276.5 와트 /m³임을 나타냅니다. ^{[ 70 ]} Karl Kruszelnicki 에 따르면 이는 퇴비 더미 내부의 전력 밀도와 거의 같습니다. ^{[ 71 ]}

핵융합 속도는 자체 교정 평형 상태에 있습니다. 핵융합 속도가 약간 더 높으면 핵융합이 더 많이 가열되어 외층의 무게에 대해 약간 팽창하여 밀도와 핵융합 속도가 감소하고 교란이 교정됩니다 . 핵융합 속도가 약간 더 낮으면 핵융합이 약간 식고 수축하여 밀도와 핵융합 속도가 증가하고 다시 현재 속도로 돌아갑니다. ^{[ 72 ] [ 73 ]}

복사층은 태양의 가장 두꺼운 층으로 0.45 태양 반경입니다.핵심에서 약 0.7 태양 반경 까지는 열 복사가 에너지 전달의 주요 수단입니다. ^{[ 74 ]} 온도는 핵으로부터의 거리가 멀어짐에 따라 약 700만 켈빈에서 200만 켈빈으로 떨어집니다. ^{[ 62 ]} 이 온도 기울기는 단열 감소율 값보다 작기 때문에 대류를 구동할 수 없습니다.이것이 이 영역을 통한 에너지 전달이 열 대류가 아닌 복사 에 의한 이유를 설명합니다. ^{[ 62 ]} 수소와 헬륨 이온 은 광자를 방출하는데, 이 광자는 다른 이온에 의해 재흡수되기 전에 짧은 거리만 이동합니다. ^{[ 74 ]} 밀도는 0.25 태양 반경과 복사층의 상단인 0.7 반경 사이에서 백 배(20,000kg/ ^m3 에서 200kg/m3 ^{) 로 떨어집니다. [ 74 ]}

복사층과 대류층은 전이층인 타코클라인(tachocline) 에 의해 분리됩니다 . 이 영역은 복사층의 균일한 회전과 대류 층 의 차등 회전 사이의 급격한 체제 변화 로 인해 두 층 사이에 큰 전단력이 발생하는 영역입니다. 즉, 연속적인 수평층이 서로 스쳐 지나가는 상태입니다. ^{[ 75 ]} 현재 이 층 내의 자기 발전기 또는 태양 발전기가 태양 자기장을 생성한다는 가설이 있습니다 . ^{[ 62 ]}

태양의 대류층은 태양반경 0.7배(50만 km)에서 지표면 근처까지 뻗어 있습니다. 이 층에서 태양 플라즈마는 밀도가 낮고 뜨겁지 않아 내부의 열에너지를 복사를 통해 외부로 전달합니다. 대신, 플라즈마의 밀도는 대류가 발생하여 태양 에너지를 지표면으로 옮길 수 있을 만큼 낮습니다. 타코클라인에서 가열된 물질은 열을 흡수하고 팽창하여 밀도가 감소하고 상승합니다. 결과적으로, 질량의 규칙적인 운동은 열셀을 형성하여 대부분의 열을 위쪽의 태양 광구로 전달합니다. 물질이 광구 표면 바로 아래에서 확산 및 복사 냉각되면 밀도가 증가하고 대류층 바닥으로 가라앉습니다. 그곳에서 다시 복사층 상단의 열을 흡수하고 대류 순환이 계속됩니다. 광구에서는 온도가 350배나 떨어져 5,700K(9,800°F)가 되었고 밀도는 0.2g/m3 ⁽ 해수면 공기 밀도의 약 1/10,000, 대류대 내층의 100만분의 1)로 떨어졌습니다. ^{[ 62 ]}

대류대의 열 기둥은 태양 표면에 각인을 형성하여 가장 작은 규모에서는 태양 과립화(solar granulation) , 더 큰 규모에서는 초과립화(supergranulation) 라고 불리는 입자 모양을 형성합니다 . 태양 내부의 이 바깥쪽 부분에서 발생하는 난류 대류는 태양 표면 근처 부피에 걸쳐 "소규모" 다이나모 작용을 유지합니다. ^{[ 62 ]} 태양의 열 기둥은 베나드 셀(Bénard cell) 이며 대략 육각형 프리즘 모양을 띱니다. ^{[ 76 ]}

태양 대기는 대류대 꼭대기에서 태양권의 내부 경계까지 뻗어 있는 태양 영역입니다 . 이는 종종 광구, 채층 , 코로나 의 세 가지 주요 층으로 나뉩니다 . ^{[ 77 ]} 채층과 코로나는 종종 별도의 별도 층으로 간주되는 얇은 전이 영역 으로 분리됩니다. ^{[ 78 ] : 173–174} 일부 출처에서는 태양권을 외부 또는 확장된 태양 대기 로 간주합니다 . ^{[ 79 ] [ 80 ]}

태양의 가시 표면인 광구는 태양이 가시광선에 대해 불투명해지는 층입니다 . ^{[ 81 ]} 이 층에서 생성된 광자는 그 위의 투명한 태양 대기를 통해 태양을 빠져나가 태양 복사선인 햇빛이 됩니다. 불투명도의 변화는 가시광선을 쉽게 흡수하는 H- ^이온 의 양 이 감소하기 때문입니다 . ^{[ 81 ]} 반대로, 감지되는 가시광선은 전자가 수소 원자와 반응하여 H- 이온을 생성할 때 생성 ^됩니다 . ^{[ 82 ] [ 83 ]}

광구는 수십에서 수백 킬로미터 두께이며 지구의 공기보다 약간 덜 불투명합니다. 광구의 윗부분이 아랫부분보다 차가워서 태양의 이미지는 태양 원반의 가장자리나 변두리보다 중앙에서 더 밝게 보이는데 , 이를 변두리 감광(limb darkening) 이라고 하는 현상입니다 . ^{[ 81 ]} 햇빛의 스펙트럼은 대략 5,772K(9,930°F)에서 복사하는 흑체 의 스펙트럼과 같으며, ^{[ 12 ]} 광구 위의 얇은 층에서 나오는 원자 흡수선이 산재되어 있습니다. 광구의 입자 밀도는 ~10 ²³  m ^{−3 (해수면에서} 지구 대기 부피당 입자 수의 약 0.37% )입니다. 광구는 완전히 이온화되지 않았습니다. 이온화 정도는 약 3%이며 거의 모든 수소가 원자 형태로 남아 있습니다. ^{[ 84 ]}

태양의 가장 차가운 층은 약 1000°C까지 확장되는 최소 온도 영역입니다.광구 위 500km , 온도는 약4,100 K. [ ^{81 ] 태양} 의 이 부분은 일산화탄소 와 물과 같은 간단한 분자가 존재할 수 있을 만큼 충분히 차갑습니다. ^{[ 85 ]}

온도 최소층 위에는 약 층이 있습니다.두께는 2,000km 이며 방출선과 흡수선의 스펙트럼이 지배적입니다. ^{[ 81 ]} 이것은 그리스어 어근 chroma 에서 유래 한 색층 이라고 불리며 , 이는 일식의 시작과 끝에 색층이 색깔 있는 섬광으로 보이기 때문입니다. ^{[ 74 ]} 색층의 온도는 고도에 따라 점차 증가하며 최대 약상단 부근에서 20,000 K. ^{[ 81 ]} 색권의 상부에서 헬륨은 부분적으로 이온화 됩니다 . ^{[ 86 ]}

채층과 그 위의 코로나는 얇은 (약)으로 분리되어 있습니다.200km )의 전이영역으로 온도가 주변에서 급격히 상승하는 영역상부 채층에서 20,000K 에서 코로나 온도에 더 가깝습니다.1,000,000 K. [ ^{87 ] 온도} 증가는 전이 영역에서 헬륨의 완전한 이온화에 의해 촉진되며, 이는 플라스마의 복사 냉각을 상당히 감소시킵니다. ^{[ 86 ]} 전이 영역은 잘 정의된 고도에서 발생하지 않지만, 침상체 및 필라멘트 와 같은 채층 특징 주위에 일종의 후광을 형성하며 , 끊임없이 혼란스럽게 움직입니다. ^{[ 74 ]} 전이 영역은 지구 표면에서는 쉽게 볼 수 없지만 극자외선 에 민감한 기기를 사용하면 우주에서 쉽게 관찰할 수 있습니다 . ^{[ 88 ]}

코로나는 태양의 다음 층입니다. 태양 표면 근처의 저코로나는 입자 밀도가 약 10 ¹⁵  m ^-3 에서 10 ¹⁶  m ^-3 입니다 . ^{[ 86 ] [ e ]} 코로나와 태양풍의 평균 온도는 약 1,000,000~2,000,000 K입니다. 그러나 가장 뜨거운 영역에서는 8,000,000~20,000,000 K입니다. ^{[ 87 ]} 코로나의 온도를 설명하는 완전한 이론은 아직 없지만 적어도 일부 열은 자기 재결합 에서 나오는 것으로 알려져 있습니다 . ^{[ 87 ] [ 89 ]}

코로나의 바깥쪽 경계는 반경 방향으로 증가하는 대규모 태양풍 속도가 반경 방향으로 감소하는 알프벤파 위상 속도 와 같은 곳에 위치합니다.이것은 알프 벤 임계 표면 이라고 하는 폐쇄된 비구면 표면을 정의하며 , 이 표면 아래에서는 코로나 흐름이 아알프벤 이고 이 표면 위에서는 태양풍이 초알프벤입니다. ^{[ 90 ]} 이러한 전환이 발생하는 높이는 공간과 태양 활동에 따라 다르며, 가장 낮은 태양 최소값 근처와 가장 높은 태양 최대값 근처까지 도달합니다.2021년 4월, 파커 태양 탐사선이 태양 반경 16~20배에 달하는 태양 중심 거리에서 처음으로 이 표면을 통과했습니다 . ^{[ 91 ] [ 92 ]} 가능한 전체 범위에 대한 예측은 전체 범위를 8~30배 태양 반경 내에 두었습니다. ^{[ 93 ] [ 94 ] [ 95 ]}

태양권은 태양풍이 성간 매질 위에 우세한 우주 영역으로 정의됩니다. ^{[ 96 ]} 태양권의 난류와 동적 힘은 정보가 알프벤파의 속도로만 이동할 수 있기 때문에 내부 태양 코로나의 모양에 영향을 미칠 수 없습니다. 태양풍은 태양권을 통해 계속해서 바깥쪽으로 이동하여 ^{[ 97 ] [ 98 ]} 태양 자기장을 나선형 으로 형성합니다 . ^{[ 89 ]} 태양 권계면 에 충돌할 때까지태양으로부터 50AU. 2004년 12월, 보이저 1호 탐사선은 태양권계면의 일부로 여겨지는 충격파면을 통과했습니다. ^{[ 99 ]} 2012년 후반, 보이저 1호는 우주선 충돌이 현저히 증가 하고 태양풍에서 나오는 저에너지 입자가 급격히 감소한 것을 기록했는데, 이는 탐사선이 태양권계면을 통과하여 성간 물질 에 진입했음을 시사합니다 . ^{[ 100 ]} 실제로 2012년 8월 25일, 태양으로부터 약 122 천문 단위(18 Tm) 떨어진 곳에서 진입했습니다. ^{[ 101 ]} 태양권에는 태양의 특이한 은하계 운동 으로 인해 뒤로 뻗어 있는 태양꼬리가 있습니다 . ^{[ 102 ]}

태양은 가시광선 스펙트럼 전체에 걸쳐 빛을 방출합니다 . 우주에서 볼 때 또는 태양이 하늘 높이 있을 때 태양의 색은 흰색 이며 CIE 색 공간 지수는 (0.3, 0.3)에 가깝습니다. 우주에서 볼 때 파장당 태양 복사량은 스펙트럼의 녹색 부분에서 정점을 이룹니다. ^{[ 103 ] [ 104 ]} 태양이 하늘에서 매우 낮을 때 대기 산란으로 인해 태양이 노란색, 빨간색, 주황색 또는 자홍색으로 변하고 드물게는 녹색이나 파란색 으로 변하기도 합니다 . 일부 문화권에서는 정신적으로 태양을 노란색으로, 어떤 문화권에서는 빨간색으로 묘사합니다. 이에 대한 문화적 이유는 논쟁의 여지가 있습니다. ^{[ 105 ]} 태양은 G2 별로 분류됩니다 . ^{[ 66 ]} 즉 , G형 별 이며 2는 표면 온도가 G 클래스의 두 번째 범위에 있음을 나타냅니다 .

태양 상수는 태양이 햇빛에 직접 노출되는 단위 면적당 축적하는 에너지의 양입니다. 태양 상수는 대략 다음과 같습니다.태양으로부터 1 천문 단위 (AU) 거리에서 (즉, 지구 궤도 또는 그 근처) 1,368 W/m ^{2 (제곱미터당 와트)입니다. [ 106 ]} 지구 표면의 햇빛은 지구 대기 에 의해 약화 되므로 표면에 도달하는 전력이 줄어듭니다(1,000 W/m ² ) 태양이 천정 에 가까울 때 맑은 조건에서 . ^{[ 107 ]} 지구 대기 최상층의 햇빛은 (전체 에너지로) 약 50%의 적외선, 40%의 가시광선, 10%의 자외선으로 구성됩니다. ^{[ 108 ]} 대기는 특히 짧은 파장에서 태양 자외선의 70% 이상을 걸러냅니다. ^{[ 109 ]} 태양 자외선은 지구의 주간 상층 대기를 이온화하여 전기 전도성 전리층을 생성합니다 . ^{[ 110 ]}

태양에서 나오는 자외선은 살균 효과가 있어 도구 와 물을 살균하는 데 사용할 수 있습니다. 이 방사선은 햇볕에 타는 것을 유발하고, 비타민 D 생성 및 선탠 과 같은 다른 생물학적 효과도 나타냅니다. 또한 피부암 의 주요 원인입니다 . 자외선은 지구의 오존층 에 의해 크게 약화되므로 자외선의 양은 위도 에 따라 크게 달라지며, 인간 피부색의 변화를 포함한 여러 생물학적 적응에 부분적으로 기여해 왔습니다 . ^{[ 111 ]}

핵융합 반응으로 처음 방출된 고에너지 감마선 광자는 보통 몇 밀리미터만 이동한 후 복사층의 태양 플라스마에 거의 즉시 흡수됩니다. 재방출은 무작위 방향으로 보통 약간 낮은 에너지로 발생합니다. 이러한 방출 및 흡수 순서로 인해 방사선이 태양 표면에 도달하는 데 오랜 시간이 걸립니다. 광자의 이동 시간은 10,000년에서 170,000년 사이로 추정됩니다. ^{[ 112 ]} 이와 대조적으로 태양의 총 에너지 생산의 약 2%를 차지하는 중성미자는 표면에 도달하는 데 2.3초만 걸립니다 . 태양의 에너지 전달은 물질 과 열역학적 평형 상태 에 있는 광자를 포함하는 과정이기 때문에 태양의 에너지 전달 시간 척도는 30,000,000년 정도로 더 깁니다. 이는 태양의 핵에서 에너지 생성 속도가 갑자기 바뀌었을 때 태양이 안정 상태로 돌아가는 데 걸리는 시간입니다. ^{[ 113 ]}

전자 중성미자는 핵융합 반응으로 방출되지만, 광자와 달리 물질과 상호작용하는 경우가 드물기 때문에 거의 모두 태양으로부터 즉시 빠져나갈 수 있습니다. 그러나 태양에서 생성되는 이러한 중성미자 수 측정값은 이론 예측값보다 3배 낮습니다. 2001년 중성미자 진동이 발견되면서 이러한 불일치가 해소되었습니다. 태양은 이론에서 예측한 수의 전자 중성미자를 방출하지만, 중성미자 검출기에는 중성미자가 검출될 때쯤 이미 색이 변했기 때문에 그중 2⁄3 가 검출 되지 않았습니다. ^{[ 114 ]}

태양은 표면 전체에 걸쳐 변하는 항성 자기장을 가지고 있습니다. 극성 자기장은 1~2 가우스 (0.0001~  0.0002T )인 반면, 태양의 흑점 이라고 불리는 특징에서는 일반적으로 자기장이 3,000가우스(0.3T)이고 태양의 돌출부 에서는 10~100가우스(0.001~0.01T)입니다 . ^{[ 5 ]} 자기장은 시간과 위치에 따라 변합니다. 준주기적인 11년 태양주기는 흑점의 ​​수와 크기가 증가하고 감소하는 가장 두드러진 변화입니다. ^{[ 115 ] [ 116 ] [ 117 ]}

태양 자기장은 태양 자체를 훨씬 넘어 확장됩니다. 전기 전도성 태양풍 플라즈마는 태양의 자기장을 우주로 운반하여 행성간 자기장 이라고 하는 것을 형성합니다 . ^{[ 89 ]} 이상적인 자기 유체 역학 으로 알려진 근사치에서 플라즈마는 자기장 선을 따라서만 이동합니다. 결과적으로, 바깥쪽으로 흐르는 태양풍은 행성간 자기장을 바깥쪽으로 늘려 대략 방사형 구조로 만듭니다. 태양 자기 적도의 양쪽에 반대 반구형 극성을 갖는 단순한 쌍극자 태양 자기장의 경우, 태양풍에 얇은 전류 시트가 형성됩니다. 먼 거리에서는 태양의 회전으로 인해 쌍극자 자기장과 해당 전류 시트가 파커 나선 이라고 하는 아르키메데스 나선 구조로 꼬입니다 . ^{[ 89 ]}

흑점은 태양 광구에서 어두운 반점으로 보이며, 태양 내부에서 표면으로의 열 대류 전달이 억제되는 자기장의 집중 부위에 해당합니다. 결과적으로 흑점은 주변 광구보다 약간 차가워 어둡게 보입니다. 일반적인 태양 활동 극소 기에는 흑점이 거의 보이지 않으며, 때로는 전혀 보이지 않기도 합니다. 흑점이 나타나는 곳은 높은 태양 위도에 있습니다. 태양 주기가 극대기로 진행됨에 따라 흑점 은 태양 적도에 더 가깝게 형성되는 경향이 있는데, 이 현상을 슈뢰러의 법칙 이라고 합니다 . 가장 큰 흑점은 지름이 수만 킬로미터에 달할 수 있습니다. ^{[ 118 ]}

11년 태양흑점 주기는 22년 Babcock -Leighton 다이나모 주기의 절반으로, 토로이드형과 폴로이달형 태양 자기장 간의 진동적 에너지 교환에 해당합니다 . 태양주기 최대점에서 외부 폴로이달 쌍극자 자기장은 다이나모 주기 최소 강도에 가깝습니다. 그러나 타코클라인 내에서 차등 회전을 통해 생성된 내부 토로이드형 사극자 자기장은 최대 강도에 가깝습니다. 다이나모 주기의 이 지점에서 대류층 내의 부력 상승류는 광구를 통해 토로이드형 자기장을 발생시켜 대략 동서로 정렬되고 반대 자기 극성을 가진 발자국을 가진 태양흑점 쌍을 발생시킵니다. 태양흑점 쌍의 자기 극성은 매 태양주기마다 번갈아 나타나며, 이는 헤일의 법칙 으로 설명되는 현상입니다 . ^{[ 119 ] [ 120 ]}

태양 주기의 감소 단계 동안 에너지는 내부 토로이드 자기장에서 외부 폴로이달 자기장으로 이동하고 태양흑점의 수와 크기가 감소합니다. 태양 주기 최소점에서 토로이드 자기장은 그에 따라 최소 강도이고, 태양흑점은 비교적 드물며, 폴로이달 자기장은 최대 강도입니다. 다음 11년 태양흑점 주기가 증가함에 따라 차등 회전으로 인해 자기 에너지가 폴로이달 자기장에서 토로이드 자기장으로 다시 이동하지만, 극성은 이전 주기와 반대입니다. 이 과정은 지속적으로 진행되며, 이상적이고 단순화된 시나리오에서 각 11년 태양흑점 주기는 태양의 대규모 자기장의 전반적인 극성의 변화에 ​​해당합니다. ^{[ 121 ] [ 122 ]}

태양의 자기장은 태양 활동 이라고 통칭되는 많은 효과를 초래합니다 . 태양 플레어 와 코로나 질량 방출은 태양흑점 군에서 발생하는 경향이 있습니다. 느리게 변화하는 고속 태양풍 흐름이 광구 표면의 코로나 구멍 에서 방출됩니다 . 코로나 질량 방출과 고속 태양풍 흐름은 모두 플라스마와 행성간 자기장을 태양계로 운반합니다. ^{[ 123 ]} 지구에 대한 태양 활동의 영향에는 중위도에서 고위도의 오로라 와 무선 통신 및 전력 중단이 포함됩니다. 태양 활동은 태양계의 형성과 진화 에 큰 역할을 한 것으로 여겨집니다 . ^{[ 124 ]}

11년 태양주기 동안 태양 복사량의 변화는 흑점 수의 변화와 상관관계가 있는 것으로 나타났습니다. ^{[ 125 ]} 태양주기는 지구 주변을 포함한 우주 날씨 조건에 영향을 미칩니다.예를 들어, 17세기에는 태양주기가 수십 년 동안 완전히 멈춘 것처럼 보였습니다. 마운더 최소기 라고 알려진 기간 동안에는 흑점이 거의 관찰되지 않았습니다.이것은 유럽이 비정상적으로 낮은 기온을 경험했던 소빙하기 시대와 일치했습니다 . ^{[ 126 ] [ 127 ]} 나무 고리 분석을 통해 더 일찍 확장된 최소기가 발견되었으며 평균보다 낮은 지구 온도와 일치했던 것으로 보입니다. ^{[ 128 ]}

광구의 온도는 약 6,000K인 반면 코로나의 온도는1,000,000–2,000,000 K. [ ^{87 ] 코로나} 의 높은 온도는 광구로부터의 직접적인 열 전도 이외의 다른 것에 의해 가열된다는 것을 보여줍니다. ^{[ 89 ]}

코로나를 가열하는 데 필요한 에너지는 광구 아래 대류 영역에서 난류 운동에 의해 제공된다고 생각되며, 코로나 가열을 설명하기 위해 두 가지 주요 메커니즘이 제안되었습니다. ^{[ 87 ]} 첫 번째는 파동 가열로, 대류 영역에서 난류에 의해 음파, 중력파 또는 자기 유체 역학파가 생성됩니다. ^{[ 87 ]} 이러한 파동은 위쪽으로 이동하여 코로나에서 소멸되고 열의 형태로 주변 물질에 에너지를 저장합니다. ^{[ 129 ]} 다른 하나는 자기 가열로, 자기 에너지는 광구 운동에 의해 지속적으로 축적되고 대규모 태양 플레어와 수많은 유사하지만 더 작은 이벤트( 나노 플레어) 의 형태로 자기 재결합을 통해 방출됩니다 . ^{[ 130 ]}

현재 파동이 효율적인 가열 메커니즘인지는 불분명합니다. 알프벤파를 제외한 모든 파동은 코로나에 도달하기 전에 소멸되거나 굴절되는 것으로 나타났습니다. ^{[ 131 ]} 또한 알프벤파는 코로나에서 쉽게 소멸되지 않습니다. 따라서 현재 연구 초점은 플레어 가열 메커니즘으로 옮겨졌습니다. ^{[ 87 ]}

현재 태양은 주계열성 단계의 거의 절반을 지나고 있습니다. 40억 년 넘게 큰 변화를 보이지 않았으며 ^{, 앞으로 약} 50억 년 동안은 비교적 안정적인 상태를 유지할 것입니다. 그러나 핵융합이 중단된 후 태양은 내부와 외부 모두에서 극적인 변화를 겪게 될 것입니다.

태양은 약 46억 년 전에 대부분 수소와 헬륨으로 구성되어 있고 아마도 다른 많은 별들을 낳았던 거대한 분자 구름 의 일부가 붕괴되어 형성되었습니다. ^{[ 132 ]} 이 시대는 항성 진화 의 컴퓨터 모델 과 핵우주연대학을 통해 추정됩니다 . ^{[ 13 ]} 결과는 45억 6,700만 년 전인 가장 오래된 태양계 물질의 방사성 연대 측정과 일치합니다. ^{[ 133 ] [ 134 ]} 고대 운석 에 대한 연구에서는 폭발하는 수명이 짧은 별 에서만 형성되는 철-60 과 같은 수명이 짧은 동위 원소의 안정적인 자식 핵의 흔적이 드러났습니다.이는 태양이 형성된 위치 근처에서 하나 이상의 초신성이 발생했음을 나타냅니다.근처 초신성의 충격파가 분자 구름 내의 물질을 압축하고 특정 영역이 자체 중력으로 붕괴되도록 하여 태양 형성을 촉발했을 것입니다. ^{[ 135 ]} 구름의 한 조각이 붕괴되면서 각운동량 보존 법칙 에 따라 회전하기 시작했고 압력이 증가하면서 열이 올랐습니다. ^{[ 136 ]} 대부분의 질량이 중심부에 집중되었고 나머지는 평평해져서 행성과 다른 태양계 천체가 될 원반이 되었습니다. ^{[ 137 ] [ 138 ]} 구름 중심부의 중력과 압력은 주변 원반에서 더 많은 물질을 축적하면서 많은 열을 발생시켰고 결국 핵융합을 촉발했습니다 . ^{[ 139 ]}

별 HD 162826 과 HD 186302 는 태양과 유사성을 공유하며 동일한 분자 구름에서 형성된 태양의 형제 별이라고 가정됩니다. ^{[ 140 ] [ 141 ]}

태양은 주계열 단계의 약 절반에 도달했으며, 이 단계에서 태양 중심부의 핵융합 반응이 수소를 헬륨으로 융합합니다. 매초 40억 킬로그램 이상의 물질이 태양 중심부에서 에너지로 변환되어 중성미자와 태양 복사를 생성합니다. 이 속도로 태양은 지금까지 지구 질량의 약 100배, 즉 태양 총 질량의 약 0.03%를 에너지로 변환했습니다. 태양은 적색 거성 단계 에 도달하기 전에 주계열성으로 총 약 100억~110억 년을 보낼 것입니다. ^{[ 142 ]} ESA의 가이아 우주 관측선 임무에 따르면 80억 년이 되면 태양은 2022년 가장 뜨거운 지점에 도달할 것입니다. ^{[ 143 ]}

태양은 주계열에 있는 동안 핵, 표면이 점점 더 뜨거워지고, 반지름이 커지고, 더 밝아지고 있습니다. 주계열 수명이 시작된 이래로 반지름이 15% 확장되었고 표면 온도는 5,620K(9,660°F)에서 5,772K(9,930°F)로 증가하여 광도가 0.677 태양 광도 에서 현재 1.0 태양 광도로 48% 증가했습니다. 이는 핵에 있는 헬륨 원자가 융합된 수소 원자 보다 평균 분자량이 높아 열압이 낮아지기 때문입니다. 따라서 핵이 수축하여 태양의 바깥층이 중심에 더 가까워지면서 중력 위치 에너지가 방출됩니다 . 비리얼 정리 에 따르면 , 방출된 중력 에너지의 절반은 가열로 전환되어 핵융합이 일어나는 속도가 점차 증가하고 따라서 광도가 증가합니다. 이 과정은 핵이 점차 밀도가 높아짐에 따라 가속화됩니다. ^{[ 144 ]} 현재 1억 년마다 약 1%씩 밝기가 증가하고 있습니다. 이러한 증가로 인해 지구에서 액체 물이 고갈되려면 지금부터 최소 10억 년이 걸릴 것입니다. ^{[ 145 ]} 그 후, 지구는 더 이상 복잡한 다세포 생명체를 지탱할 수 없게 되고 지구상에 남아 있는 마지막 다세포 유기체는 최종적이고 완전한 대량 멸종을 겪게 될 것입니다 . ^{[ 146 ]}

태양은 초신성 으로 폭발할 만큼 충분한 질량을 가지고 있지 않습니다 . 대신 약 50억 년 안에 핵의 수소가 고갈되면 핵의 수소 융합이 멈추고 핵이 수축하는 것을 막을 수 있는 것이 없게 됩니다. 중력 위치 에너지의 방출로 인해 태양의 광도가 증가하여 주계열 단계가 끝나고 태양은 다음 10억 년 동안 팽창하게 됩니다. 먼저 준거성 으로 , 그다음 적색 거성 으로 팽창하게 됩니다 . ^{[ 144 ] [ 147 ] [ 148 ]} 중력 수축으로 인한 가열로 인해 태양이 팽창하고 핵 바로 바깥 껍질에서 수소 융합이 일어나 융합되지 않은 수소가 남아 광도가 증가하게 되며 결국 현재 광도의 1,000배 이상에 도달하게 됩니다. ^{[ 144 ]} 태양이 적색 거성 가지 (RGB) 단계에 진입하면 수성 과 금성을 삼켜버리고 파괴할 가능성이 매우 높습니다 . 2008년 논문에 따르면, 태양의 질량 손실로 인해 지구 궤도는 초기에 최대 1.5AU(2억 2천만 km, 1억 4천만 마일)까지 확장될 것으로 예상됩니다. 그러나 이후 조석력 (그리고 궁극적으로 하부 채층의 저항)으로 인해 지구 궤도가 수축하기 시작하여, 75억 9천만 년 후 적색거성가지 단계의 끝부분에서 태양에 삼켜지게 됩니다. 이는 수성과 금성이 각각 적색거성가지 단계의 끝부분에서 동일한 운명을 겪은 지 380만 년과 100만 년 후의 일입니다. ^{[ 148 ]}

태양이 적색거성가지 끝에 도달할 때쯤이면 현재보다 약 256배 더 커져 반지름이 1.19AU(1억 7,800만 km, 1억 1,100만 마일)가 될 것입니다. ^{[ 148 ] [ 149 ]} 태양은 적색거성계에서 약 10억 년을 보내며 질량의 약 3분의 1을 잃게 될 것입니다. ^{[ 148 ]}

적색 거성 가지 이후, 태양은 약 1억 2천만 년의 활동적인 수명을 남겨두고 있지만, 많은 일들이 일어납니다. 먼저, 축퇴된 헬륨 으로 가득 찬 핵이 헬륨 섬광 으로 격렬하게 점화됩니다. 핵의 6%, 즉 태양 질량의 40%가 삼중 알파 과정을 통해 몇 분 안에 탄소로 전환될 것으로 추정됩니다 . ^{[ 150 ]} 그 후 태양은 현재 크기의 약 10배, 광도는 50배로 줄어들며, 온도는 현재보다 약간 낮습니다. 그러면 적색 덩어리 또는 수평 가지 에 도달하게 되지만 , 태양과 같은 금속성을 가진 별은 수평 가지를 따라 청색으로 진화하지 않습니다. 대신, 핵에서 헬륨과 계속 반응하면서 약 1억 년에 걸쳐 적당히 커지고 더 밝아질 뿐입니다. ^{[ 148 ]}

헬륨이 고갈되면 태양은 핵의 수소가 고갈되었을 때와 같은 팽창을 반복합니다. 그러나 이번에는 모든 것이 더 빨리 일어나고 태양은 더 크고 더 밝아집니다. 이것은 점근 적 거성 가지 단계이며 태양은 껍질의 수소 또는 더 깊은 껍질의 헬륨과 번갈아 반응합니다. 초기 점근적 거성 가지에서 약 2천만 년 후 태양은 점점 불안정해지며 빠른 질량 손실과 약 10만 년마다 수백 년 동안 크기와 광도가 증가하는 열 펄스가 발생합니다. 열 펄스는 매번 커지고 나중 펄스는 광도를 현재 수준의 최대 5,000배까지 끌어올립니다. 그럼에도 불구하고 태양의 최대 AGB 반경은 팁 RGB 최대값인 179 R ☉ 또는 약 _0.832 AU(1억 2,450만 km, 7,730만 마일)만큼 크지 않습니다. ^{[ 148 ] [ 151 ]}

모델은 질량 손실의 속도와 시기에 따라 달라집니다. 적색 거성 가지에서 더 높은 질량 손실을 보이는 모델은 점근 거성 가지 끝부분에 더 작고 덜 밝은 별을 생성하는데, 아마도 광도는 2,000배에 불과하고 반지름은 200배 미만일 것입니다. ^{[ 148 ]} 태양의 경우, 외피를 완전히 잃고 행성상 성운을 만들기 시작하기 전에 네 번의 열 펄스가 예측됩니다 . ^{[ 152 ]}

포스트 아심프토틱 거성 가지 진화는 더욱 빠릅니다. 온도가 증가함에 따라 광도는 거의 일정하게 유지되며, 방출된 태양 질량의 절반은 노출된 핵이 30,000K(53,500°F)에 도달하면 마치 일종의 파란색 루프 에 있는 것처럼 행성상 성운 으로 이온화됩니다 . 마지막 맨 핵인 백색 왜성 은 100,000K(180,000°F) 이상의 온도를 가지며 태양의 현재 질량의 약 54.05%를 포함할 것으로 추정됩니다. ^{[ 148 ]} 시뮬레이션은 태양이 행성상 성운을 형성할 수 있는 가장 가벼운 별 중 하나일 수 있음을 나타냅니다. ^{[ 153 ]} 행성상 성운은 약 10,000년 안에 분산되지만 백색 왜성은 가상의 초고밀도 흑색 왜성 으로 사라지기 전에 수조 년 동안 생존할 것입니다 . ^{[ 154 ] [ 155 ] [ 156 ]} 따라서 더 이상 에너지를 방출하지 않습니다. ^{[ 157 ]}

태양에는 알려진 행성이 여덟 개 있습니다. 여기에는 지구형 행성 네 개 ( 수성 , 금성 , 지구 , 화성 ), 가스형 행성 두 개 ( 목성 과 토성 ), 얼음형 행성 두 개 ( 천왕성 과 해왕성 )가 포함됩니다. 태양계에는 일반적으로 왜 소행성으로 간주되는 천체 아홉 개와 그 외 후보 천체 몇 개 , 소행성대 , 수많은 혜성 , 그리고 해왕성 궤도 너머에 있는 많은 얼음 천체들이 있습니다. 여섯 개의 행성과 많은 작은 천체들도 자체적인 자연 위성을 가지고 있습니다 . 특히 목성, 토성, 천왕성의 위성계는 어떤 면에서 태양계의 축소판과 같습니다. ^{[ 158 ]}

태양은 행성의 중력에 의해 움직입니다. 태양의 중심은 0.1~2.2 태양 반경 범위 내에서 태양계 중심 주위를 움직입니다. 중심 주위의 태양의 운동은 약 179년마다 반복되며, 주로 목성과 토성의 회합 주기로 인해 약 30° 회전합니다. ^{[ 159 ]} 이 운동은 주로 목성, 토성, 천왕성, 해왕성에 의해 발생합니다. 수십 년의 일부 기간(해왕성과 천왕성이 대립 에 있을 때 )에는 운동이 다소 규칙적이어서 삼엽형 패턴을 형성하지만 이 기간 사이에는 더 혼란스러워 보입니다. ^{[ 160 ]} 179년(목성과 토성의 회합 주기의 9배 ) 후에는 패턴이 다소 반복되지만 약 24° 회전합니다. ^{[ 161 ]} 지구를 포함한 내행성의 궤도는 동일한 중력에 의해 유사하게 변위되므로 태양의 움직임은 지구와 태양의 상대적 위치나 시간에 따른 지구에 대한 태양 복사 강도에 거의 영향을 미치지 않습니다. ^{[ 162 ]}

태양의 중력장은 약 2광년 떨어진 주변 별의 중력을 지배하는 것으로 추정됩니다.125,000 AU ). 이와 대조적으로 오르트 구름 의 반경에 대한 낮은 추정치는 그것을 더 멀리 두지 않습니다.50,000 AU . ^{[ 163 ]} 대부분의 질량은 3,000~사이의 영역을 공전하고 있습니다.100,000 AU . ^{[ 164 ]} 혜성 웨스트 와 같은 가장 멀리 알려진 천체는 주변에 무원소를 가지고 있습니다.태양으로부터 70,000 AU . ^{[ 165 ]} 은하핵에 대한 태양의 힐 구면 , 중력 영향의 효과적인 범위는 GA Chebotarev 에 의해 230,000 AU로 계산되었습니다. ^{[ 166 ]}

이 섹션은 태양계 § 천체 이웃 에서 발췌한 것입니다 . 편집[]

태양으로부터 10광년 이내에는 비교적 적은 별들이 있으며, 가장 가까운 별은 약 4.4광년 떨어져 있고 국부 거품의 G-구름 에 있을 수 있는 삼중성계 알파 센타우리 입니다 . ^{[ 168 ]} 알파 센타우리 A와 B는 태양과 유사한 별의 긴밀한 쌍인 반면, 태양에 가장 가까운 별인 작은 적색 왜성 프록시마 센타 우리 는 0.2광년 거리에서 이 쌍을 공전합니다.2016년에 잠재적으로 거주 가능한 외계 행성 이 프록시마 센타 우리를 공전하는 것으로 발견되었으며, 이는 태양에서 가장 가까운 확인된 외계 행성 인 프록시마 센타우리 b 입니다. ^{[ 169 ]}

태양계는 국부 성간 구름 에 둘러싸여 있지만 , 국부 성간 구름에 포함되어 있는지 아니면 구름 가장자리 바로 바깥쪽에 있는지는 확실하지 않습니다. ^{[ 170 ]} 태양에서 300광년 이내의 이 지역에는 국부 거품 이라고 알려진 여러 다른 성간 구름이 존재합니다 . ^{[ 170 ]} 후자의 특징은 성간 물질에 있는 모래시계 모양의 공동 또는 초거품으로 , 지름이 약 300광년입니다. 이 거품은 고온 플라스마로 가득 차 있어 최근의 여러 초신성의 산물일 수 있음을 시사합니다. ^{[ 171 ]}

로컬 버블은 이웃에 있는 더 넓은 Radcliffe Wave 및 Split 선형 구조(이전의 Gould Belt ) 에 비해 작은 초거품입니다 . 각 구조는 길이가 수천 광년에 이릅니다. ^{[ 172 ]} 이러한 모든 구조는 육안으로 볼 수 있는 은하수의 대부분의 별을 포함하는 오리온 팔 의 일부입니다 . ^{[ 173 ]}

별들의 집단은 함께 성단을 형성한 후, 공동 운동 연합으로 분해됩니다. 육안으로 볼 수 있는 눈에 띄는 집단은 큰곰자리 이동성단 으로 , 국부 거품(Local Bubble) 내에서 약 80광년 떨어져 있습니다. 가장 가까운 성단은 국부 거품 가장자리에 있는 히아데스 성단 입니다. 가장 가까운 별 형성 영역은 남쪽관상구름(Corona Australis Molecular Cloud) , 뱀주인자리 로(Rho Ophiuchi) 성단 , 그리고 황소자리 분자 구름 입니다. 후자는 국부 거품 바로 너머에 있으며 래드클리프 파동의 일부입니다. ^{[ 174 ]}

태양으로부터 0.8광년 이내를 지나는 별의 근접 비행은 약 10만 년에 한 번 발생합니다. 가장 가까이에서 정확하게 측정된 접근은 숄츠별(Scholz's Star) 로 , ~에 접근했습니다.약 7만 년 전 태양의 50,000 AU가 외측 오르트 구름을 통과했을 가능성이 있습니다. ^{[ 175 ]} 10억 년마다 별이 그 안을 통과할 확률은 1%입니다.태양으로부터 100AU 떨어진 곳 에서 태양계를 교란시킬 가능성이 있습니다. ^{[ 176 ]}

태양은 태양계 전체를 따라 은하의 질량 중심을 평균 속도 230km/s(828,000km/h)로 공전하며, ^{[ 177 ]} 태양이 형성된 이후로 약 20번 공전하여 한 바퀴( 은하년 )를 도는 데 지구 기준으로 약 2억 2천만~2억 5천만 년이 걸립니다 . ^{[ 178 ] [ 179 ]} 태양의 운동 방향인 태양 정점은 대략 베가 별 방향과 같습니다 . ^{[ 180 ]} 과거에 태양은 아마도 오리온-에리다누스 초거대기포를 통과한 후 국부 기포에 들어갔을 것입니다. ^{[ 181 ]}

태양이 은하계를 공전할 때, 그 주변의 다른 별들의 평균 운동에 대해서도 움직입니다. 간단한 모델은 은하와 함께 회전하는 기준계에서 태양이 타원 궤도를 그리며 은하계를 공전하는 지점을 공전한다고 예측합니다. ^{[ 182 ]} 태양이 그 지점을 공전하는 주기는 약 1억 6,600만 년으로, 그 지점이 은하계를 공전하는 데 걸리는 시간보다 짧습니다. 타원의 길이는 약 1,760  파섹 이고 너비는 약 1,170파섹입니다. (이를 은하 중심에서 태양까지의 거리인 약 7~8킬로파섹과 비교해 보세요.) 동시에 태양은 은하 평면의 "북쪽"과 "남쪽"으로 다른 주기인 약 8,300만 년으로 이동하며, 평면에서 약 99파섹 떨어져 있습니다. ^{[ 183 ]} 태양이 은하계를 한 바퀴 도는 데 걸리는 시간은 약 2억 4천만 년입니다. ( 자세한 내용은 항성 운동학을 참조하세요.)

태양의 은하수 궤도는 은하 나선팔 안팎의 질량 분포가 불균일하기 때문에 교란됩니다. 태양이 고밀도 나선팔을 통과하는 과정은 충돌 사건 증가로 인해 지구의 대량 멸종 과 종종 일치한다는 주장이 있습니다 . ^{[ 184 ]} 태양계가 은하수를 한 바퀴 도는 데 약 2억 2,500만~2억 5,000만 년( 은하년 ) 이 걸리므 로 ^{[ 179 ]} 태양의 수명 동안 20~25번의 궤도를 도는 것으로 여겨집니다. 태양계의 은하수 중심 궤도 속도는 약 251km/s(156마일/s)입니다. ^{[ 185 ]} 이 속도로 태양계가 1광년 거리를 이동하는 데 약 1,190년이 걸리며, 7일이 걸립니다.1AU . ^{[ 186 ]}

은하수는 우주 마이크로파 배경 복사 (CMB)에 대해 바다뱀자리 방향으로 550km/s의 속도로 움직이고 있지만, 태양은 은하 중심을 기준으로 백조자리 방향(은하 경도 90°, 위도 0°)으로 200km/s 이상의 속도로 움직이고 있으므로  , CMB에 대한 합산 속도는 크레이터 또는 사자자리 방향 (은하 위도 264°, 위도 48°)으로 약 370km/s입니다. ^{[ 187 ]} 이는 백조자리로부터 132° 떨어져 있습니다.

많은 선사 시대와 고대 문화에서 태양은 태양신 또는 기타 초자연적 존재로 여겨졌습니다. ^{[ 188 ] [ 189 ]} 기원전 1천년 초, 바빌로니아 천문학자들은 황도를 따라 태양의 운동이 균일하지 않다는 것을 관찰했지만 그 이유는 알지 못했습니다. 오늘날 이는 지구가 타원 궤도를 따라 움직이기 때문이라는 것이 알려져 있으며 , 근일점에서 태양에 가까울수록 더 빨리 움직이고 원일점에서 태양에서 멀어질수록 더 느리게 움직입니다. ^{[ 190 ]}

태양에 대한 과학적 또는 철학적 설명을 제시한 최초의 인물 중 한 명은 그리스 철학자 아낙사고라스 였습니다. 그는 태양이 펠로폰네소스 반도보다 훨씬 큰 거대한 불타는 금속 공이며 달이 태양빛을 반사한다고 추론했습니다. ^{[ 191 ]} 에라토스테네스는 기원전 3세기에 지구와 태양 사이의 거리를 "400과 80000 스타디아의 수백만 배 "로 추정했는데, 이 번역은 모호하여 4,080,000 스타디아 (755,000km) 또는 804,000,000 스타디아(1억 4,800만~1억 5,300만km 또는 0.99~1.02 AU)를 의미합니다. 후자의 값은 몇 퍼센트 이내로 정확합니다. 서기 1세기에 프톨레마이오스는 그 거리를 지구 반경의 1,210배 , 즉 약 771만 킬로미터(0.0515 AU)로 추정했습니다. ^{[ 192 ]}

태양이 행성 궤도의 중심이라는 이론은 기원전 3세기에 사모스의 고대 그리스인 아리스타르코스 가 처음 제안했고 ^{[ 193 ]} 나중에 셀레우코스가 이를 채택했습니다 ( 태양 중심설 참조 ). ^{[ 194 ]} 이 관점은 16세기에 니콜라우스 코페르니쿠스 가 태양 중심 체계의 보다 자세한 수학적 모델을 개발하면서 발전되었습니다 . ^{[ 195 ]}

한나라 (기원전 202년~서기 220년) 때 중국 천문학자 들이 태양흑점 관측을 기록했으며 , 이들의 관측 기록은 수 세기 동안 보존되어 왔습니다. 아베로에스 또한 12세기에 태양흑점에 대한 설명을 제공했습니다. ^{[ 196 ]} 17세기 초 망원경이 발명되면서 토머스 해리엇 , 갈릴레오 갈릴레이를 비롯한 천문학자들은 태양흑점을 자세히 관측할 수 있었습니다. 갈릴레오는 태양흑점이 지구와 태양 사이를 지나가는 작은 물체가 아니라 태양 표면에 있다고 가정했습니다. ^{[ 197 ]}

중세 이슬람 천문학의 공헌 에는 알-바타니가 태양의 원지점 (고정된 별들에 대한 태양 궤도에서 태양이 가장 느리게 움직이는 것처럼 보이는 지점)의 방향이 변하고 있다는 것을 발견한 것이 포함됩니다 . ^{[ 198 ]} 현대 태양 중심설에 따르면 이는 지구 궤도 의 원일점이 점진적으로 움직이기 때문에 발생합니다 . 이븐 유누스는 대형 아스트롤라베를 사용하여 수년간 태양의 위치를 ​​10,000개 이상 기록했습니다 . ^{[ 199 ]}

태양까지의 최초의 비교적 정확한 거리는 1684년 조반니 도메니코 카시니 에 의해 결정되었습니다 . 태양 시차를 직접 측정하는 것이 어렵다는 것을 알고 있던 그는 화성의 시차를 측정하기로 했습니다. 프랑스령 기아나 의 일부인 카옌 으로 장 리셰를 보내 동시 측정을 한 후, 파리에 있는 카시니는 1672년 화성이 지구에 가장 가까웠을 때 화성 의 시차를 결정했습니다 . 두 관측치 사이의 원주 거리를 사용하여 카시니는 지구-화성 거리를 계산한 다음 케플러의 법칙을 사용하여 지구-태양 거리를 결정했습니다. 현대 값보다 약 10% 작은 그의 값은 이전의 모든 추정치보다 훨씬 컸습니다. ^{[ 200 ]}

1032년 금성의 일면통과 를 관찰한 페르시아의 천문학자이자 박식 가인 이븐 시나는 금성이 태양보다 지구에 더 가깝다는 결론을 내렸습니다. ^{[ 201 ]} 1677년 에드먼드 핼리는 수성이 태양을 가로지르는 일면통과를 관찰하여 행성의 태양 시차를 관찰하면(더 이상적으로는 금성의 일면통과를 이용) 지구, 금성 , 태양 사이의 거리를 삼각법으로 결정할 수 있다는 것을 깨달았습니다. ^{[ 202 ]} 1769년 금성의 일면통과를 주의 깊게 관찰한 결과 천문학자들은 지구와 태양의 평균 거리를 93,726,900마일(150,838,800km)로 계산할 수 있었는데, 이는 현대 값보다 단 0.8% 더 큰 수치입니다. ^{[ 203 ]}