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태양 내부 광구 관찰
우리는 태양의 광구를 관찰할 때 우리는 별을 깊숙이 보지 않고, 에너지가 생성되는 지역을 확실히 보지 않는다는 사실이 있습니다. 천문학자들은 사람이 숨을 쉴 때 가슴이 팽창하고, 수축하는 것처럼 태양이 맥동한다는 것을 발견했습니다. 즉, 그것은 팽창하고 수축하는 것입니다. 이 맥동은 매우 미미하지만 태양 표면의 방사상 속도를 측정하여 감지할 수 있습니다. 태양에 있는 작은 지역의 속도는 규칙적인 방식으로, 처음에는 지구를 향해, 다음에는 멀리, 그리고 다른 방향으로 변화하는 것으로 관찰됩니다. 마치 태양이 수천 개의 우리의 폐를 통해 호흡하는 것과 같으며, 각 폐는 크기가 4000 ~ 15,000km 범위에 있으며 각 폐는 앞뒤로 움직입니다. 태양에서 진동하는 영역 중 하나의 일반적인 속도는 초당 수백 미터에 불과하며, 최대 속도에서 최소 속도로 그리고 다시 돌아오는 전체 주기를 완료하는데 약 5분이 걸립니다. 특정 지점에서 측정된 태양 크기의 변화는 몇 킬로미터를 넘지 않습니다. 여기서 놀라운 것은 이러한 작은 속도 변화가 태양 내부가 어떤 것인지를 결정하는 데 사용될 수 있다는 것입니다. 태양 표면의 움직임은 내부 깊은 곳에서 도달하는 파도에 의해 발생합니다. 속도 변화의 진폭 및 주기 길이에 대한 연구는 파도가 표면에 도달하기 전에 통과 한 층의 온도, 밀도 및 구성에 대한 정보들을 알 수 있습니다. 상황은 지진에 의해 생성된 지진파를 사용하여 지구 내부의 특성을 추론하는 것과 다소 유사합니다. 이러한 이유로 태양 진동에 대한 연구를 일진학라고합니다. 파도가 중심에서 표면으로 태양이 한 시간이 조금 넘게 걸리므로 중성미자와 같은 파도는 현재 태양 내부가 어떤 모습인지에 대한 정보들을 알 수 있습니다. 대조적으로, 오늘날 우리가 태양에서 나오는 태양광은 실제로 수십만 년 전에 핵에서 생성되어 있습니다. 일진학은 대류가 표면에서 중심을 향해 30% 안쪽으로 확장된다는 것을 보여주었습니다. 이 정보를 도면에 사용했었습니다. 맥동 측정은 또한 차동 회전 이적도에서 가장 빠른 회전이 발생하는 태양 표면에서 볼 수 있는 것은 대류 영역을 통해 지속됩니다. 그러나 대류 구역 아래에서 태양은 전체적으로 기체 상태임에도 불구하고 볼링공처럼 단단한 몸체인 것처럼 회전합니다. 일진학의 또 다른 발견은 핵반응이 수소를 헬륨으로 전환시킨 중심을 제외하고 태양 내부의 헬륨의 풍부함이 표면과 거의 동일하다는 것입니다. 그 결과는 우리가 태양 대기에서 측정된 풍부한 원소를 사용하여 태양 내부 모델을 구성할 때 우리가 정확하다는 것을 의미하기 때문에 천문학 자에게 중요합니다. 일진학은 또한 과학자들이 흑점 아래를 보고 그것이 어떻게 작동하는지 볼 수 있게 합니다. 태양 정원, 다양한 별들 그리고 우리는 흑점은 강한 자기장이 외부 에너지의 흐름을 차단하기 때문에 볼 수 있습니다. 흑점에서 나온 차가운 물질은 아래로 흐르고 흑점을 둘러싼 물질은 안쪽으로 당겨져 자기장과 함께 태양 흑점을 형성하는 데 필요한 강한 장을 유지합니다. 새로운 물질이 흑점 지역으로 들어가면 너무 차가워지고 밀도가 높아지고 가라앉아 몇 주 동안 지속될 수 있는 자체 지속 주기를 자체적으로 생성합니다. 아래쪽으로 흐르는 차가운 물질은 뜨거운 물질의 위쪽 흐름을 차단하는 일종의 플러그 역할을 합니다. 그리고 옆으로 방향이 전환되어 결국 흑점 주변의 태양 표면에 도달합니다. 즉, 태양은 더 많은 표면이 시원한 흑점으로 덮일 때 약간 더 많은 에너지를 방출합니다. 일진학은 지구에 영향을 미칠 수 있는 태양 폭풍을 예측하는 중요한 도구가 되었습니다. 활동 영역은 단, 며칠 만에 나타나고 커질 수 있습니다. 태양 회전 기간은 약 28일입니다. 따라서 태양 플레어와 코로나 질량 방출을 생성할 수 있는 지역은 태양의 먼 쪽에서 개발될 수 있으며, 오랫동안 우리는 직접 볼 수 없었습니다. 다행히 우리는 이제 모든 각도에서 태양을 모니터링하는 우주 망원경을 가지고 있습니다. 그래서 우리는 태양의 반대편에 형성되는 흑점이 있는지 알고 있습니다. 또한 음파는 높은 자기장 영역에서 약간 더 빠르게 이동하고 활성 영역에서 생성된 파동은 조용한 영역에서 생성된 파동보다 약 6초 더 빠르게 태양을 횡단합니다. 이 미묘한 차이를 감지함으로써 과학자들은 잠재적으로 위험한 활동 영역이 시야로 회전할 수 있는 시기에 대해 전기 유틸리티 및 위성 운영자에게 일주일 이상 경고를 제공할 수 있습니다. 이 경고를 통해 우주 비행사를 보호하기 위해 중단 계획을 세우거나, 주요 장비를 안전 모드로 전환하거나, 우주 유영 일정을 다시 잡을 수 있습니다. 태양 내부에 대한 정보를 얻는 두 번째 기술은 핵융합 과정에서 생성되는 파악하기 어려운 중성미자를 감지하는 것입니다. 이전 논의에서 태양의 중심에서 생성된 중성미자는 태양에서 직접 나와 거의 빛의 속도로 지구로 이동한다는 사실을 상기하십시오. 중성미자에 관한 한 태양은 투명합니다. 태양에서 핵융합에 의해 생성된 총에너지의 약 3 % 는 중성미자에 의해 운반됩니다. 그러나 매우 드문 경우지만 수십억 개의 태양 중성미자 중 하나가 다른 원자와 상호 작용합니다. 태양 중성미자의 첫 번째 성공적인 탐지는 많은 염소 원자를 모으는 가장 저렴한 방법 인 세정액을 사용했습니다. 세정액의 염소 원자핵은 중성미자 와의 상호 작용에 의해 방사성 아르곤 핵으로 변할 수 있습니다. 아르곤은 방사성이므로 그 존재를 감지할 수 있습니다. 그러나 중성미자와 염소의 상호 작용은 매우 드물기 때문에 엄청난 양의 염소가 필요합니다.