태양 내부에서는 무슨 일이 일어날까

태양이 모닥불이었다면 진작에 다 타버렸을 거예요. 화학적 연소는 1그램당 내놓는 에너지가 너무 적어서, 태양만 한 연료도 수천 년이면 다 타버리니까요. 하지만 태양의 나이는 약 4.6십억 년이고, 수명의 절반쯤 지났어요.

태양에서는 다른 일이 일어나요. 바깥층의 무게가 중심을 압축해, 그곳의 물질 밀도는 물보다 약 150배 높고 온도는 약 15백만 도에 이르러요. 수소 원자핵은 몇 단계를 거쳐 헬륨 원자핵으로 합쳐지는데, 헬륨 원자핵은 원래 물질의 질량을 합한 것보다 조금 가벼워요. 그 차이가 빛으로 바뀌어요. 초당 약 4백만 톤이 더 이상 물질로 남지 않는 거예요.

이 과정은 느리게 진행돼요. 양성자는 같은 전하를 띠어 서로 밀어내고, 15백만 도로도 서로를 직접 충돌시킬 만큼 충분하지 않아요. 융합은 양자 터널링, 즉 아주 드문 우연을 통해 일어나요. 양성자 하나가 반응할 때까지 기다리는 시간은 평균 수십억 년이에요. 그래서 태양은 한꺼번에 폭발하듯 타오르지 않고 꾸준히 빛나요.

태양 핵의 1세제곱미터가 평균적으로 내놓는 에너지는 약 276와트예요. 퇴비 더미와 비슷한 규모죠. 태양이 눈부시게 빛나는 건 한 지점의 출력이 강해서가 아니라 크기 때문이에요. 내부에 이런 1세제곱미터가 너무나 많아서, 모두 합쳐 하나의 별을 이루는 거예요.

이제 에너지가 바깥으로 빠져나와야 해요. 핵은 반지름의 약 4분의 1을 차지하고, 그 위에는 반지름의 70%까지 이어지는 복사층이 있어요. 바깥쪽 3분의 1은 대류층이고요. 바깥으로 이동하는 동안 온도는 거의 3000분의 1로 떨어져요.

층이 이렇게 나뉜 데에는 이유가 있어요. 물질이 투명할 때는 복사가 열을 운반해요. 표면에 가까워지면 기체가 식고 불투명해져 복사가 통과하지 못해요. 그러면 기체 자체가 움직여요. 뜨거운 기체는 올라가고 식은 기체는 가라앉죠. 바깥에서는 이 모습이 알갱이 무늬로 보여요. 각각의 '과립'은 지름이 약 1000킬로미터이고 약 10분 동안 지속돼요.

핵에서 나온 감마선은 거의 즉시 흡수됐다가 다시 방출돼요. 이런 일이 매번 무작위 방향으로 수십억 번 반복돼요. 에너지가 표면까지 도달하는 데 걸리는 시간은 추정치에 따라 달라요. 수천 년에서 수십만 년까지예요. 지구까지 남은 150백만 킬로미터를 빛은 8분 20초 만에 지나와요.

태양 내부를 직접 들여다본 사람은 없어요. 하지만 우회해서 알아내는 방법이 2가지 있어요. 중성미자는 같은 반응에서 생기고 거의 어떤 것과도 상호작용하지 않아요. 그래서 2초쯤 만에 핵을 빠져나와 지구의 검출기에 도착해요. 중심부에서 온 직접 보고서인 셈이죠. 또 태양은 소리를 내요. 표면이 진동하고, 진동수의 조합을 이용하면 깊은 곳의 밀도와 음속을 복원할 수 있어요.