태양과 행성간 매질

 태양은 항성 종족 I에 해당한다. 금속이 풍부한 항성으로 은하면에 가깝게 몰려 있으며, 중간 항성 종족 I은 은하면에서 조금 떨어진 곳에 퍼져 있다. 태양은 중간 항성 종족 I에 속한다. 우주 진화의 후기 단계에 생겨났고, 수소 및 헬륨보다 무거운 금속을 많이 품고 있다. 오래전 폭발한 무거운 별의 중심핵에서 수소 및 헬륨보다 무거운 원소가 만들어진다. 우주의 1세대 항성의 내부에는 무거운 원소가 없었을 것으로 판단되며, 1세대가 없어지면서 우주에는 무거운 물질이 흩어지게 된다. 태양은 이처럼 무거운 원소가 많은 것은 태양 주위에 행성계가 형성되어 있는 것과 긴밀한 연관이 있으며, 그 이유는 행성은 금속 함량이 중력으로 뭉치면서 만들어지기 때문이다. 태양의 표면 온도는 약 5800 켈빈으로 분광형 상 G2 V에 해당하며, 질량이 큰 황색 왜성이다. 그리고 우리 은하에 포함된 모든 별 중에서 무겁고 밝은 별에 속한다. 색 등급 도는 항성의 밝기와 표면 온도를 축으로 평면 위에 표시한다. 뜨거운 별은 대부분 밝다. 주계 열로 띠 위에 몰려 있으며, 태양은 이 주계열 띠의 중앙에 자리 잡고 있다. 태양보다 밝고 뜨거운 별은 흔하지 않으며, 그 반대의 경우인 상대적으로 차가우며, 태양의 0.5배 정도의 질량을 가지고 있는 적색왜성, 분광형 K에 광도 분류는 V에 속하는 주계 열성인 K형 주계 열성은 흔하다. 적색왜성의 경우 우리 은하 항성의 85퍼센트를 차지하고 있다. 태양은 현재 천천히 밝아지고 있으며, 처음보다 태양 밝기는 지금의 70퍼센트 정도였다.

 태양은 태양계의 중심에서 태양계 천체를 중력적으로 지배하고 있으며, 인류가 표면을 관찰할 수 있을 정도로 가까이 있는 유일한 항성이다. 지구 질량의 34만 배 정도 엄청난 질량 때문에 태양 내부는 핵융합이 일어나기에 밀도를 유지할 수 있으며, 융합 반응으로 많은 에너지가 전자기장의 흐름에서 발생하는 일종의 전자기 에너지인 전자기 복사 형태로 우주 공간으로 방출된다. 이 전자기 복사 중 400~700 나노미터 띠 부분이 우리가 눈으로 볼 수 있는 가시광선으로 부르는 영역이다. 태양의 행성상 성운 기준 수명은 약 110억 년으로 추정된다. 현재 태양의 나이는 46억 년으로 약 50억 년 후에는 적색거성으로 그 기능을 대부분 잃게 될 것이라고 보고 있다. 그러나 태양계는 태양의 에너지 밝기가 10억 년마다 약 10퍼센트 정도 증가하고 있어 지구에서의 생태계 환경은 약 10억 년 후 그 생명을 다할 것으로 보고 있다. 행성 간 매질은 빛과 함께 대전된 입자, 즉 플라스마의 지속적인 흐름인 태양풍을 발산하고 이 흐름은 시속 150만 킬로미터의 속도로 퍼져나가 희박한 태양권을 만드는 데 최소한 100AU까지 퍼져나가는 것을 말한다. 태양 표면에서 일어나는 태양 대기에서 발생하는 수소폭탄 수천만 개의 해당하는 격렬한 폭발인 태양 플레어나 대규모의 태양풍 폭발 현상으로 가벼운 동위원소 플라스마를 포함하며, 자기장이 태양 코로나 위로 올라와서 우주 공간으로 뻗어지게 되는 코로나 질량 방출과 같은 지구 자기권의 일시적인 혼란을 가리키는 지자기 폭풍은 태양권을 어지럽히고 우주 기후를 만든다.

 태양권 안에서 가장 거대한 구조물은 태양의 회전 자기장으로 인하여 행성 간 매질에 만들어지는 나선형의 태양계 내의 표면으로 태양 자기장의 극성이 북에서 남으로 변하는 곳인 태양권 전류 편이다. 지구의 내부로부터 태양풍과 만나는 곳까지 뻗어있는 자기장인데, 태양풍은 태양으로부터 방사되는 하전입자들의 흐름인 지구 자기장은 태양풍이 지구의 대기를 벗기는 것을 막아준다. 자기장을 가지고 있지 않은 금성과 화성은 태양풍이 대기를 우주 공간으로 점차 새어 나가게 하고 있다. 지구 자기장과 태양풍의 상호 작용은 대전된 입자를 지구의 초고층 대기에 직각으로 흐르게 하는 상호 작용으로 자기장 근처에서 오로라가 만들어진다. 태양계 외부가 기원은 우주선은 태양권이 태양계를 부분적으로 보호하고, 자기장이 있는 행성의 경우에만 행성을 다소 보호해 준다. 은하 내의 항성 사이나 항성 바로 근처에 존재하는 물질이나 에너지인 성간물질 안에 있는 우주선의 밀도와 태양 자기장의 세기는 매우 긴 시간에 걸쳐 변화하고, 태양계 안의 우주 방사선의 정도도 변화한다. 태양계에 있는 대부분의 우주선은 태양계 밖의 초신성에서 발생한다. 이 우주선의 일부는 태양의 플레어 현상이 일어나는 동안 방출되기도 한다. 비교적 적은 양의 먼지가 태양계 내에 존재하며, 이들 대부분은 행성들의 궤도면 근처에서 태양 주위를 도는 것처럼 보인다. 이런 먼지의 대부분은 소행성들 사이의 충돌에 의해 생성되었을 것이라고 생각된다. 먼지 알갱이의 밀도는 2~8g/㎤로 상당히 다양하다. 혜성에서 생긴 먼지 알갱이의 밀도는 더 낮다. 크기가 1㎛ 이하인 입자는 태양의 복사압에 의해 태양계 밖으로 밀려 나간다. 지구 대기 안에 들어오는 크기가 큰 행성 간 먼지 입자는 매년 1만 6,000톤 정도인 것으로 추정된다. 태양의 자기장 선은 태양풍에 의해 우주공간으로 전달되지만, 자기력선은 태양 표면에 남아 붙어 있다. 이 선들은 태양의 자전 때문에 나선구조를 이루는 것으로 생각된다. 행성 간 자기장과 더욱 밀접하게 관계된 것은 하전 입자를 밀고 당기는 작용을 하는 전기력이다. 전기장의 세기는 자기장의 세기, 태양풍의 방향과 자기장의 방향이 이루는 사이의 각의 사인 값에 정비례한다. 태양 외에도 지구·수성·목성·토성·천왕성에 상당한 세기의 자기장이 있는 것으로 알려져 있다.