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태양의 온도
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{{융합수렴설}} {{수렴 빅뱅설}} '''태양의 온도'''는 표면 온도, [[코로나]] 온도 그리고 [[채층]] 온도 등이 알려져 있다. 태양 복사광의 주파수 스펙트럼을 얻으면 표면온도에 따르는 예상 주파수 스펙트럼과 비교하여 표면 온도를 정한다. 현재 알려진 태양의 분광형은 G2V이고, 유효표면온도는 5777K이다. 일반적으로 별의 표면 온도는 약 3000K부터 50000K까지 변화한다. 태양 표면의 [[흑점]]은 약 4000도 정도 된다. 외부 온도가 2000도 이며 태양의 무게와 관련된다. 참고로 [[마그마]]의 온도는 1000도~1200도 사이다. [[광구]]의 두께는 300~500km에 불과하나, 밀도는 하부로 갈수록 급격히 증가한다. [[광구]] 하층부의 온도는 약 8000 K, 반면에 그의 상층부의 온도는 약 4500 K이다. [[코로나]] 현상이란 태양의 표면으로부터 수천 km에 이르는 태양의 대기층에 해당하는 부분으로서 이곳의 온도는 무려 180만도F 로서 태양의 표면 온도가 6천도C 인 것에 비해 수백배나 뜨겁다. [[프로미넌스]]는 폭발하고, [[태양 대기]]를 탈출한다. 이때 태양 주변의 [[채층]] 온도는 절대온도 6만도를 넘는다. 태양의 내부 온도가 15000도 또는 1500만도입니다라고 하는데, 측정 방법은 잘 알려져 있지 않다. 태양의 중심부 온도는 표면 온도보다 더 뜨겁다. 약 1천 5백만K정도 됩니다. ==중력 질량으로 내부온도 근사== {{융합수렴설}} ==역사승 중력과 광중력 질량== [[역사승 중력]] 체계에서 태양의 [[중력 질량]]은 아래와 같이 주어진다. <math>M_s = (d_{ms})^5 (\omega_{ms})^2 / G'' </math> 여기서 G" =9.431 <math>10^8 m^5/kg/sec^2</math> 달의 [[광중력 밀도]]는 <math>228.4 ton/m^3</math> 이며 태양의 [[광중력 밀도]]는 <math>6.78*228.4 ton/m^3</math>이다. 위 값은 광중력 질량으로 다음과 같이 근사된다. <math> m_{pg} = m_i T_s /T_0</math> 그리고 태양의 관성 질량 밀도는 태양의 구조와 같이 구하여 진다. 예는 [[지구의 구조]]에 대해서 주어져 있다. 단순한 계산은 복사 대역의 온도 23067K 와 [[광중력 질량]] 1548<math>ton/m^3</math>을 준다. {| |이름 |깊이 |밀도 |온도 |밀도(pg) |온도(D/Dpg) |비고 |- |핵심 |0~ 0.25Rs |150 ton/m³ |13,600,000 K |1,148,563.5 |2,281,812.8°K |0.2Rs |- |[[복사층]] |0.25~0.7 |20 g/cm<sup>³</sup> |4,500,000 °C |1,548 |23,067°K |0.2 g/cm<sup>³</sup> |- |[[대류층]] |0.7~ 1.0 |0.2 g/cm<sup>³</sup> |5,700° K |3.826 |5,700°K | |- |[[광구]] |50 kilometer |~10<sup>23</sup> m<sup>−3</sup> |6,000 [[kelvin|K]], | - |6,000°K |10s~100s |} [[en:Structure of the Sun]] ==같이보기== *[[중력 질량]] [[분류:태양]] [[분류:역사승 중력]]
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