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태양

(太陽) 태양은 밤하늘에 반짝이는 수많은 별(恒星)과 같은 대표적인 별의 하나이며, 고온의 가스 덩어리이다. 인류는 이 태양의 주위를 도는 행성의 하나인 지구상에서 생존하고 있기 때문에 태양을 가까이 볼 수 있었으며, 이것을 관측함으로써 별에 관한 많은 지식을 얻을 수 있었다.태양 주위를 도는 지구의 공전궤도는 거의 원에 가까우나, 타원이기 때문에 태양－지구간의 거리는 계절에 따라 3∼4% 변화한다. 그래서 타원의 장축(長軸)의 절반을 태양의 평균거리라 부르고, 그 거리는 1,496억km이다. 또 이 길이는 태양계 내에서의 거리의 단위로 사용되어, 1천문단위(astronomical unit：AU)라고 불린다. 빛의 속도로 약 500초를 요하는 거리이다.태양은 지구의 공전 궤도면(軌道面)의 수선(垂線)에 대하여 7° 10.5 기울어진 축의 주위를 자전하고 있는데, 이 자전주기는 태양의 적도 부근이 가장 빠르고, 극에 가까워짐에 따라 조금 느려진다.이것이 적도가속(加速)이라 불리고 있다. 적도 부근에서의 자전주기는 25일이나, 지구에서 보면, 지구의 공전 때문에 겉으로 보기에 약 27일의 주기로 같은 태양면을 보게 된다.가시광(可視光)으로 본 경우 태양의 크기는 반지름 69.5만 ㎞이고, 지구에서 보면 겉보기 지름이 약 0.5°가 된다. 태양의 주성분은 수소와 헬륨인데 평균 밀도는 1cc당 1.4gr이다. 자신의 중력으로 압력은 2,000억기압,비중은 약100,온도는 2,500만도라는 고온·고압 상태에 있는 것으로 추정된다. 이와 같은 중심부는 천연의 원자로이며, 수소가 탄소·질소·산소를 매개로 하여 헬륨으로 변환되고, 그 사이에 에너지가 방출된다. 이 에너지가 광구(光球) 아래 있는 엷은 대류층(對流層)을 통해서 표면으로 운반됨으로써, 태양이 계속 빛나고 있는 것이다. 중심에서 멀어짐에 따라 온도 및 기압은 점점 내려가, 태양 표면(光球)에서는 온도가 5,800°, 기압은 1만분의 1기압 정도이다. 광구에서 바깥쪽은 보다 희박한 태양대기로 둘러싸여 있다.이 태양 대기의 온도는 광구로부터의 거리에 비례하여 내려가는데, 고도 500km 부근에서 최저인 4,500℃ 정도가 되며, 그보다 바깥쪽(채층)에서는 또다시 상승하여, 고도 1만km 부근에서 100만도에 이른다.이보다 바깥층이 코로나라고 불린다. 코로나의 온도 및 밀도는 밖으로 향해서 서서히 내려가는데, 어디까지가 태양 코로나인지 그 한계는 명확하지 않다. 적어도 지구는 아직 희박한 코로나 속에 있다. 지구 부근에선 코로나의 온도는 수만도, 입자밀도는 1cc 중 약 10개이다.태양대기의 구성 물질은 역시 수소 및 헬륨이 주요한 것이나, 칼슘·철·티타늄·니켈 등의 중금속(重金屬)도 지구대기와 비슷한 비중으로 존재한다. 그러나 이들은 고온으로 인하여 전리(電離) 또는 원자의 상태로 되어 있다.태양은 항상 똑같은 상태로 빛나고 있는 것이 아니라, 약 11년의 주기로 활동성이 변화하고 있다. 따라서 어떤 한정된 파장 영역으로 방사 에너지를 관측하고 있으면, 단시간의 변동에서 장시간에 걸치는 것까지 여러 가지 변동이 따르고 있다.그러나 태양 전체에서 방사되는 빛의 전(全) 에너지는 거의 변화가 없다고 생각해도 무방할 것이다. 그 방사량(放射量)은 태양면에서 1㎠당 약 6.5kw이고, 지구 대기의 바깥쪽에서는 태양에 정대(正對)한 1㎠당 약 1.4kw이다. 이것을 '태양 상수'라 부르고 있다.빛으로 보이는 태양면도 고르게 빛나고 있는 것은 아니다. 밝게 빛나는 많은 작은 반점(粒狀斑)이 있는가 하면, 크고 밝은 부분(白斑), 어두운 반점(黑點)이나 어두운 띠 모양의 것(暗條) 등이 불규칙하게 분포하고 있으며, 이들이 출현하거나 소멸하거나 한다. 태양의 가장자리에서는 가느다란 바늘 모양의 것이 나왔다 들어갔다 하여 흔들리며, 불꽃처럼 생긴 것이 코로나 속에서 나타났다 사라졌다 하고, 또 광구로부터 분출하거나 광구를 향해서 낙하하는 것을 볼 수 있다. 한편 흑점군(黑点群) 부근에서는 때때로 섬광이 보이며, 이에 따라 가스가 분출하기도 하고 강한 태양전파나 X선이 방사되며, 또 높은 에너지의 입자나 폭풍이 멀리 지구까지 와서, 지구의 초고층에 영향을 미친다. 이와 같이 태양은 상세하게 관측하면 할수록 끊임없이 격심한 변동을 되풀이하고 있는 것이다.

태양
나이	약 46억 년
지름	약 139만 2,000km, 지구의 109배 정도
부피	지구의 약 130만 배
질량	태양계 질량의 99.8%, 지구의 약 33만 3,000배
온도	표면：5,500℃, 중심：1,500만℃
지구에서의 거리	약 1억 5,000만km
자전주기	약 1개월
우리은하에서 공전주기	약 2억 5,000만 년
화학 조성	수소：약 75%, 헬륨：약 25%, 그 외 70가지 이상의 원소가 1~2% 정도
밀도	대류층：물의 약 1/10, 복사층：물과 거의 같음, 핵：물의 약 100배

광구

光球

우리가 보통 빛으로 보는 경우에 볼 수 있는 태양면이 광구라 불리고 있다. 광구 부근은 약 6,000°의 희박한 가스인데, 엷은 베일이라도 몇 장이고 겹치면 마침내 안의 것이 보이지 않는 곳이 생기듯이, 희박한 가스라도 안의 것을 볼 수 없게 되는 곳이 있다. 따라서 광구라고 해도 액체나 고체의 표면처럼 분명한 경계가 있는 것은 아니며, 관측하는 파장이나 태양면의 위치에 따라 다소 깊이가 다른 곳이 광구면이 된다.

광구는 고르게 빛나고 있는 것이 아니며, 작고 빛나는 수많은 알갱이의 집합으로 보인다. 이것이 '입상반(粒狀斑)'이라고 불리는 것인데, 알갱이의 크기는 지름이 수백km이다. 그리고 개개의 알갱이는 단명(短命)하며, 몇 분 사이에 광구 전체의 가느다란 무늬는 변해버린다. 입상반은 태양 내부에서 발생한 열로 광구 아래 있는 대류층(對流層)이 가열되어 뜨거운 가스가 대류에 의해서 광구로 떠올라 왔다가는 식어서 가라앉아 내려가는 것을 보여주고 있다.

흑점

黑點

광구면에서는 흑점이라고 불리는, 주위에 비해서 어두운 반점이 발생했다 소멸했다 한다. 어둡다고 해도 4,000℃ 가량의 온도를 지니고 있다. 흑점은 띠같은 무늬의 반암부(半暗部)로 둘러싸여 있다. 흑점의 크기나 수명은 흑점에 따라 상당히 다른데, 크게 발달한 것은 육안으로도 보이며, 몇 주간의 수명을 지니고 있다. 작은 것에는 하루나 이틀이면 사라지는 것도 있다. 흑점은 단독인 것도 있으나 한 쌍 또는 더 복잡한 떼를 이루는 경우가 많다.

흑점의 출현율은 약 11년의 주기로 증감한다. 최근의 극소기(極小期)는 1964년이었으며, 극대기는 1969년경이었다(흑점의 양을 나타내는 개략적인 방법으로서 흑점 상대수라고 불리는 수가 오래전부터 사용되고 있다). 이 수는 어느 정도 태양의 활동도를 반영하고 있으며, 1600년경부터의 자료가 있으므로 현재도 태양활동을 나타내는 하나의 지수로서 사용되고 있다.

대부분의 흑점은 태양의 위도 10°와 30°사이에서 출몰하며, 40°를 넘는 것은 드물다. 흑점의 극소기를 지나 다음 주기의 초에 출현하는 흑점은 고위도에서 발생하며, 그 주기가 진행함에 따라 출현율이 저위도로 이동해 간다. 최근의 몇 주기에 걸쳐 북반구에서 출현하는 율이 남반구에 비해서 크다. 최근의 관측에 의하면, 큰 흑점이 출현하는 장소는 태양의 한정된 경도(태양에 고정된 경도)에 집중되어 있다. 이 장소는 2∼3년에 걸치며 일정하다.

흑점에는 강한 자장(磁場)이 있는데, 4,000가우스에 이르는 것도 있다. 흑점군은 보통 플러스(＋) 및 마이너스(－)의 자극(磁極)을 가진 흑점이 동·서에 쌍을 이루어 쌍극(雙極：한쪽이 플러스이고 한쪽이 마이너스임)이 되어 있으나, 플러스·마이너스의 것이 복잡하게 뒤섞여 있는 경우도 있다. 또 단극(單極)인 경우도 있다. 흑점의 자장을 더 자세히 관측하면, 미세구조를 가지고 있어, 평균이 4,000가우스이지만, 강한 곳은 그 2배에 이르는 곳도 있다.

흑점이 주위보다 온도가 낮은 이유는, 태양의 내부로부터 열을 광구면으로 운반해 오는 대류(對流)가 자장(磁場) 때문에 차단되기 때문이라고 생각되고 있다. 흑점자장이 어떻게 발생하는가에 대해서는 여러 가지 설이 있어 논쟁의 대상이 되고 있지만, 여하튼 흑점자장은 광구보다 내부에서 발생하며, 이것이 떠올라서 광구상에 모습을 나타내고, 그 후 가라앉는 것으로 생각된다.

흑점을 둘러싸는 반암부(半暗部)에는 마치 자력선(磁力線)을 나타내고 있는 것 같은 띠처럼 생긴 무늬가 보인다. 이 반암부를 통해서 가스가 흑점의 중심부로부터 광구를 따라 바깥쪽을 향해서 흘러나오고 있다. 이 현상을 발견자의 이름을 따서 '에바세드 효과'라고 부른다.

백반

白斑

광구에는 백반이라고 불리는 밝은 얼룩무늬를 가진 영역이 출몰한다. 흑점이 출현하는 곳은 이들 백반 안이며, 흑점의 소멸 후에도 백반은 얼마 동안 남아 있다. 백반은 태양의 활동 영역을 나타내고 있다. 전파나 X선에 의한 관측에 의하면, 백반의 상공에는 코로나 응집(corona 凝集)이라고 불리는 고온(수백만도)·고밀도의 가스가 괴어 있음을 알 수 있다. 백반은 백색광으로도 보이나, 필터를 통해 수소나 칼슘선(線)으로 관측하면 더욱 분명히 보인다. 이들을 양모반(羊毛斑) 및 플라즈(plage)라고 부른다.

태양 자장

太陽磁場

흑점에 존재하는 강한 자장에 대해서는 위에서 기술하였지만, 이 밖에 지구의 자장과 마찬가지로, 태양의 남·북 양극에 플러스·마이너스의 자장같은 것이 보인다. 이것은 태양의 일반 자장이라고 불리고 있다. 그러나 이 자장은 극 가까이에서 겨우 1가우스 정도인데, 이것도 일정한 값이 아니고 태양활동의 주기에 따라 변동한다. 즉, 태양활동 극소기에는 분명히 보이나 태양 활동기에는 소멸하고, 주기가 진행함에 따라 극성의 플러스·마이너스가 역전한다. 흑점 자장의 극성도 11년 주기로 역전한다. 일반적으로 흑점군의 자장은 동·서로 나란한 쌍극을 보이는데, 태양의 북반구에서 동쪽 흑점이 플러스, 서쪽이 마이너스인 시기에는, 남반구에 나타나는 흑점군에서는 이 반대가 되어 있다. 이 상태가 다음의 태양 활동기에서는 완전히 역전하여 나타난다.

백반에도 100가우스 정도의 자장이 존재한다. 이 밖에 광구에는 군데군데 10가우스 정도의 단극성 자장을 가지는 곳이 점재(點在)한다. 게다가 자세히 관측할수록 자장이 아주 좁은 영역에 집중하여 점재하며, 강한 자장을 가지고 있음이 밝혀졌다. 이들이 분포하고 있는 자장의 플러스·마이너스의 차를 잡아 보면, 어떤 영역에서는 플러스가 많고, 다른 영역에서는 마이너스가 많음을 알 수 있다. 그리고 이들 장소는 2, 3년에 걸쳐서 일정하며, 행성간 공간의 자장(자장으로서는 아주 약하다)까지 그 영향을 받고 있다. 즉 태양의 자전에 따라 행성간 공간의 자장도 회전하고 있으며, 지구 부근에서도 그 극성이 플러스가 되기도 하고 마이너스가 되기도 한다. 태양의 자장은 현재도 아직 풀리지 않는 수수께끼의 하나로 남아 있다.

채층

彩層

광구에서 바깥쪽은 높이와 더불어 온도가 내려가서, 고도 약 500km에서 최저인 4,500℃가 되며, 그보다 밖에서는 다시 온도가 높아진다. 이 최저온도 층의 바깥쪽 수천 km의 범위를 채층이라 부르고 있다. 채층은 균일한 층이 아니고, 침상체(針狀體)라고 불리는 수직으로 뻗은 많은 바늘처럼 생긴 것의 집합이다.

개개의 침상체는 지름이 수백km이고, 약 20km／sec의 속도로 상승하거나 하강하며, 개개의 수명은 몇 분이다. 태양의 가장자리를 관측하면, 광구에서 5,000km 이상의 높이에서는 개개의 침상체가 분리하여 보이지만, 그보다 하층에서는 빽빽하게 겹쳐져 있다. 침상체의 내부는 1만도 가량의 온도로 밀도가 높으나, 그 주위는 밀도가 낮은 고온(100만도)의 이른바 코로나로 되어 있다고 생각되고 있다.

채층에서 방사되는 가시광(可視光)은 광구에서 나오는 빛에 비해서 약하기 때문에 광구면 상에서는 관측하기가 어려우므로 개기일식(皆旣日蝕) 때에 태양의 가장자리에서 관측된다. 이 때 얻어지는 스펙트럼이 '섬광 스펙트럼'이라고 불리는 것으로, 채층의 가스에 특유한 휘선(輝線)이 보인다. 그러나 광구 면에서도 강한 프라운호퍼선(Fraunhofer線)을 사용하면 채층을 관측할 수가 있다. 최근에는 기구(氣球) 또는 로켓을 사용하여 적외선 영역에서 채층의 관측이 이루어지고 있다.

홍염(프로미넌스)

紅炎(prominence)

홍염은 태양의 가장자리에서 코로나를 배경으로 하여 보이는 현상으로서, 채층으로부터 가스가 코로나 속으로 분출하거나, 반대로 코로나에서 가스가 낙하(落下)하거나 불꽃처럼 보이는 것이다.

홍염은 주위에 비해서 밀도는 크지만 온도는 1만도 가량으로, 코로나(100만도)보다 저온이다(온도가 코로나처럼 100만도쯤 되면 수소원자는 전리되어 버리고, 보통은 보이지 않게 된다). 홍염에는 여러 가지 형태와 성질을 가진 것이 있어, 그 분류도 사람에 따라 각각 다른데, 수명이 길고 안정된 홍염과, 변동이 심한 홍염이 있다. 후자(後者)는 활동영역, 즉 흑점군이나 백반 영역의 상공에서 볼 수 있는데, 태양면 폭발(플레어)에 수반하여 발생하는 것이 많다. 플레어(flare) 때 빠른 속도로 가스가 분출되는 일이 있다. 그 속도는 수백km／sec에 이르는 것도 있다. 이와 같은 홍염을 서지라고 한다. 큰 플레어가 끝날 무렵에 커다란 루프형(아치형)의 홍염이 발생한다. 이것이 루프 프러미넌스(loop prominence)라고 불리는 것인데, 발생 원인은 아직 충분히 해명되어 있지 않다.

홍염은 태양면을 배경으로 해서 보면 어두운 필라멘트상(狀)으로 보인다. 이것은 광구로부터의 빛이 홍염에 의해 흡수되기 때문이며, 암조(暗條：dark filament)라고 불리고 있다.

코로나

corona

태양의 코로나는 태양을 둘러싸는 희박한 전리(電離) 가스이다. 온도는 약 100만도이고, 주성분인 수소는 완전히 전리하여 전자(電子)와 양자(陽子)로 되어 있다(따라서 수소의 스펙트럼선으로는 보이지 않는다).

광구에서 나와 있는 백색광은 이들 전자에 의해서 산란되어 흰색으로 빛나고 있으나, 그 밝기가 광구에 비해서 매우 약하기 때문에 일반적으로는 개기일식 때에만 볼 수 있다. 그러나 망원경 안에서 광구면을 감추고 인공적으로 일식을 일으킴으로써 코로나를 볼 수가 있다. 이것이 코로나 그래프(corona graph)이다.

그러나 코로나 그래프를 사용하여도 지구대기나 대기 중의 먼지에 의한 태양광의 산란이 있으므로, 높은 산이 아니면 코로나를 관측하기가 어렵다. 높은 산이라 해도 개기일식 때처럼 바깥쪽의 코로나까지 볼 수는 없다. 최근에는 코로나 그래프를 기구(氣球)에 싣고, 대기 산란이 거의 없는 상공에서 관측함으로써 일식 때와 필적할 만한 코로나 관측이 행하여지게 되었다. 한편, 전파영역에서의 관측에 의해, 지상으로부터 늘 광범위한 코로나의 상태를 알 수도 있다. 또 X선이나 초자외선 영역에서는 광구에 비하여 코로나로부터의 방사가 크므로, 광구를 배경으로 하여도 코로나의 관측이 가능하다. 따라서 인공위성에 의한 코로나의 상시(常時) 관측이 행하여지기 시작하였다.

코로나 그래프에 의한 코로나 관측은 전자에 의한 산란광(散亂光)으로 하는 수도 있는데, 철·칼슘·니켈 등이 내는 선(線)스팩트럼이 주로 사용된다. 이들 원자는 100만도의 온도에서도 아직 완전히 전리되지 않으므로, 코로나 속에서 원자 특유의 선스펙트럼을 방사하고 있다.

코로나의 상태는 태양의 활동 주기에 따라 변동한다. 일식 때 볼 수 있는 코로나의 모양은, 태양 활동이 쇠퇴한 시기에는 적도를 따라 길쭉하게 동서 방향으로 뻗어 보이나, 활동기에 흑점이나 백반 등이 있는 활동 영역의 상공에 발달한 코로나가 뻗어 있고, 꽃잎 모양의 코로나가 보인다.

코로나는 정상적(定常的)인 것은 아니며, 코로나의 가스는 끊임없이 밖으로 흘러 나오고 있어, 지구에도 약 300km／sec의 속도로 불어 닥치고 있다. 이것을 태양풍이라 한다. 따라서 태양면에서 코로나에 끊임없이 가스를 보급하지 않는다면 태양대기는 1개월 가량이면 없어지고 말 것이다. 또 코로나의 온도를 10만도로 유지하기 위해서는 에너지를 보급하지 않으면 안 된다. 이 에너지는 태양면에 발생하는 음파(音波)에 의해서 코로나로 운반된다고 생각되고 있다.

태양의 스펙트럼

太陽－spectrum

태양광구로부터의 빛은 대체로 5,800℃의 흑체방사(黑體放射)에 상당하는 연속 스펙트럼인데, 이것에 몇 천개의 흡수선(吸收線)을 포함하고 있다. 이 흡수선은 발견자의 이름을 따서 프라운호퍼선(線)이라 불리고 있다.

이들 흡수선은, 채층 안에 포함되어 있는 각종 원자가 광구에서 나오는 연속광 중에서 각 원자 특유의 빛만을 선택적으로 사방으로 산란하고, 전자에 여분으로 붙은 수소원자에 의해서 그 산란광이 흡수됨으로써 생긴다고 해석되고 있다. 이들 흡수선으로부터 태양대기(太陽大氣)를 구성하는 물질의 양(量)이 추정되고 있다.

태양면 폭발

太陽面爆發

활발한 흑점군 부근에서는 때때로 일종의 폭발 현상(現象)이 발생한다. 수소선(수소의 스펙트럼선)을 관측하면, 백반 내의 작은 부분이 먼저 갑자기 빛나기 시작하고, 이어서 필라멘트상(구불구불한 띠모양)으로 빛나는 부분이 퍼져 가는 현상을 볼 수 있다.

이것이 플레어(flare)라고 불리는 것인데, 채층의 상층에 고온(약 1만도)·고밀도의 가스가 가느다란 끈의 집합처럼 되어 발생하는 현상이다. 이 발생 원인은 아직 충분히 해명되지 않았으나, 태양활동 중에서 가장 격심한 현상이다. 백색광으로는 빛나는 부분을 거의 분간할 수 없으나, 굉장히 큰 플레어일 때는 백색광으로도 보이는 경우가 있다.

수소선으로 볼 수 있는 플레어는 폭발에 따르는 극히 일부분의 현상에 지나지 않는다. 태양 전파나 X선도 플레어에 따라 정상적이 아닌 증가를 보인다. 이 밖에 가스의 덩어리나 고(高)에너지의 양자나 전자가 방출되고, 그 일부는 지구에까지 날아온다. 한편, 플레어에 따르는 폭풍도 행성간 공간으로 전파되어 지구에까지 밀려 온다.

플레에는 결코 드물게 일어나는 현상은 아니며, 소규모의 것까지 포함하면 태양 활동기에는 평균 1시간에 1회 정도 일어난다. 그러나 대규모의 것은 평균 1개월에 1회 정도밖에 발생하지 않는다.

태양 전파

太陽電波

태양으로부터는 빛 외에 전파도 방사되고 있다. 빛으로 보이지 않게 된 곳이 광구면인데, 전파로는 코로나 또는 채층의 상층까지밖에 볼 수 없으며, 여기가 전파로 볼 수 있는 태양면이 된다.

파장이 긴 전파로 관측할수록 외부의 코로나를 보게 된다. 가령 파장 10m(30메가 사이클)의 전파로 태양을 관측하면, 태양의 지름은 광구의 2배 정도의 크기로 보인다. 빛으로 관측하면 광구 부근의 상태를 알 수 있듯이, 어떤 파장의 전파를 관측하면 그 파장에 대응한 코로나의 어떤 높이의 층을 관측할 수가 있다. 지구상에서 태양을 관측할 수 있는 전파의 범위는 파장 1mm 정도에서 파장 30m(10메가사이클)까지이다. 이들 전파로 관측함으로써 채층 상부에서 고도 수백만km까지의 코로나 영역을 관측할 수 있다.

정상(靜常)한 코로나로부터 방사되는 전파는 100만도의 전리가스가 내는 열방사이며, 연속 스펙트럼이다. 백반이나 흑점이 출현하면 이들의 상층, 코로나의 저부(底部)에 고온·고밀도의 가스 덩어리가 발생하여, 센티미터파대(波帶) 전파의 강도가 증가한다. 전파로 관측되는 태양면상의 강도 분포와 칼슘의 스펙트럼선으로 관측되는 백반의 무늬가 잘 일치함을 알 수 있다.

한편, 미터파로 관측하면 대흑점이 나타난 경우, 그 상공의 코로나 속에서 격심하게 변동하는 강한 전파가 방사되고 있음을 알 수 있다. 이와 같이 활동영역(活動領域)은 단지 광구(光球) 부근뿐만 아니라 코로나 속에까지 미치고 있다.

태양면 폭발이 발생하면 매우 강한 전파가 단시간 방사된다. 관측하는 파장에 따라 다른 특성을 보이지만, 총칭하여 전파 버스트(電波 burst)라고 불리고 있다. 이들 전파는 플레어에 수반하여 발생하는 고에너지의 전자가 방사하는 전파이며, 이 성질을 조사함으로써 태양면 폭발이 얼마나 복잡한 현상이며, 여기에 따르는 교란(攪亂)이 태양 대기에 얼마나 광범위하게 미치는 것인가를 알게 되었다. 이러한 일들은 빛의 관측만으로는 상상조차 할 수 없는 일이었다.

지구에 미치는 태양활동의 영향

地球－太陽活動－影響태양의 코로나가 지구 부근에까지 퍼져 있다는 사실만을 생각해도, 지구가 얼마나 태양의 영향을 받기 쉬운지 짐작할 수가 있다.

태양 코로나는 항상 태양풍으로서 지구에 불어닥치고 있는데, 그 속도는 태양의 활동에 따라서 변동하고 있다. 이에 따라 지구의 초고층, 이른바 자기권은 끊임없이 변동하고 있다.

태양의 활동과 기상과는 어떠한 관련이 있는 것처럼 보이기도 하나, 아직 충분히 해명되어 있지 않다.

태양이 지구에 미치는 가장 뚜렷한 영향은 태양면 폭발에 수반하여 발생한다. 플레어가 발생하면 우선 델린저(dellinger) 현상이라고 불리는 통신 장애가 발생한다. 지상에서의 원거리 통신은 전파가 전리층(電離層)에서 반사되는 것을 이용하고 있다. 그런데 플레어가 발생하면 태양으로부터 강력한 연(軟) X선(X선 중에서 파장이 긴 것)이 방사되고, 이것이 전리층의 하부(D층)의 전리를 조장시킨다. 이 층은 전파를 잘 흡수하기 때문에, 통신용 전파가 약화되어 통신을 할 수 없게 된다. 이 현상은 플레어가 관측되는 것과 거의 동시에 일어나며, 1시간 이상 계속되는 일도 있다.

한편, 커다란 플레어가 발생한 몇 시간 후 극지방(極地方)을 통해서 하고 있는 통신이 두절되는 일이 있다. 이 현상은 플레어에 수반하여 태양으로부터 방출된 고에너지의 양자나 전자가 지자기(地磁氣)에 의하여 굽혀져서 극지방으로 흘러들어 전리층을 교란하기 때문에 일어난다. 그 후 1일이나 2일쯤 지나면 또 다시 장시간에 걸쳐 전세계의 원거리 통신이 두절되는 현상이 일어난다.

이것이 자기폭풍(磁氣爆風)이라고 불리는 것으로서, 플레어 때 발생한 폭풍이 500km／sec 가량의 속도로 행성간 공간을 전파해 와서 지구의 자기권에 부딪혀 전리층을 교란시키기 때문에 일어난다.

이상이 직접 우리의 생활에 미치는 태양 활동의 영향인데, 자연 현상으로서는 오로라의 발생, 우주선의 변동, 태양 우주선의 입사(入射) 등이 큰 플레어에 수반하여 발생한다.