태양

빅뱅의 멤버 태양에 대해서는 태양(빅뱅) 문서를 참조하십시오.

太陽 / Sun.

태양계
항성행성
☉
태양		지구형 행성목성형 행성
☿
수성		♀
금성		⊕
지구		♂
화성		♃
목성		♄
토성		♅
천왕성		♆
해왕성
왜행성
소행성대카이퍼 벨트산란 분포대
⚳
1
세레스		♇
134340
명왕성
136108
하우메아
136472
마케마케
136199
에리스
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'태양' 하면 주로 떠올리는 모습의 사진. 하지만 태양은 원래 G형 주계열성이므로 아래 사진처럼 우리 눈에는 흰색으로 보인다.[1]

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CG가 아닌 실제 태양의 영상.
기호☉
구분항성
G형 주계열성 (G2V)
지름1,392,684 ±130 km
(지구의 109배)
질량1.98855 × 1030kg
(지구의 33만 배)
광도3.846×1026W
자전 주기적도 기준 약 25일 1시간 12분
극 기준 약 34일 9시간 36분
평균 약 27일 6시간[2]
표면 온도5778 K(섭씨 5505도)
대기 조성수소 : 73.46%
헬륨 : 24.85%
산소 : 0.77%
탄소 : 0.29%
철 : 0.16%
네온 : 0.12%
질소, 규소, 마그네슘, 황 등
핵 중심부 온도약 1570만 K
자전축 기울기황도면 기준 7.25°
은하면 기준 67.23°
등급26.71(소광 후-26.43)
절대등급4.83
다국어 표기
그리스어Ήλιος(일리오스)[3]
독일어Sonne
라틴어Sol
스페인어
러시아어солнце
에스페란토Suno
영어Sun
일본어日(ひ)
太陽(たいよう)
프랑스어Soleil
한국어해
태양
한자太陽
日
70억 명 이상의 인구와 그보다 훨씬 더 많은 다양한 생명체들을 먹여살리는 어머니 같은 별.[4]

1 소개

태양계의 중심에 존재하는 항성. 태양계의 중심이 되는 가장 큰 천체이자, 지구에게 유일한 별이며, 에너지의 근원. 지구를 먹여 살린다고 봐도 좋다. 대표적인 항성이기도 하다. 태양계 질량의 대부분을 차지하고,(99.86%) 나머지가 0.14%를 채운다. 지구 생명체들의 원동력이자 근원.

2 태양의 색

실제 태양은 너무나 밝기 때문에, 지구에서도 정면으로 바라보면 실명할 만큼 강렬한 빛의 덩어리를 직접 눈으로 볼 수는 없다. 이 문서 위에 있는 영상과 같은 이미지는 실제로는 카메라에 들어오는 빛의 양을 엄청나게 낮춰서 찍은 것이다. 때문에 흑점 같이 상대적으로 어두운 부분은 이미지에서 검게 보인다. 인간의 시각에서 본다면 실제로는 흑점도 어마어마하게 밝다.

흔히 태양을 노란색 별이라고 지칭하고 실제로 태양이 노란 색이라고 알고 있는 사람들이 많지만, 사실 태양의 실제 색은 흰색이다. 이건 여름철 맑은 날에 높게 뜬 태양을 보면 알 수 있는 사실이다. 실제로 대기 효과가 적용되지 않는 우주 공간에 나가서 태양을 봐도 흰색으로 보인다. 그 이유는 인간의 눈이 태양빛에 최적화되도록 진화했기 때문이다. 눈에 존재하는 3가지의 원추세포에서 감지하는 붉은색, 녹색, 푸른색이 합쳐지면 흰색이 되는데, 태양빛은 이 삼원색이 적절하게 섞여 있다.

태양 광구(표면) 온도는 대략 5800 켈빈으로, 이는 분광형으로 G형에 속한다. 플랑크의 흑체복사법칙과, 그로부터 유도되는 빈의 변위 법칙에 따라 태양의 온도에서 가장 많이 나오는 전자기파의 파장 대역을 고르면 약 500nm정도가 되는데, 사실 이 파장은 노란색보다는 녹색, 혹은 청록색에 가깝다! 물리학적으로도 태양이 노란 색 별이라는 말은 틀린 셈이다. 그럼에도 태양이 초록색으로 보이지 않는 이유는 앞에서 말했듯이 3가지의 색이 섞여있기 때문이다.

여러 문화권에서 태양이 노란 색 혹은 붉은 색으로 주로 표현되는[5] 이유는 아마 노을이 질 때 보이는 색깔을 태양의 실제 색으로 착각했기 때문인 것으로 보인다. 대낮에는 태양이 너무 밝기 때문에 시력 손상을 무릅쓰고 자세히 볼 기회가 없고 색을 판별하는 것 또한 어렵지만 뜨거나 질 때의 태양은 대기 소광 덕분에 붉은 색 혹은 노란 색 광구를 확인할 수 있을 만큼 충분히 어둡게 보이기 때문이다. 이렇게 태양의 색이 변하는 이유는 레일리 산란(Rayleigh Scattering)[6] 때문이다. 빛이 지구 대기를 구성하는 분자들에 부딪혀 산란되어 사방팔방으로 흩어질 때는 레일리 산란 특성을 보이는데, 이 레일리 산란의 경우 짧은 파장의 빛이 긴 파장의 빛보다 산란이 더 잘 된다. 정량적으로 말하면, 진동수의 네제곱에 비례한다. 따라서 태양에서 빛이 전달되어 올 때 태양에서 오는 빛 중 푸른 계열(파장이 짧은)의 빛이 주로 산란되어 파란 하늘을 만들고, 붉은 색 계열의 빛만이 남아 눈에 도착하게 된다.

참고로 먼지나 구름 등에 의해 빛이 산란되는 경우는 미(Mie)산란으로 설명해야 한다. 미 산란은 기본적으로 지구 대기를 구성하는 기체 분자들이 아닌 먼지와 같이 분자의 크기가 큰 에어로졸들에 적용된다. 미 산란은 레일리 산란에 비해 파장에 의존도가 적기 때문에 상대적으로 여러 파장대의 빛을 고루 산란시킨다. 따라서 먼지가 태양빛을 산란할 때는 콘트라스트를 감소시켜 노을이나 하늘빛이 뿌옇게 보인다. 흔히 노을의 원인 자체를 먼지 때문이라 이야기하며 미 산란을 적용시키려는 경우가 있지만, 부정확한 설명이다.

참고로 화성에서는 지구와 정반대로 석양이 푸른색인데, 이유는 지구보다 대기가 엄청나게 희박하고(거의 1%) 그나마도 이산화탄소가 대부분이라 단파장이 산란되지 않으며 오히려 산화철을 비롯한 입자가 굵은 먼지들에 장파장이 산란되어 석양이 푸르게 보이게 된다.

3 태양의 질량

태양은 아주 작은 편에 속한다는 고정관념이 있었다.[7](절대 등급 4.83등성) 이는 과거 오래된 천문학 관련 백과사전이나 어린이 학습물에서 잘못인 내용을 기재해서다. 그래서 과거에는 태양을 적색 왜성(Red Dwarf)이라 분류했던 적도 있었고, 그 영향으로 국내에서는 아직도 태양이 주계열성이 아닌 적색 왜성이라 알고 있는 사람들도 꽤 있는 편. 실제로는 현재까지 알려진 모든 별들을 밝기/크기/색 등등 여러 카테고리로 나눠서 그래프화하면 태양은 거의 대부분의 분류에서 중심에 가까운 위치에 있다.[8]

하지만 이것은 순전히 그래프의 표기 방식 때문이고, 태양의 분광형 등급은 G 클래스[9]의 상위 그룹(밝기로 상위 1% 정도)에 속하는, 우주 전체 기준으로 상당히 밝은 별이다. 밤하늘에서 인간의 눈으로 볼 수 있는 별들의 상당수는 분광형으로 치면 O 또는 B, A로 이들은 수백, 수천 광년 떨어진 곳에서도 보이니 숫자는 적지만 마치 많은 것처럼 착각하게 만든다. 실제로 태양을 포함하여 지구에서 가장 가까운 별 75개 중 태양보다 밝은 별은 3개뿐이다.[10]

실제로 우주에 있는 항성들의 평균 질량은 태양의 15% 수준이다. 그 이유는 우주 항성의 90%는 태양 질량의 40% 이하일 뿐인 적색 왜성들이라서다. 이들은 너무 어두워서 조금만 떨어져도 인간의 눈으로 못 본다. 나름대로 태양을 어머니 항성으로 지닌 지구는 흔치 않은 항성을 주인으로 삼는다고 볼 수 있다. 금수저? 점점 희박해져만 가는 외계인 존재 가능성 애초에 적색왜성은 표면온도가 3000K, 심지어 1000K도 안 되는 경우가 태반이라 이런 별을 모성으로 두었다면 골디락스 존이 극단적으로 좁거나 아예 없을 것이기 때문에 지구형 행성이 탄생하기가 힘들기도 하다.

일반인들은 질량을 이용한 계산들을 안 하기 때문에 천문학자들이 매번 kg 단위를 사용해서 수 조kg의 수를 한번에 계산하는줄 아는 경우가 흔한데, 태양의 질량은 천문학에서 가장 많이 쓰이는 질량 단위이기도 하다. 그 값도 적당히 크면서 가까운 거리에 있는 만큼 정확하게 측정할 수 있기 때문이다. 기호로는 질량을 뜻하는 M에 태양을 뜻하는 ⊙를 아래 첨자로 붙여 표현한다. 태양 질량 외에도 목성 질량과 지구 질량을 사용한다.

4 태양의 나이, 태양의 일생, 그리고 최후

현재 약 45억 6700만 살이며, 앞으로 78억 년간 살 수 있다.[11][12] 태양은 109억 살(약 63억 3000만 년 후)까지 주계열 단계 에 머물며 이때 밝기는 현재의 2.2배다. 이후 준거성을 거쳐 116억살에 첫번째 적색 거성 단계에 들어간다.

45억 6720만 년 전 성운이 압축되기 시작, 압축된 지 10만년 후 원시성 단계에 진입하여 3500만년간 원시성 시절을 보낸다.
45억 6700만 년 전에 태양의 광도는 현재의 86%에 이르고 점차 감소한다.
원시성 단계의 태양은 수축열과 리튬, 중수소 등을 태우면서 보낸다.

45억 3200만년전에는 수소 핵융합을 시작하는 주계열 단계에 진입하며 현재 광도의 82%에 이른다. 이후 태양은 수소와 함께 리튬, 베릴륨, 붕소등의 잉여 연료를 같이 태우면서 42억 8000만년전까지 꾸준히 감소하여 현재 광도의 72.7%까지 감소한다.
이유는 태양 내부의 리튬, 베릴륨, 중수소 등의 잉여 연료들이 고갈되면서 태양의 광도를 떨어뜨리고 42억 8000만년전 이들 연료는 완전히 고갈된다. (이렇게 45억 3200만년전부터 42억 8000만년전의 기간을 구분지어 원시 주계열 단계로 부르기도 한다. 원시 주계열은 원시성과는 완전히 개념이 다르다. 원시성은 수소를 못태우지만 원시 주계열성은 수소를 태운다. 다만 원시 주계열은 내부에 리튬, 베릴륨, 붕소등이 아직 남아 있어 수소와 함께 이들을 태우는 기간이므로 구분지어 부른다. 다만 원시 주계열 기간을 구분짓지 않고 45억 3200만년전을 영년 주계열로 하여 싸그리 공통 주계열 단계로 포함시키는 경우가 더 많다. 하지만 엄밀하게 구분하면 이렇게 기간을 나누는 것이 맞다.)

즉 태양은 42억 8000만년전에 영년 주계열 단계에 진입하게 되고 이 때부터 광도와 밝기를 키우게 된다.
당시 표면온도 5580K이며 분광형은 G7 V, 지름은 125만km의 태양은 서서히 광도를 키워 현재는 나이 45억 6720만살, 표면온도 5778K에 분광형은 G2 V까지 올라간다. 태양은 0.915% 밝아지며, 7~9억년 후 지구상의 생명체는 온도가 너무 올라가서 사라지게 된다. 생명체가 멸종한 후 1억년도 채 지나지 않아 지구상의 온도는 온실기체가 쌓여 끓는 점에 도달하게 된다.

태양은 앞으로 48억년 후에 표면 온도는 5848K에서 올라가서 표면온도의 정점을 찍으면서 밝기는 현재의 1.7배까지 밝아지게 된다. 이후 태양의 표면온도는 점차 내려간다.
이 때 지구의 기압은 지금의 150배에 이르고 온도는 500도로 매우 뜨겁다.[13]

63억 8000만년후(109억 5천만살)에 표면온도는 5710K(분광형 G5)에 밝기는 2.2배까지 밝아지며 준거성 단계로 진입한다. 준거성 단계에서는 서서히 밝기를 키우며 116억살에 적색거성 단계에 들어서며 표면온도는 5270K(분광형 K0)까지 낮아지며 밝기는 5배에 이른다.
지구는 온실기체가 극도로 쌓이고 지금보다 3.5배이상 밝아진 태양의 나이 115억살부터 온도가 섭씨 1000도 이상 올라가, 대기를 잃기 시작하여, 118억년 후 태양의 열로 인해 지구의 대기는 몽땅 사라져 현재의 수성과 동일한 상태로 변한다.

  • 122억 살에는 현재의 3000배까지 밝아지며 지름도 현재의 160배까지 커지는데[14] 이때 지구궤도 이상 까지도 커질수 있다.[15][16][17] 태양은 첫번째 적색 거성 단계에서 28%의 질량을 잃어버린다.
  • 첫번째 적색 거성 단계가 끝날 무렵 중심핵의 온도는 1억 4000만 K까지 올라가 헬륨 섬광이 일어나고 태양은 수축하기 시작하며 두번째 주계열 단계를 맞이한다. 두번째 주계열 단계가 바로 헬륨 핵융합 단계이다. 122억 3500만살부터 123억 4500만 살까지 헬륨 핵융합을 하며 이 때 밝기는 44.2배까지 줄어든다. 헬륨 핵융합 단계는 제 2 주계열 단계로 매우 안정하다. 헬륨 융합이 시작된지 1억년이 지난 123억 3500만살에도 태양의 밝기는 현재의 45.1배를 유지한다. 하지만 이후 급격히 밝아지기 시작하여 헬륨 핵융합 단계는 1억 1천만 년이면 끝나고 헬륨 융합이 끝날 때 태양의 밝기는 현재의 110배까지 증가한다. 탄소와 산소로 이루어진 중심핵은 현 태양 질량의 48%까지 커지고 매우 무거워 수축하는데 이때 3억K까지 온도가 올라가며, 중심핵 바깥인 복사층의 헬륨과 수소가 엄청난 핵융합을 일으킨다. 이 융합으로 1900만년만에 태양의 밝기는 현재의 110배에서 5천 배까지 늘어난다. 이 시기를 점근 거성 단계라 하며 태양이 일생 중 가장 밝은 빛을 내뿜으며 태양은 최대 8천 배까지 밝아진다. 화성도 이 시기에 삼켜지며 태양은 현재의 400배까지 부푼다.
  • 점근 거성 가지 단계에 태양은 5번 대규모 질량을 내고 마지막 질량을 낼 때 아름다운 행성상 성운을 만들며 중심에 백색 왜성이 태어난다. 막 나온 백색 왜성은 10만 K이 넘어 뜨거운 푸른색으로 빛나게 된다. 행성상 성운은 12000년간의 짧은 기간만 있고 백색 왜성만 남는다. 태양이 백색 왜성이 되면 현재 질량의 54%까지 줄어든다. 이때 태양의 나이는 123억 6500만 살이다.

5 태양에서 일어나는 현상

  • 코로나 : 태양에서 일어나는 현상 중 가장 기묘한 현상. 태양의 대기층으로 일식 때 태양이 삐쭉삐쭉해 보이는 것은 이것 때문. 중요한 것은 이것의 온도가 태양 표면의 200배라는 것. 태양 표면의 온도는 5000~6000℃에 불과한 반면 코로나의 온도는 100만℃에 달한다. 태양이 아주 단순한 구조라는 가정을 할 경우 열역학 제 2 법칙에 정면으로 위배되는 것 처럼 보인다. 이 문제를 코로나 가열 문제라고 하며 가장 유력한 설은 태양표면에서 제트처럼 분출되는 기체가 코로나 속에서 초음속이 되어서 저항을 받아 운동에너지가 열에너지로 변하기 때문이라는 것이다. 아직까지 이를 명확하게 설명해주지 못하기 때문에 태양 천문학의 주요 떡밥이다. 자세한 것은 항목 참조.
  • 프로미넌스
  • 흑점
  • 플레어
  • 태양풍
  • 필라멘트

6 태양은 3세대 이상의 별

태양의 중심 온도는 기껏해야 탄소 정도까지 핵융합할 수 밖에 없기 때문에 철 등의 금속은 태양이 만들 수 없다. 따라서 태양 이전에 태양의 자리에 훨씬 뜨겁고 큰 별이 철까지 생성해내고 터져서 백색왜성이 되었다가 그것도 부서져 사라져 성운이 되어 다시 태양이 만들어졌음을 알 수 있다. 태양 이전의 1,2세대 별들은 태양보다 질량이 커서 짧은 기간에인간의 기준에서 짧다는 건 아니다 일생을 다했기 때문에 태양이 우주 탄생 90억년 후에 생성 됐음에도 이전에 별들이 진화하고 터진 뒤 잔해들이 몇번이나 다시 새 항성을 생성할 수 있을 만큼 시간이 있었던 것이다. 자세한 내용은 적색초거성을 참고 하길 바람.[18]

7 태양빛

태양이 내뿜는 빛은 다양한 파장의 전자기파를 포함한 백색광으로, 그 자체에도 상당량의 에너지가 있다. 지구는 태양이 발산하는 에너지의 아주 일부만 받는다. 단순 계산으로 공전 궤도를 원형이라 생각하면, 지구는 반경 1억 5천만 km의 구면에서 반경 6400km의 원에 해당하는 부분만 에너지를 받는다.(대략 4.6*10-10)

한편 우리가 보는 태양은 8분 19초 전의 태양인데, 이는 태양빛이 광구를 탈출하여 지구까지 도달하는데 8분 19초가 걸리기 때문이다. 또, 우리가 보는 태양빛은 8분 19초 전의 것이 아닌, 평균값 17만 1천년 전의 빛이기도 하다. 왜냐하면 태양의 핵에서 생성된 빛이 광구까지 나와서 방출되기까지 다시 17만 1천년이 걸리기 때문이다. 태양의 반지름은 대략 70만km로 빛의 속도로 약 2초 정도가 걸리는 거리지만, 태양의 내부에서 엄청난 양의 전자들과 부딪히면서 빛의 이동거리가 길어지므로[19]때문에 결과적으로는 17만년 정도 걸린다. 이 태양 내부의 상태와 비슷했던 것이 빅뱅 이후 대략 38만년이 흘러 처음으로 투명해진 우주의 상태로 이 때의 복사는 여전히 전파망원경으로 관측할 수 있다.

8 여담

  • 안드로메다 은하와의 데스매치로 은하가 개판날 때 같이 휘말릴 것이라는 얘기도 있지만, 이는 항성간 거리와 상호 중력 관계를 감안했을 때, 거의 무시해도 좋을 만큼 낮은 확률이라고 한다. 단, 우리 은하의 중력권에서 안드로메다 은하 중력권으로 옮겨 탈 확률은 있으나 어차피 두 은하는 끝내 하나의 거대 은하가 된다. 그 은하의 이름은 밀코메다
  • 중요성이 크니 뭔가 대단한 이들을 이것에 비유하곤 하며, 보통 유일하고 대체할 수 없으며 강력한 존재를 상징한다. 신하고도 자주 결부되어서, 라, 아폴로, 헬리오스의 예처럼 거의 전세계적으로 다수의 민족들이 각자의 태양신을 섬겼다. 세계의 태양신 목록
  • 이런 농담도 있다.
"나의 태양이 되어 줄래?"

"응!"
"좋아. 그럼 이제 내게서 1억 4천 9백 60만 km 떨어져."
"……."

  • 유니코드 문자상으로는 ☀로도 쓰인다.
  • 태양의 법적 소유권을 주장한 사람도 나왔다. 이미 공증 절차도 마쳤다고 한다. 관련 기사

9 관련 문서

  1. ↑ 전에는 노란색으로 보인다고 나와있었지만 태양은 모든 색이 섞인 빛을 같이 내기 때문에 우리 눈에 노란색이 아닌 흰색으로 보이는 것이 맞는다. 이 글을 보자 #
  2. ↑ 태양은 기체로 이루어져 있기 때문에 위도에 따라 자전주기가 24~36일까지 다르게 나타난다. 저위도일수록 자전주기가 짧다.
  3. ↑ 고대 그리스어 발음은 헬리오스. 태양신 맞다.
  4. ↑ 다만 심해나 동굴에 사는 생명체 등 일부 생명체는 태양과의 관계를 끊긴 했으나 일부에 불과하다. 따져보면 그 일부 생명체들도 바다에서 죽은 시체나 햇빛에 의해 에너지를 얻은 생명체를 잡아먹은 박쥐 등에 의해 에너지를 공급받으니 태양이 먹여살리는건 맞다.
  5. ↑ 여담으로 태양의 색에 관련하여, 이어령 교수는 그의 저서《축소지향의 일본인 그 이후》에서 '한국, 일본인들은 붉은색, 서양인들은 노란색이나 주황색, 중국인들은 흰색(대만의 청천백일기 참고)으로 태양을 인식한다'고 언급했다. 상기 서술과 어느 정도 관련이 있을지도.
  6. ↑ 빛의 파장보다 지름이 작은 공기 중의 미립자에 의한 빛의 산란.
  7. ↑ 이는 적색왜성의 연구가 미흡했던 시절에 생겨난 말이다.관찰하기 어려웠던 적색왜성은 물론 갈색왜성까지 제외한 상태에서 비교한 결과다.
  8. ↑ 아무리 시력좋은 인간 도 아무리 맑은날 봐도 5등성 이하 는 잘 안보인다. 아니 우리들이 밤하늘 에서 맨눈 으로 볼수 있는건 모두 3등성 이상(별 이름 알고 있는 항성은 대부분 1등성 이나 0등성 이고 북두칠성 과 북극성 은 2등성) 이다. 그러니 태양이 4등성 이하 라고 하니 어둡게 느끼는 것 일뿐 그런데 우리가 볼수 없는 5~6등성 이하 의 천체 가 전체 항성 의 98%라는 말이다.
  9. ↑ 이보다 등급이 아래인 K, M 클래스의 별들이 주계열성의 98%를 차지한다. G 클래스는 약 2.5% 정도.
  10. ↑ 거리 순서대로 알파 센타우리 A, 시리우스 A, 프로키온 A
  11. ↑ 2000년대 이전 서적에서는 50억 년 남았다고 기재된 경우가 많았다. 연구가 불충분했기 때문.
  12. ↑ 그런데 사실 50억년 남았다고 한 예전이나 7~80억년 남았다고 하는 지금이나 어차피 인류는 10억년 내에(빠르면 5억년 내에)지구에서 살지 못한다. 그때는 화성으로 이사가자
  13. ↑ 쉽게 말해서 금성 이 된다.
  14. ↑ 보통 태양 질량의 13~28배에 태양과 비슷한 중원소를 가지고 있다면 거대한 항성들은 지름이 태양의 1000~2000배나 커지고 초신성 폭발 후 중성자별로 된다. 다만 태양의 경우 질량이 부족하기 때문에 이 정도만 커진다. 하지만 이 글을 읽고 있는 위키러는 적어도 그런 결말을 맞이하지 않아도 된다. 단정 짓지 마! 난 그때까지 살거야!
  15. ↑ 수성, 금성까지는 삼켜질 것이 확실하나 지구는 불확실하다. 물론 생명체는 전부 죽는다. 아니, 그때 죽고 뭐고 간에 이미 그렇게 커지기 한참 전에 지구의 표면 위에 있는 모든 물질이 기체 상태가 된다. 표면온도는 온실효과까지 더해져 섭씨 2500도까지 끓어버리므로 그때 사람들은 살기위해 섭씨 2500도를 버티는 체형을 가지고 태어난다 카더라
  16. ↑ 현재 지구 궤도를 집어삼킬 만큼 부피가 팽창하리라 예상되지만, 적색거성화와 동시에 상당한 질량을 잃어서 중력이 약해지고 지구의 공전궤도 또한 커진다.
  17. ↑ 이때 태양 대기권 안으로 들어갔다고 행성 자체가 녹거나 하지는 않는다. 대기가 희박하기 때문. 하지만 안쪽으로 들어간 천체는 태양 대기의 영향으로 공전속도가 점점 느려지며 안쪽으로 낙하하다가 태양의 조석력때문에 몇조각으로 부서지며 최후를 맞게 된다.
  18. ↑ 사족으로 1세대 항성, 즉 최초의 항성을 퍼스트 스타라고 한다. 이 퍼스트 스타는 매우 거대했을것으로 예상되는데, 이때는 우주에 수소랑 헬륨밖에 없었으므로 핵융합에 필요한 온도까지 별을 가열하려면 매우 큰 질량이 필요했을 것이기 때문이다.
  19. ↑ 엄밀히 말하자면 빛이 주파해야 하는 거리가 길어지는 것이다. 빛의 속도는 상대성이론에 따라 불변하기 때문. 감마선의 형태로 방출된 핵융합 에너지는 태양 내부에서 여러 입자 사이에서 반사되어 떠돌며 차츰 에너지를 잃고 광구에 도달하면 전자기파의 형태로 우주 공간에 방출된다.
  20. ↑ 이름자체도 태양. 필살기도 대부분 태양과 관련되어 있다.