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Unit 1 The Birth and Death of the Sun
Background Knowledge
태양의 탄생
태양은 어떻게 태어났을까? 지금으로부터 약 50억 년 전 우리 태
양계는 다른 별들이 죽을 때 폭발하고 남은 찌꺼기인 가스와 먼지
들로 이루어진 황량한 공간이었다. 이들도 질량이 있기 때문에 만
유 인력이 작용하여 서서히 끌어당기기 시작한다. 그렇게 되면 중
심부에는 가스들이 더 많이 모이게 되고, 중심부의 가스들은 더 많
은 충돌을 하게 된다. 가스들이 서로 충돌할 때마다 운동 에너지가
열에너지로 전환되기 때문에 온도가 상승하여 이곳에서는 희미한
빛이 나기 시작한다. 이 단계를 별의 탄생 순간인 원시성이라고 한
다. 원시성이 더욱 수축하여 중심 핵의 온도가 약 천만(107)도에 이르면 수소 4개가 하나의 헬륨으로 합
쳐지는 핵융합이 일어나기 시작한다. 수소 4개의 원자량은 4.0312인데, 헬륨 1개의 원자량은 4.0026이
다. 그렇다면 수소 4개가 헬륨 1개로 핵 융합했을 때 0.0286은 어디로 간 것일까?
이 사라진 질량은 아인슈타인의 가장 유명한 E=mc2이라는 식으로 설명할 수 있다. 즉, 줄어든 질량에 빛
의 속도인 3× 108m/s를 제곱하여 곱한 만큼 에너지가 만들어진다는 것이다. 만약 수소 4.0312g을 헬륨
으로 핵 융합시킬 수 있다면 이때 발생하는 에너지는 2.574× 109J(1J=1N의 힘으로 물체를 1m 이동하는
데 필요한 에너지)이라는 막대한 양이 방출된다. 태양 질량의 약 10%가 이 핵융합 반응에 참여하여 초당
약 2× 1028kg의 수소가 핵융합 반응을 일으킨다. 이 때 만들어지는 에너지는 초당 3.9× 1028J에 해당하며
이는 핵폭탄 약 천조(1015)개와 맞먹는 에너지라 할 수 있다. 초기의 태양이 천만 년이 넘는 시간 동안 진
행된 중력에 의한 수축이 멈추고, 중심 핵의 핵융합이 안정화되면 어른 별인 주계열성이라 부르는 단계로
성장한다. 이렇게 주계열성이 된 태양은 약 50억 년이 지난 지금도 핵융합으로 에너지를 만들어 태양계에
공급하고 있다.
늙어가는 태양
중심 핵의 수소는 핵융합을 통해 헬륨으로 전환되기 때문에 연료로 사용되는 수소는 점점 줄어들고 중심에
는 헬륨이 증가하여 헬륨 핵을 만들게 된다. 중심에 있는 헬륨 핵의 질량이 태양전체 질량의 0.1% 정도가
되면 헬륨 핵의 껍데기에서 수소가 핵융합을 하게 된다. 이렇게 헬륨 핵의 껍데기에서 핵융합이 일어나면
껍데기의 바깥쪽은 급격하게 팽창하게 되어 태양의 반지름은 금성 궤도만큼 부풀어 오르게 된다. 거대해진
태양의 표면은 온도가 낮아져 지금보다 훨씬 붉은색으로 변하게 되는데 이 단계를 적색 거성 단계라 한다.
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Background Knowledge
태양의 탄생
태양은 어떻게 태어났을까? 지금으로부터 약 50억 년 전 우리 태
양계는 다른 별들이 죽을 때 폭발하고 남은 찌꺼기인 가스와 먼지
들로 이루어진 황량한 공간이었다. 이들도 질량이 있기 때문에 만
유 인력이 작용하여 서서히 끌어당기기 시작한다. 그렇게 되면 중
심부에는 가스들이 더 많이 모이게 되고, 중심부의 가스들은 더 많
은 충돌을 하게 된다. 가스들이 서로 충돌할 때마다 운동 에너지가
열에너지로 전환되기 때문에 온도가 상승하여 이곳에서는 희미한
빛이 나기 시작한다. 이 단계를 별의 탄생 순간인 원시성이라고 한
다. 원시성이 더욱 수축하여 중심 핵의 온도가 약 천만(107)도에 이르면 수소 4개가 하나의 헬륨으로 합
쳐지는 핵융합이 일어나기 시작한다. 수소 4개의 원자량은 4.0312인데, 헬륨 1개의 원자량은 4.0026이
다. 그렇다면 수소 4개가 헬륨 1개로 핵 융합했을 때 0.0286은 어디로 간 것일까?
이 사라진 질량은 아인슈타인의 가장 유명한 E=mc2이라는 식으로 설명할 수 있다. 즉, 줄어든 질량에 빛
의 속도인 3× 108m/s를 제곱하여 곱한 만큼 에너지가 만들어진다는 것이다. 만약 수소 4.0312g을 헬륨
으로 핵 융합시킬 수 있다면 이때 발생하는 에너지는 2.574× 109J(1J=1N의 힘으로 물체를 1m 이동하는
데 필요한 에너지)이라는 막대한 양이 방출된다. 태양 질량의 약 10%가 이 핵융합 반응에 참여하여 초당
약 2× 1028kg의 수소가 핵융합 반응을 일으킨다. 이 때 만들어지는 에너지는 초당 3.9× 1028J에 해당하며
이는 핵폭탄 약 천조(1015)개와 맞먹는 에너지라 할 수 있다. 초기의 태양이 천만 년이 넘는 시간 동안 진
행된 중력에 의한 수축이 멈추고, 중심 핵의 핵융합이 안정화되면 어른 별인 주계열성이라 부르는 단계로
성장한다. 이렇게 주계열성이 된 태양은 약 50억 년이 지난 지금도 핵융합으로 에너지를 만들어 태양계에
공급하고 있다.
늙어가는 태양
중심 핵의 수소는 핵융합을 통해 헬륨으로 전환되기 때문에 연료로 사용되는 수소는 점점 줄어들고 중심에
는 헬륨이 증가하여 헬륨 핵을 만들게 된다. 중심에 있는 헬륨 핵의 질량이 태양전체 질량의 0.1% 정도가
되면 헬륨 핵의 껍데기에서 수소가 핵융합을 하게 된다. 이렇게 헬륨 핵의 껍데기에서 핵융합이 일어나면
껍데기의 바깥쪽은 급격하게 팽창하게 되어 태양의 반지름은 금성 궤도만큼 부풀어 오르게 된다. 거대해진
태양의 표면은 온도가 낮아져 지금보다 훨씬 붉은색으로 변하게 되는데 이 단계를 적색 거성 단계라 한다.
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