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별의 일생과 태양의 운명에 대해 알아보도록 하겠습니다. 별의 일생은 초기 원시 별의 질량에 따라 수명이 다릅니다. 질량이 작은 별들은 백색왜성이되고 초기질량이 태양질량의 1.4배 이상되는 별들은 마지막 단계에 초신성 폭발을 거쳐 중성자성과 블랙홀이 됩니다. 태양은 성간물질의 중력수축으로 모여 주계열성으로 형성된 후 대략 100억 년 동안 그 상태를 유지합니다. 중심부의 수소가 헬륨으로 전환되면 주계열성 단계를 벗어나 적색거성이 되고, 결국에는 맥동변광성이 되면 외곽 가스를 분출하면서 중심부는 백색왜성이 됩니다. 별의 일생에 대해 알아보도록 하겠습니다. 별의 일생 별은 양성자와 양성자가 핵융합 하는 순간에 별이 탄생하고,별이 맞이할 마지막 단계는 백색왜성, 중성자성, 블랙홀입니다. 성간물질이 중력으로 수축..

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별의 핵융합과 원소의 탄생에 대해 알아보는 시간을 갖겠습니다. 별의 구성 물질은 대부분 수소와 헬륨입니다. 별 중심부의 핵융합 과정에서 양성자가 +베타붕괴하여 중성자와 양전자 그리고 전자 중성미자를 방출합니다. - 베타붕괴는 중성자가 양성자, 전자, 전자 중성미자의 반입자로 붕괴되는 약한 상호작용을 합니다. 지구를 구성하는 대부분의 원소는 별 속이 핵융합과정에서 만들어졌습니다. 이러한 내용들을 토대로 정리해 보도록 하겠습니다. 별 속의 핵융합 과정에서 탄생한 원소 지구형 행성에는 철과 규소가 풍부하지만, 별에는 수소와 헬륨 이외의 원소들은 미량만 존재합니다. 규소, 즉 실리콘은 지구에서 두번째로 풍부한 원소이며, 지각과 맨틀은 50퍼센트 이상이 산화규소입니다. 수소 원자핵인 양성자는 빅뱅 후 100만분이..

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태양에너지의 기원에 대해 알아보는 시간을 갖겠습니다. 태양에너지의 출발은 핵 융합입니다. 태양중시부에서 양성자-양성자 연쇄반응을 통해 행융합이 일어나고 태양보다 더 질량이 큰 별 중심부에서는 CNO 순환을 통한 핵융합 반응이 일어납니다. 이러한 핵융합 과정에 대해 정리해 보도록 하겠습니다. 태양의 핵융합 (양성자+양성자) 태양의 핵융합(양성자+ 양성자)에 대해 알아보겠습니다별 질량의 70퍼센트 이상은 수소입니다. 태양의 표면 온도는 5800도이고 적색거성의 표면 온도는 약 3000도입니다. 별 중심부 온도는 1000만 도에서 수억 도에 이르므로 별을 구성하는 수소 원자의 전자는 대부분 자유전자가 되어 양성자와 분리되어 있습니다. 그래서 별은 양성자와 전자가 서로 구속하지 않아 자유롭게 운동하는 플라스마 ..

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페르미온(fermion)과 보손(boson) 보손과 우주를 구성하는 네가지 힘에 대해 알아보도록 하겠습니다. 우주는 에너지와 물질 입자로 구성됩니다. 물질 입자를 페르미온(fermion)이라 하고 에너지를 전달하는 입자를 보손(boson)이라 합니다. 물질 입자인 페르미온은 스핀 양자수가 주로 -1/2과 +1/2처럼 반정수 값이며, 에너지를 전달하는 입자인 보손은 스핀 양자수가 0,1,2처럼 정수 값입니다. 모든 소립자는 질량, 전하, 스핀으로 구별되는데, 페르미온과 보손은 스핀에 의해 구별됩니다. 입자물리학의 스핀은 거시 세계에 해당되는 물리 현상이 없는 소립자의 고유한 특성입니다. 거시 세계에서 스핀은 팽이처럼 돌아가는 물체의 물리량이지만 소립자의 스핀은 단 두 가지 값이 각운동량을 갖는, 회전과 무..