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태양에 관해서입니다.

태양의 진화

우리들이 알고 있듯이 우주는 텅 빈 공간이 아니다. 우주 공간은 희박 하지만 드문 물질(rarefied matter)로 가득차 있으며, 더구나 이들 물질은 균질하게 분포하는 것이 아니라 군데군데 뭉쳐진 가스 덩어리 즉 성운(nebular)을 이루고 있다.
광대한 우주의 항성들은 우주 공간을 떠도는 가스에서 태어난다. 가스 덩어리 속에는 1%의 먼지가 포함되어 있는데, 이 먼지는 무거워서 탄소, 질소, 규소 및 산소를 주성분으로 하는 광물 및 얼음 결정의 중심 핵을 이루어 주변의 가스를 끌어당긴다. 약 46억년 전에 태양계가 생성되었을 때도, 태양의 주위에는 암흑 성운으로 둘러싸여 있었을 것이다. 마침내 밀도가 큰 부분을 덮은 가스가 수축하여, 밀도가 더욱 커진다. 원시 태양은 거대한 수소 가스와 먼지 구름으로 둘러싸여 있었으며, 그 중심에는 후에 행성계의 바탕이 되는 먼지 원반이 존재하고 있었을 것이다.

원시 태양 주위에 떠도는 가스의 일부는 중력으로 태양 중심으로 떨어져 들어가고, 나머지는 태양 주위의 원반으로 침전되었다. 원시 태양은 주위의 가스들을 잡아끌어 당기며 더 빠른 속도로 회전하게 되었다. 지름이 수 광년 되는 초기의 크기에서 원반은 뭉쳐져서 더 빨리 회전하여 여러 조각으로 떨어져 나가기 시작하였을 것이다. 이러한 조각들은 행성과 달이 되었으며, 그로부터 중력이 거대한 중심부의 가스를 압축하여 내부 온도를 극도로 높아지게 하였다. 그 결과 수소 원자 들이 융합하여 더 무거운 헬륨으로 되는, 열 핵반응이 시작되면서 우리의 태양은 탄생되었다.

태양은 주로 가장 가벼운 원소인 수소로 구성되어 있다. 매년 이 핵융합에 의해 1경9천3백조 톤의 수소를 1경9천2백조 톤의 헬륨으로 변화시킨다. 이때 약 100조 톤의 차이가 나는데, 이것이 열 에너지, 빛 에너지, 그리고 태양풍으로 알려진 플라즈마 입자들의 형태로 변환된다. 태양은 지난 46억년 동안 매년 엄청난 수소를 소모하였는데도 불구하고 앞으로도 50억년 동안 방출할 양의 수소가 남아 있다. 태양 에너지의 약 10억분의 1 정도가 지구에 도달한다.

태양 중심에서의 온도는 약 1,500만oK 정도다. 핵융합이 일어나는 태양 중심의 핵으로부터 수 10만km나 떨어져 있는 광구에서도, 그 온도는 6,000oK나 된다. 하지만 중심핵에 있는 모든 수소는 언젠가는 헬륨으로 변할 것이다. 그렇게 되면 태양은 모든 에너지를 잃고 마침내 일생을 마치게 될 것이다.



맨 처음의 징후로는 크기가 약간 작아지고 밝기는 증가할 것이다. 그런 다음 태양의 크기는 현재의 크기보다 수 백만 배나 크게 갑작스러운 팽창이 있게 될 것이다. 이 때는 수성과 금성마저 삼켜 버리게 되며, 지구 표면은 가열되어 반 용융 상태가 될 것이다. 이와 같은 팽창 단계의 태양은 천문학자들이 말하는 적색 거성이 될 것이다. 태양은 이러한 상태로 수천만 년 동안 존재할 것이며, 그 동안 헬륨으로 된 핵은 가열되어 1억oK 이상의 온도에 도달하게 될 것이다. 굉장히 밀도가 커진 핵은 다시 타기 시작하여 태양의 바깥 껍질을 거의 모

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