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소개글

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목차

Ⅰ. 개요

Ⅱ. 태양의 특성
1. 질량(kg)
2. 적도반지름(km)
3. 평균밀도(gm/cm 3)
4. 자전주기(일)
5. 탈출속도(km/sec)
6. 조도(ergs/sec)
7. 밝기(Vo)
8. 평균표면 온도
9. 나이(억년)
10. 태양의 조성(%)
11. 태양의 자전속도

Ⅲ. 태양의 대기
1. 광구
1) 쌀알무늬
2) 흑점
2. 채층
3. 코로나

Ⅳ. 태양의 에너지분출

Ⅴ. 태양의 핵융합

Ⅵ. 태양의 종말

참고문헌

본문내용

서는 수소 원자핵의 양성자 4개가 융합하여 하나의 알파입자 혹은 헬륨 원자핵을 만들어 낸다. 알파입자는 4개의 양성자보다 약 0.7퍼센트 정도 더 가볍다. 이 결손 질량은 에너지로서 방출되고 대류(convection)에 의해 태양의 표면까지 운반된 다음 빛과 열로서 발산된다. 태양의 핵에서 생성된 에너지가 표면까지 도달하는 데에는 100만년이 걸린다. 매초 7억 톤의 수소가 헬륨의 재로 바뀐다. 이 과정에서 5백만 톤의 순수한 에너지가 방출된다. 그러므로 시간이 갈수록 태양은 더욱 밝아진다.
채층(chromosphere)은 광구면(photosphere)의 위에 있다. 태양 에너지는 태양의 중심부로부터 나온 길을 따라 이 층을 통과한다. 백반(Faculae)과 플레어(Flare)가 채층에서 생긴다. 백반은 흑점이 생기려고 하는 부분의 위에서 만들어지는 밝게 빛나는 수소 구름이다. 플레어는 흑점 지대로부터 방출되는 뜨거운 개스의 밝은 필라멘트이다. 흑점은 광구면의 어두운 저기압 지대로서 온도는 보통 섭씨 4,000도(화씨 7,000도) 정도이다.
Ⅴ. 태양의 핵융합
태양은 태양계 총 질량의 99% 이상을 차지하고 막대한 에너지와 입자를 발산하며, 강한 인력으로 모든 행성들의 운동을 구속하고 있는 태양계의 절대 권력자이다.
태양은 약 50억 년 전에 기체 덩어리가 응축하기 시작하면서 형성되었다고 알려져 있다.
질량이 응축됨에 따라 중심부는 높은 온도와 높은 압력 상태가 되었을 것이며 결국은 핵융합을 일으킬 수 있는 상태에 이르렀을 것이다.
이후 태양은 지금까지 수소가 헬륨으로 바뀌는 핵융합에 의해 태양계에 에너지를 공급하고 있는데 양이 수소를 모두 소모시키고 나면 적색거성으로 부풀어 올라 수성과 금성을 삼켜버리고 지구 궤도 근처까지 부풀어 오를 것이다.
그 후에 태양의 외곽층은 공중으로 흩어져 태양을 둘러싼 행성상 성운을 형성하게 될 것이고 가운데 부분은 백색왜성의 단계를 거쳐 흑색외성이 되어 별로서의 일생을 마감할 것이다
Ⅵ. 태양의 종말
태양은 46억년 동안 활동해온 것으로 보이며 50억년은 더 태울 연료가 남아있다. 말기의 태양은 헬륨을 더욱 무거운 원소로 융합하는 반응이 일어나고 부풀어 오르는데, 지구를 삼킬 정도까지 극도로 커진다. 그 후 10억년은 적색거성(red giant)으로 생활하며, 이내 갑자기 수축하여 백색왜성(white dwarf)이 된다. 우리의 태양과 같은 별의 종말은 이와 같다. 완전히 식으려면 아마 1조년 정도의 시간이 걸릴 것이다.
참고문헌
◎ 국가핵융합연구소(2009), 핵융합 알아보기 2 - 엄청난 태양 에너지의 비밀 - 핵융합 반응
◎ 안병호(2009), 태양 지구계 우주환경, 시그마프레스
◎ 안홍배(1997), 태양계와 우주, 부산대학교출판부
◎ 야마구치 에이이치 저, 이미화 역(1994), 태양은 어디서 왔는가, 홍익기획
◎ 일본태양에너지학회 저, 김필호 역(2012), 태양 에너지 이용기술, 성안당
◎ 차영은(2009), 태양의 대기에 대한 예비 지구과학 교사들의 정신모형 분석, 한국교원대학교

키워드

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