##the, Energy Production in Stars, Phys. Rev. 55 ( 1939 ) 103 ; online edition ( subscription needed ) H. A. Bethe, Energy Production in Stars, Phys. Rev. 55 ( 1939 ) 434 - 456 ; online edition ( subscription needed ) Alak K. Ray ( 2004 ) Stars as thermonuclear reactors : their fuels and ashes ( arxiv. org article ) 외부 링크 [ 편집 ] John N. Bacall - 태양이 빛나는 이유 미항공우주국의 핵합성 관련 문헌 vdeh항성진화 항성 형성 전주계열성 주계열성 수평거성 점근거성 끌어올림 불안정띠 레드클럼프 행성상성운 원시 행성계 원반 밝은 청색변광성 볼프 - 레이에별 신성 의사 초신성 초신성 극초신성 색등급도 원시별 분자운 보크구상체 젊은 항성체 허빅 - 아로천체 하야시 경로 하야시 한계 헤니에이 경로 황소자리 T형 항성 허빅 Ae / Be 별 종류 준왜성 ( B형 ) 왜성 ( 청색 주황색 적색 황색 ) 준거성 거성 ( 청색 적색 ) 밝은
日 本 語 MelayuNorsk 中 文 링크 편집 이 문서는 2017년 9월 1일 ( 금 ) 11 : 07에 마지막으로 편집되었습니다. 모든 문서는 크리에이티브 커먼즈 저작자표시 - 동일조건변경허락 3. 0에 따라 사용할 수 있으며, 추가적인 조건이 적용될 수 있습니다. 자세한 내용은 이용 약관을 참고하십시오. 미국 및 다른 국가에 등록되어 있는 Wikimedia Foundation, Inc. 소유의 등록 상표입니다. 개인정보 정책 위키백과 소개 면책 조항 개발자 쿠키 정책 모바일 보기
. 첫 번째의 과정은 양성자 - 양성자 연쇄로 태양 정도의 질량을 가지는 항성의 주요한 에너지원이다. 두 번째 과정은 1938년 카를 프리드리히 폰 바이츠제커에 의해서도 설명된 적이 있는 CNO 순환으로, 보다 질량이 큰 항성에서 보다 중요한 과정이다. 이후, 베테의 이론에 많은 중요하면서도 구체적인 이론이 덧붙여졌다. 그 중 하나는 1957년의 마거릿 버비지 ( Margaret Burbidge ), 제프리 버비지 ( Geoffrey Burbidge ), 윌리엄 파울러 ( William Fowler ), 프레드 호일의 논문이다. 이 논문은 관측된 우주의 원소 비율을 엄밀하게 설명하도록 이전 연구를 모아서 보다 개량한 것이다. 주요 반응 목록 [ 편집 ] 항성 핵합성에 있어서 가장 중요한 반응은 다음과 같다. 수소 연소 양성자 - 양성자 연쇄 반응 CNO 순환 헬륨 연소 삼중 알파 과정 알파 반응 보다 무거운 원소의 연소 탄소 연소 과정 네온 연소 과정 산소 연소 과정 규소 연소 과정 철 보다 무거운 원소의 형성 중성자 포획 R - 과정 S - 과정 양성자 포획 P - 과정 참고 문헌 [ 편집 ] H. A. Bethe, Energy Production in Stars, Phys. Rev. 55 ( 1939 ) 103 ; online edition
/ Be 별 종류 준왜성 ( B형 ) 왜성 ( 청색 주황색 적색 황색 ) 준거성 거성 ( 청색 적색 ) 밝은 거성 초거성 ( 청색 적색 황색 ) 극대거성 ( 황색 ) 청색 낙오성 껍질별 특이별 ( Ap / Bp 별 바륨별 탄소별 CH 별 수은 - 망가니즈 별 Am 별 S형 별 ) 테크네튬 별 변광성 ( 불규칙 반규칙 오리온 ) 잔해 백색왜성 ( 흑색왜성 ) 중성자별 ( 펄서 마그네타 ) 항성질량 블랙홀 밀집성 쿼크별 프레온 별 Q별 퍼즈볼 보손 별 그라바스타 암흑 에너지 별 검은 별 약전자기별 자기권 연속적 붕괴 천체 암흑물질성 이론적인 별 암흑물질성 쿼시 별 손 - 지트코프 천체 아이언 스타 중간 단계 갈색왜성 준갈색왜성 떠돌이 행성 구조 핵 대류층 복사층 광구 흑점 채층 코로나 태양풍 ( 거품 ) 성진학 에딩턴 한계 핵합성 알파 반응 삼중 알파 과정 양성자 - 양성자 연쇄 반응 헬륨섬광 CNO 순환 탄소 연소 과정 네온 연소 과정 산소 연소 과정 규소 연소 과정 S - 과정 R - 과정 특성 항성 분류 항성 명칭 항성 역학 유효온도 항성운동학 ( 고유운동 시선속도 ) 항성 자기장 등급 ( 절대등급 겉보기등급 사진등급 ) 질량 반지름 광도 금속
##학 ( 고유운동 시선속도 ) 항성 자기장 등급 ( 절대등급 겉보기등급 사진등급 ) 질량 반지름 광도 금속함량 미소난류 행성계 항성 자전 항성계 ( 쌍성 다중성 접촉쌍성 ) UBV 측광계 항성 목록 별자리별 질량이 큰 별 질량이 작은 별 반지름이 큰 별 밝게 보이는 별 광도가 큰 별 가까운 별 갈색왜성 항성 천문학 연대표 항성목록 헨리 드레이퍼 목록 히파르코스 목록 고전역학 뉴턴의 블랙홀 원본 주소 " " 분류 : 핵합성항성항성물리학숨은 분류 : 네덜란드어 표기를 포함한 문서 둘러보기 메뉴 개인 도구 로그인하지 않음토론기여계정 만들기로그인 이름공간 문서토론 변수 보기 읽기편집역사 보기 더 보기 검색 둘러보기 대문사용자 모임요즘 화제최근 문서 보기임의 문서로도움말기부 도구 여기를 가리키는 문서가리키는 글의 최근 올리기특수 문서 목록고유 링크문서 정보위키데이터 항목이 문서 인용하기 인쇄 / 내보내기 책 만들기PDF로 다운로드인쇄용 판 다른 언어 IndonesiaItaliano 日 本 語 MelayuNorsk 中 文 링크 편집 이 문서는 2017년 9월 1일 ( 금 ) 11
##하다. 목차 1 역사 2 주요 반응 목록 3 참고 문헌 4 외부 링크 역사 [ 편집 ] 1920년 아서 에딩턴은 프랜시스 윌리엄 애스턴의 정밀한 원자 측정에 근거하여 항성의 에너지는 수소가 헬륨으로 핵융합 하는 것으로부터 기인하는 것이라고 처음으로 추측하였다. 1928년 조지 가모프는 가모프 인자로 불리는 양자역학 식을 유도하였는데, 이는 강한 상호작용이 쿨롱 장벽을 극복할 정도로 두 원자핵이 가깝게 다가설 수 있는 확률을 나타내는 식이다. 가모프 인자를 이용하여 로버트 ( Robert d'Escourt Atkinson ), 프리츠 하우테르만스 ( 네덜란드어 : Fritz Houtermans ), 또한 가모프 자신과 에드워드 텔러는 항성 내부 온도에서 일어나는 핵 반응률을 유도해 내었다. 1939년, " 항성에서의 에너지 생성 " ( Energy Production in Stars ) 이라는 논문을 통해 한스 베테는 수소가 헬륨으로 핵융합하는 서로 다른 가능성에 관해 분석하였다. 그는 항성의 에너지원으로 생각되는 두 과정을 선택하였다. 첫 번째의 과정은 양성자 - 양성자 연쇄로 태양 정도의 질량을 가지는 항성의 주요한 에너지원이다. 두
항성 핵합성 - 위키백과, 우리 모두의 백과사전 항성 핵합성 위키백과, 우리 모두의 백과사전. 둘러보기로 가기 검색하러 가기 핵물리학 방사성 붕괴핵분열핵융합 방사성 붕괴 알파 붕괴 · 베타 붕괴 · 감마 붕괴 기타 붕괴 이중 베타 붕괴 · 이중 전자 포획 · 내부 전환 · 이성질핵 전이 · 뭉치 붕괴 · 자발 핵분열 방출 과정 중성자 방출 · 양전자 방출 · 양성자 방출 고에너지 반응 핵파쇄 · 우주선 파쇄 · 광붕괴 핵합성 항성 핵합성대폭발 핵합성초신성 핵합성 과학자 러더퍼드 · 바바 · 베크렐 · 베테 · 퀴리 · 페르미 v. d. e. h 항성 핵합성 ( Stellar nucleosynthesis ) 은 항성 내부에서 무거운 원소의 원자핵을 형성하는 반응을 총칭하는 말이다. 항성 핵합성은 20세기에 들어서서 태양이 오랜시간 열과 빛을 내뿜는 이유인 핵 반응이 연구되기 시작하면서부터 연구되기 시작했다. 태양의 에너지의 원천은 수소가 헬륨으로 핵융합하는 것이며, 이 반응이 시작되는 데만 최소 4 백만 켈빈의 온도가 필요하다. 목차 1 역사 2 주요 반응 목록 3 참고 문헌 4 외부 링크 역사 [ 편집 ] 1920년 아서 에딩턴은 프랜시스
항성 핵합성(Stellar nucleosynthesis)은 항성 내부에서 무거운 원소의 원자핵을 형성하는 반응을 총칭하는 말이다. 항성 핵합성은 20세기에 들어서서 태양이 오랜시간 열과 빛을 내뿜는 이유인 핵 반응이 연구되기 시작하면서부터 연구되기 시작했다. 태양의 에너지의 원천은 수소가 헬륨으로 핵융합하는 것이며, 이 반응이 시작되는 데만 최소 4 백만 켈빈의 온도가 필요하다.