□ 총괄 평가	I. 우주의 기원과 진화

㈜미래엔

우주의 기원

Ⅰ-1

다음 그림은 어떤 기체의 스펙트럼이다.

위 스펙트럼에 대한 설명 중 옳지 않은 것은?

① 기체가 방출하는 빛의 스펙트럼이다.

② 스펙트럼 선들의 간격은 일정하지 않다.

③ 빛이 저온의 기체를 통과할 때 나타난다.

④ 스펙트럼 선들의 파장은 가시광선 영역에 속한다.

⑤ 슬릿을 통과한 빛이 프리즘에 의해 분산된 것이다.

그림은 외부 은하의 거리에 따른 후퇴 속도를 나타낸 것이다.

위 그림에 대한 설명으로 옳은 것을 다음 <보기>에서 모두 고른 것은?

-------------<보기>---------------

ㄱ. 허블 상수는 약 60 km / s / Mpc이다.

ㄴ. 멀리 있는 은하일수록 후퇴 속도가 빠르다.

ㄷ. 기울기로부터 우주의 나이를 구할 수 있다.

--------------------------------

① ㄱ           ② ㄴ               ③ ㄱ, ㄷ

④ ㄴ, ㄷ        ⑤ ㄱ, ㄴ, ㄷ

다음 중 허블 법칙에 대한 설명으로 옳지 않은 것은?

① 먼 은하일수록 더 빠른 속력으로 멀어진다.

② 은하들의 스펙트럼에서 청색 편이가 나타난다.

③ 대부분의 외부 은하들은 우리에게서 멀어진다.

④ 허블 상수 값으로 우주의 나이를 구할 수 있다.

⑤ 허블 법칙으로 우주가 팽창하고 있음을 알 수 있다.

허블 법칙을 이용하여 우주의 나이([eqn: t`])를 구하는 식을 바르게 나타낸 것을 고르면?

① [eqn: t`=`H]                ② [eqn: t`=` { 1} over { H}]

③ [eqn: t`=` { c} over { H}]               ④ [eqn: t`=` { H} over { c}]

⑤ [eqn: t`=` {r} over {H}]

그림은 B 은하에서 A 은하와 C 은하를 보았을 때의 후퇴 속도와 이동 방향을 나타낸 것이다.

위 그림에 대한 설명으로 옳지 않은 것은?

① 은하 A와 은하 C 모두 적색 편이가 나타난다.

② 은하 A에서 관측할 때 은하 B는 정지 상태이다.

③ 은하 C에서 관측한 은하 A의 후퇴 속도는 4,000㎞/s이다.

④ 은하 B와 은하 C사이의 거리는 은하 A와 은하 B 사이 거리의 3배이다.

⑤ 은하 C에서 외부 은하를 관측하면 은하 A와 은하 B 모두 멀어진다.

다음은 서로 다른 은하 A～D의 거리와 후퇴 속도를 나타낸 것이다.

	거리(Mpc)	후퇴 속도(㎞/s)
A	5	300
B	20	(가)
C	(나)	9,600
D	300	18,000

(1) (가)와 (나)에 옳은 값을 써 보자.

(2) 은하까지의 거리와 은하의 후퇴 속도는 어떤 관계가 있는지 써 보자.

그림은 허블 상수를 구하기 위해 관측한 은하 A, B, C의 관측 결과를 나타낸 것이다. A, B, C는 같은 방향에 위치하고 있으며, 각 값은 A의 값을 1로 하였을 때의 상대적인 값이다.

A, B, C에 대한 설명으로 옳은 것을 다음 <보기>에서 모두 고른 것은?

----------<보기>------------------

ㄱ. 우리 은하로부터의 거리는 B가 A의 2배이다.

ㄴ. 관측한 적색 편이량은 C가 A의 2배이다.

ㄷ. A에서 관측한 후퇴 속도는 C가 B의 3배이다.

--------------------------------

① ㄱ               ② ㄴ             ③ ㄱ, ㄴ

④ ㄴ, ㄷ            ⑤ ㄱ, ㄴ, ㄷ

그림은 세 곳의 천문대에서 관측한 외부 은하까지의 거리와 후퇴 속도를 그래프에 각각 나타낸 것이다.(단, 그래프에 표시된 △, ×, ○는 각 천문대에서 관측한 자료이다.)

위 그림에 대한 설명으로 옳은 것을 다음 <보기>에서 모두 고른 것은?

----------<보기>------------------

ㄱ. 허블 상수는 A의 경우 가장 크다.

ㄴ. 우주의 나이는 B의 경우 가장 적다.

ㄷ. 관측 가능한 우주의 크기는 C의 경우 가장 작다.

--------------------------------

① ㄱ            ② ㄴ            ③ ㄱ, ㄷ

④ ㄴ, ㄷ        ⑤ ㄱ, ㄴ, ㄷ

다음 대폭발 우주론에 관한 설명 중 옳지 않은 것은?

① 우주는 약 137억 년 전에 시작되었다.

② 작은 한 점에서의 폭발로 우주가 시작되었다.

③ 대폭발 이후 우주는 점차 팽창하였다.

④ 대폭발 이후 우주의 평균 온도는 점차 낮아졌다.

⑤ 대폭발 이후 최초의 3분 동안 현재의 모든 원소들이 생성되었다.

다음 <보기>의 설명 중 옳은 것을 모두 고른 것은?

----------<보기>------------------

ㄱ. 팽창하는 우주의 중심은 지구이다.

ㄴ. 외부 은하의 후퇴 속도는 은하까지의 거리에 반비례한다.

ㄷ. 빛을 내는 천체와 지구가 가까워지면 청색 편이가 나타난다.

ㄹ. 만약 우주의 나이가 130억 년이라면 130억 광년 바깥의 우주는 관측할 수 없다.

--------------------------------

① ㄱ, ㄴ        ② ㄱ, ㄷ      ③ ㄴ, ㄷ

④ ㄷ, ㄹ        ⑤ ㄴ, ㄷ, ㄹ

그림은 원자핵을 구성하는 두 가지 입자를 나타낸 것이다.

(가)               (나)

두 입자를 비교한 설명으로 옳은 것을 다음 <보기>에서 모두 고르면?

---------<보기>-------------------

ㄱ. (가)는 전기를 띠지 않는다.

ㄴ. (나)는 수소 원자핵을 구성한다.

ㄷ. 현재 우주에는 (가)가 (나)보다 많다.

--------------------------------

① ㄱ,           ② ㄴ         ③ ㄱ, ㄴ

④ ㄱ, ㄷ        ⑤ ㄴ, ㄷ

그림은 원자핵 주위를 돌고 있는 전자의 에너지 상태를 나타낸 것이다.

위 그림에서 추론한 내용으로 옳은 것을 다음 <보기>에서 모두 고르면?

---------<보기>-------------------

ㄱ. 전자의 에너지 상태는 양자화되어 있다.

ㄴ. 에너지 상태 변화가 클수록 방출되는 빛의 파장이 길다.

ㄷ. 서로 다른 원소는 선 스펙트럼이 나타나는 위치가 서로 다를 것이다.

--------------------------------

① ㄴ               ② ㄷ           ③ ㄱ, ㄴ

④ ㄱ, ㄷ           ⑤ ㄴ, ㄷ

그림은 위성 WMAP이 관측한 우주 배경 복사의 분포를 나타낸 것이다.

위 그림에 대한 설명으로 옳지 않은 것을 고르면?

① 2.7 K의 온도 분포를 나타낸다.

② 하늘의 모든 방향에서 검출된다.

③ 대폭발 우주론을 지지하는 증거가 된다.

④ 우주가 냉각되면서 점차 파장이 짧아졌다.

⑤ 미세한 분포 차이로 우주 거대 구조를 설명한다.

대폭발 우주론을 지지하는 증거 두 가지는 무엇인지 써 보자.

대폭발 이후 3분이 경과했을 때 양성자와 중성자의 개수 비는 약 7 : 1이었다. 이때 그림과 같이 양성자 14개, 중성자 2개가 있다고 할 때, 이로부터 현재 우주의 수소와 헬륨의 질량비가 약 3 : 1이 됨을 설명해 보자.

그림 (가)는 COBE 위성을 통해 관측한 우주 배경 복사의 에너지 강도 분포이고, (나)는 방향에 따른 우주 배경 복사의 공간 분포이다.

이에 대한 설명으로 옳은 것을 <보기>에서 모두 고른 것은?

-----------<보기>-----------------

ㄱ. 우주가 팽창하더라도 우주의 밀도는 일정하다.

ㄴ. 대폭발 이후 우주 배경 복사 온도는 감소했다.

ㄷ. 현재 우주 배경 복사는 2.7  K 흑체 복사에 해당된다.

ㄹ. 관측된 우주 배경 복사에서 공간 분포에 미세한 차이가 있다.

--------------------------------

① ㄱ, ㄴ         ② ㄱ, ㄹ         ③ ㄷ, ㄹ

④ ㄱ, ㄴ, ㄷ     ⑤ ㄴ, ㄷ, ㄹ

대부분의 은하들이 우리 은하로부터 멀어지고 있는 것으로 관측된다. 그럼에도 우리 은하가 우주의 중심이라고 할 수 없는 까닭을 설명해 보자.

대폭발 직후 생성된 기본 입자에 대한 설명 중 옳지 않은 것은?

① 6가지 경입자와 6가지 쿼크로 이루어져 있다.

② 위 쿼크의 전하량은 [eqn: +{1} over { 3}]이다.

③ 아래 쿼크의 전하량은 [eqn: -{ 1} over { 3}]이다.

④ 전자는 이때 생성된 경입자 중의 하나이다.

⑤ 양성자와 중성자는 3개의 쿼크로 구성되어 있다.

그림은 어떤 원자의 구조를 나타낸 것이다.

이 입자에 대한 설명으로 옳은 것은? (단, u는 업 쿼크, d는 다운 쿼크이다.)

① 입자 A는 양성자이다.

② 입자 B의 전하량은 0이다.

③ 이 입자는 헬륨 원자이다.

④ 원자핵의 전하량은 +4이다.

⑤ 이 입자의 질량은 B 질량의 약 2배이다.

다음은 대폭발 이후 입자가 형성된 과정을 순서 없이 나타낸 것이다.

--------<보기>--------------------

(가) 헬륨 원자핵의 형성

(나) 쿼크와 경입자의 형성

(다) 수소 원자의 형성

(라) 양성자와 중성자의 형성

--------------------------------

입자가 형성된 과정을 순서대로 바르게 나열해 보자.

우주의 진화

Ⅰ-2

다음에서 설명하는 천체가 어떤 종류의 천체인지 쓰시오.

• 태양은 이에 속하는 천체이다.

• 별의 수명의 대부분을 이 단계로 보낸다.

• 수소 핵융합 반응을 하여 에너지를 생성한다.

• 하늘에서 볼 수 있는 별들 중 가장 많은 종류의 별이다.

다음의 별의 진화에 대한 설명 중 옳지 않은 것은?

① 별의 질량에 따라 다르게 진화한다.

② 질량이 큰 별일수록 별의 수명이 길다.

③ 중성자별은 백색 왜성보다 밀도가 높다.

④ 백색 왜성은 적색 거성보다 표면 온도가 높다.

⑤ 질량이 큰 별의 내부에서 무거운 원소가 생성된다.

그림은 태양 정도의 질량을 가지는 별의 진화 단계 중에서 내부 구조의 변화를 나타낸 것이다.

이러한 변화가 나타날 때 다음 중 별의 물리량 변화에 대한 설명으로 옳은 것은?

① 별의 질량이 증가한다.

② 별의 밀도가 증가한다.

③ 별의 밝기가 증가한다.

④ 별의 반지름은 작아진다.

⑤ 별의 표면 온도는 높아진다.

온도가 수십만 K가 되는 성간 물질보다 차가운 성간운에서 별이 만들어지기 쉬운 까닭이 무엇인지 설명해 보자.

다음은 태양 정도의 질량을 가지는 별의 진화 과정 일부를 나타낸 것이다.

A. 원시별	→	B. 주계열성	→	C. 적색 거성	→	D. 백색 왜성

다음 <보기>의 에너지원 중 A~D 각 단계의 에너지원은 무엇인지 쓰시오.

---------<보기>-------------------

ㄱ. 중력 수축 에너지      ㄴ. 수소 핵융합 에너지

ㄷ. 헬륨 핵융합 에너지   ㄹ. 탄소 핵융합 에너지

--------------------------------

그림은 어떤 성운의 모습을 나타낸 것이다. 이 천체에 대한 설명으로 옳은 것은?

① 중심에는 중성자별이 존재한다.

② 별의 급격한 폭발 후의 잔해이다.

③ 밝은 부분은 별에서 방출된 물질이다.

④ 중심에서는 탄소 핵융합 반응이 일어난다.

⑤ 태양 질량의 10배 이상인 별의 마지막 진화 단계이다.

다음 중 수소 핵융합 반응에 대한 설명으로 옳지 않은 것은?

① 태양과 같은 별의 에너지원이다.

② 주계열성의 중심핵에서 일어난다.

③ 수소 원자 4개가 헬륨 원자 1개가 된다.

④ 핵융합 반응의 전후에 질량은 보존된다.

⑤ 온도가 1,000만 K 정도 되어야 반응이 일어난다.

그림은 어떤 별의 내부 변화를 나타낸 것이다.

(가)에서 (다)로 갈수록 증가하는 물리량을 <보기>에서 모두 고르면?

-----------<보기>-----------------

ㄱ. 질량                ㄴ. 밀도

ㄷ. 밝기                ㄹ. 반지름

ㅁ. 표면 온도

--------------------------------

① ㄱ, ㄴ             ② ㄴ, ㄷ

③ ㄷ, ㄹ             ④ ㄴ, ㄷ, ㄹ

⑤ ㄷ, ㄹ, ㅁ

다음은 종류가 다른 별 A, B, C, D를 밝기와 색에 따라 구분하여 표시한 것이다.(단, A와 D는 주계열성이다.)

(1) 주계열성인 A와 D의 크기 및 표면 온도, 질량의 차이에 대하여 설명해 보자.

(2) B는 어떤 종류의 천체인지 크기와 표면 온도를 근거로 설명해 보자.

(3) C는 어떤 종류의 천체인지 크기와 표면 온도를 근거로 설명해 보자.

별의 중심핵에서 핵융합 반응을 통해 만들어지는 가장 무거운 원소는 철(Fe)이다. 그렇다면 자연계에 존재하는 철보다 더 무거운 원소는 어떻게 생성된 것인지 설명해 보자.

그림 (가)는 우리 은하를 위에서 본 모습을, (나)는 우리 은하를 옆에서 본 모습을 나타낸 것이다.

(가)                      (나)

위 그림에 대한 설명으로 옳지 않은 것은?

① 구상 성단은 주로 헤일로에 분포한다.

② 산개 성단은 주로 은하 중심핵에 분포한다.

③ 성운과 젊은 별들은 주로 은하면에 분포한다.

④ 우리 은하는 형태상 막대 나선 은하에 속한다.

⑤ 태양계는 우리 은하의 나선팔에 위치한다.

그림은 질량에 따른 별의 진화 과정을 나타낸 것이다.

이 자료를 근거로 태양의 진화에 대하여 설명한 것 중 옳은 것을 <보기>에서 모두 고르면?

--------<보기>--------------------

ㄱ. 핵융합 반응은 주계열성에서만 일어난다.

ㄴ. 태양의 중심핵에서는 탄소가 생성될 수 있다.

ㄷ. 태양은 앞으로 백색 왜성으로 진화할 것이다.

--------------------------------

① ㄱ	② ㄴ	③ ㄷ

④ ㄱ, ㄴ	⑤ ㄴ, ㄷ

그림은 허블이 여러 종류의 외부 은하를 분류한 은하 분류표이다.

허블이 외부 은하를 분류한 기준은 무엇인지 써 보자.

그림은 우리 은하로부터 양쪽 부채꼴 모양으로 10억 광년 내의 은하들의 분포로부터 얻어진 우주 거대 구조를 나타낸 것이다. 이에 대한 설명으로 옳은 것을 <보기>에서 모두 고른 것은?

------------<보기>----------------

ㄱ. 우리 은하는 우주의 중심이다.

ㄴ. 은하들이 띠 모양으로 길게 늘어서 있다.

ㄷ. A 영역은 은하들이 존재하지 않는 부분이다.

--------------------------------

① ㄱ           ② ㄴ          ③ ㄱ, ㄴ

④ ㄱ, ㄷ        ⑤ ㄴ, ㄷ

자연계에 존재하는 원소의 생성에 대한 설명으로 옳지 않은 것은?

① 우주 탄생 초기에 수소와 헬륨이 생성되었다.

② 태양의 내부에서는 헬륨과 탄소가 만들어질 수 있다.

③ 초신성 폭발 시 우라늄과 같은 원소가 생성될 수 있다.

④ 백색 왜성의 중심핵에서는 핵융합 반응에 의해 철이 생성된다.

⑤ 산소와 규소는 질량이 큰 별의 내부에서 핵융합 반응으로 생성된다.

서술형

우주 탄생 후 성간에 존재하는 분자 중 수소 분자가 가장 풍부한 까닭을 반응 속도의 원리를 적용하여 써 보자. (단, ‘유효 충돌’이라는 단어를 포함할 것)

오른쪽 그림은 물 분자의 분자 모형을 나타낸 것이다. 이에 대한 설명으로 옳은 것을 <보기>에서 모두 고른 것은?

ㄱ. 단일 결합으로만 이루어진 화합물이다.

ㄴ. 공유 전자쌍은 2개이다.

ㄷ. 비공유 전자쌍은 4개이다.

<보 기>

① ㄱ	② ㄷ	③ ㄱ, ㄴ

④ ㄴ, ㄷ	⑤ ㄱ, ㄴ, ㄷ

중요

공유 결합에 대한 설명으로 옳지 않은 것은?

㈜미래엔

① 원자들은 공유 결합을 통해 분자를 만든다.

② 원자들이 원자가 전자를 서로 공유하는 결합이다.

③ 공유 결합 화합물은 원자 상태로 존재할 때보다 안정하다.

④ 핵 사이의 반발력과 핵-전자쌍 사이의 인력이 균형을 이룰 때 형성된다.

⑤ 공유 결합 화합물에서 공유 전자쌍은 두 원자핵에서 동일한 거리에 위치한다.

성간에 존재하는 물질 중 결합하는 두 원자 사이에 2개의 전자쌍을 공유하는 홑원소 물질은?

① 수소	② 질소	③ 산소

④ 암모니아	⑤ 일산화탄소

중요

그림과 같이 5% 염산과 10% 염산에 같은 양의 마그네슘 리본을 넣고 관찰했을 때 5% 염산에서 더 큰 값을 가지는 것은?

① 단위 부피당 염산의 입자 수

② 반응을 일으킬 수 있는 입자 수

③ 반응 물질의 유효 충돌 횟수

④ 반응하고 남은 마그네슘의 양

⑤ 같은 시간 동안 발생하는 수소 기체의 양

바 / 른 / 답 / 알 / 찬 / 풀 / 이

Ⅰ-1. 우주의 기원

1 ③    2 ⑤    3 ②    4 ②    5 ②     6 해설 참조    7 ①    8 ①    9 ⑤    10 ④   11 ③    12 ④   13 ④  14 해설 참조    15 해설 참조     16 ⑤    17 해설 참조  18 ②    19 ③    20 (나)-(라)-(가)-(다)

1. 빛이 저온의 기체를 통과할 때는 흡수 스펙트럼이 나타난다.

2. 그래프의 기울기는 약 60km / s / Mpc이며, 이 값은 허블 상수이다. 허블 상수의 역수는 우주의 나이이다.

3. 우리 은하로부터 멀어지는 은하들의 스펙트럼에서는 적색 편이가 나타난다.

4. 허블 법칙으로부터 얻어지는 우주의 나이는 허블 상수의 역수와 같다.

5. 은하 A에서 관측할 때, 은하 B는 오른쪽으로 1,000 ㎞/s의 빠르기로 멀어지는 것으로 관측된다.

6. (1) (가): 1,200 (나): 160

(2) 은하까지의 거리와 은하의 후퇴 속도는 비례한다.

은하까지의 거리와 은하의 후퇴 속도는 정비례하므로 비례식을 세워 (가), (나)의 값을 계산할 수 있다.

7. 우리 은하로부터 거리가 멀수록 후퇴 속도가 크고, 후퇴 속도가 클수록 적색 편이량이 크다. 즉 거리와 후퇴 속도는 정비례하고, 후퇴 속도와 적색 편이량은 정비례한다.

8. 허블 상수는 그래프의 기울기에 해당한다. 우주의 나이는 허블 상수의 역수로 정해지므로 우주의 나이가 가장 큰 것은 C의 경우이다. 관측 가능한 우주의 크기는 허블 상수의 역수와 빛의 속도의 곱으로 정해진다. 따라서 관측 가능한 우주의 크기 역시 C의 경우가 가장 크다.

9. 빅뱅 이후 최초의 3분 동안 생성된 원소는 수소와 헬륨, 그리고 소량의 리튬이다. 다른 원소들은 별의 진화 과정에서 생성되었다.

10. 우주의 팽창 중심은 없으며, 외부 은하의 후퇴 속도는 은하까지의 거리에 비례한다.

11. (가)는 중성자, (나)는 양성자의 모습이다. 중성자는 전기를 띠지 않으며, 우주 탄생 후 3분이 지났을 때 양성자 수와 중성자 수의 비는 약 7:1 정도로 양성자 수가 많았다. 이후 양성자는 전자와 함께 수소 원자를 형성하였다.

12. 전자가 가질 수 있는 에너지는 불연속적으로 분포한다. 또, 전자의 에너지 상태 변화가 클수록 방출되는 빛의 파장이 짧다.

13. 우주 배경 복사는 전체 하늘에서 관측되는 에너지로 2.7 K 온도의 물체가 방출하는 에너지 분포를 보인다. 가모는 대폭발 우주론을 소개하면서 우주 배경 복사의 존재를 예상했으며, 최근 관측된 우주 배경 복사 분포에는 그림과 같이 미세한 밀도 불균일이 존재하여 우주 거대 구조의 생성을 뒷받침한다.

14. 우주에 존재하는 수소와 헬륨의 질량비, 우주 배경 복사

가모는 대폭발 우주론을 주장하면서 우주 전체의 수소와 헬륨의 질량비는 3:1이 될 것이고, 우주 전체에 걸쳐 방출되는 전자기파의 존재를 예측했다. 이 예상은 이후의 관측에 의해 증명되었다.

15. 12개의 양성자는 수소 원자핵을 구성하고, 나머지 양성자 2개와 중성자 2개가 결합하여 1개의 헬륨 원자핵을 구성하였다. 이때 수소의 질량은 12, 헬륨의 질량은 4가 되므로 수소와 헬륨의 질량비가 3:1이 된다. 수소 원자핵은 1개의 양성자로 이루어져 있고, 헬륨 원자핵은 2개의 양성자와 2개의 중성자로 이루어져 있다.

16. 우주가 팽창함에 따라 우주의 온도는 점차 낮아져 2.7 K가 되었고, 새로운 물질이 만들어지지 않으며 팽창하였으므로 우주의 밀도는 낮아졌다.

17. 어떤 은하에서 관측하더라도 대부분의 은하들이 멀어지고 있는 것으로 관측되기 때문이다. 즉 우주에서 팽창의 중심은 없다.

18. 위 쿼크의 전하량은 [eqn: +{2} over { 3}]이다.

19. 입자 A는 중성자이고, 양성자 B의 전하량은 +1이다. 그림의 원자핵은 양성자를 2개 가지고 있으므로 헬륨 원자이고, 원자핵의 전하량은 +2이다. 헬륨 원자의 질량은 양성자 질량의 약 4배이다.

20. 대폭발 이후 쿼크와 경입자가 가장 먼저 생성되었고, 그로부터 양성자와 중성자가 생성되었다. 또, 양성자와 중성자로부터 원자핵이 만들어졌고, 원자핵은 전자와 결합하여 원자를 형성하였다.

Ⅰ-2. 우주의 진화

21 주계열성      22 ②     23 ③     24 해설 참조     25 해설 참조    26 ③    27 ④    28 ③    29 해설 참조  30 해설 참조   31 ②   32 ⑤   33 해설 참조   34 ⑤     35 ④   36. 성간에 존재하는 원소 중 가장 많은 양을 차지하는 것은 수소 원자이므로, 수소 원자끼리의 유효 충돌 횟수가 증가하여 많은 양의 수소 분자를 만들어 내기 때문이다.   37. ③         38. ⑤         39. ③          40. ④

21. 태양은 현재 주계열성 단계에 있고, 내부에서는 수소 핵융합 반응이 일어나고 있다.

22. 질량이 큰 별은 격렬한 핵반응 때문에 에너지 발생률이 높고, 연료 소모량이 많아 수명이 더 짧다.

23. 그림은 주계열성이 적색 거성으로 변하는 과정이다. 적색 거성으로 진화하는 과정에서 별의 크기가 커지는 동안 별의 표면 온도는 낮아지고 밝기는 증가한다.

24. 성간 물질의 온도가 높으면 분자의 운동이 활발해서 성간 물질이 한 곳이 뭉쳐지기 어렵다. 따라서 뜨거운 성간운에서보다 차가운 성간운에서 원시별이 탄생하기 쉽다.

25. A: ㄱ, B: ㄴ, C: ㄱ,ㄴ,ㄷ,  D: ㄱ

수축하는 원시별에서는 중력 수축 에너지가 발생하여 내부의 온도를 높인다. 적색 거성 단계에서는 중심핵이 수축할 때 중력 수축 에너지가 발생하고, 중심핵 바깥쪽에서 수소 핵융합 반응이 일어난다. 이후 수축된 중심핵에서 헬륨 핵융합 반응이 일어난다.

26. 행성상 성운은 태양 정도 질량을 가진 별의 최후 모습이다. 행성상 성운은 적색 거성 단계까지 진화한 별의 외곽 물질이 우주 공간으로 서서히 발산되면서 만들어지며, 그 중심에는 핵융합 반응이 아니라 중력 수축으로 에너지를 방출하는 백색 왜성이 있다.

27. 핵융합 반응의 결과 발생한 에너지는 반응 전의 수소 질량의 일부가 전환된 것이다. 따라서 핵융합 반응 결과 질량은 보존되지 않는다.

28. 주계열성에서 점차 적색 거성으로 진화하는 그림이다. 적색 거성으로 진화하는 동안 질량은 변화가 없고 반지름이 커지므로 밀도는 감소한다. 한편 팽창에 의해 크기가 매우 커지므로 별의 밝기는 증가한다.

29. (1) A의 온도가 더 높고 밝기가 밝다, A는 D보다 질량과 크기가 더 크기 때문이다.

(2) B는 주계열성인 A와 비교할 때 표면 온도는 같지만 광도가 낮은 것으로 보아 크기가 작은 백색 왜성이다.

(3) C는 주계열성인 A와 비교할 때 표면 온도는 더 낮지만 밝기가 같은 것으로 보아 크기가 큰 적색 거성이다.

30. 철보다 더 무거운 원소는 질량이 태양보다 10배 이상 되는 별이 초거성을 거쳐 초신성 폭발을 할 때 발생한 열과 높은 압력 상태에서 양성자와 중성자가 원자핵과 결합하여 생성된다.

31. 우리 은하에서 산개 성단은 성운이나 젊은 별들과 함께 나선팔이 휘감고 있는 은하면에 분포한다.

32. 주계열성 이후 적색 거성이나 초거성의 단계에서도 핵융합 반응이 일어난다. 그리고 태양 내부에서는 헬륨 핵융합 반응으로 탄소가 생성될 수 있다.

33. 허블은 은하들을 형태에 따라 타원 은하, 나선 은하, 불규칙 은하로 구분하였다. 나선 은하는 중심부에 막대 구조가 있는가에 따라 정상 나선 은하와 막대 나선 은하로 구분되며, 타원 은하는 타원체의 납작한 정도에 따라, 나선 은하는 나선팔의 감긴 정도에 따라 세분된다.

34. 양쪽 부채꼴의 중심에 우리 은하가 위치하지만, 우리 은하를 중심으로 관측한 자료이기 때문에 그림처럼 나타난다. 그리고 A 영역은 은하수 방향으로 외부 은하를 관측하기 어려운 곳이다.

35. 백색 왜성은 태양 정도의 질량을 가진 별의 마지막 진화 단계로 탄소 중심핵이 수축하여 형성된 고밀도의 별이다. 별의 중심핵에서 핵융합 반응으로 철이 생성되려면 태양 질량의 10배 이상인 별이 진화를 마쳐야 한다.

36. 대폭발 우주론에 의하면 우주가 처음 생겨났을 때 수소와 헬륨 원자가 가장 많았다. 헬륨은 반응성이 거의 없는 비활성 기체이므로 원자 상태로 계속 존재하지만, 수소 원자들 사이에선 유효 충돌에 의해 수소 분자가 만들어지는 반응이 진행된다. 성간에 수소 원자의 농도가 가장 크므로 유효 충돌 횟수가 증가하여 반응이 빠르게 진행되면서 수소 분자가 가장 풍부하게 존재하게 된 것이다.

37. ㄱ. 물([eqn: rm `H _{2} O])은 수소 원자와 산소 원자가 각각 전자쌍 1개를 공유하는 단일 결합으로 이루어진 화합물이다. 분자 모형에서 공유 전자쌍 1개는 1개의 선으로 나타낸다.

ㄴ, ㄷ. 산소의 최외각 전자 6개 중 2개가 수소와의 공유 결합에 참여하며, 나머지 4개는 2개의 비공유 전자쌍을 이룬다.

38. 공유 전자쌍은 전자를 끌어당기는 성질(전기 음성도)이 강한 원자핵 가까이에 위치한다.

39. 분자 모형은 다음과 같다.

①수소	②질소	③산소	④암모니아	⑤일산화탄소

① 수소는 단일 결합으로 이루어진 홑원소 물질이며, ② 질소는 3중 결합으로 이루어진 홑원소 물질이다. ④ 암모니아는 단일결합 3개로 이루어진 화합물이고, ⑤ 일산화탄소는 3중 결합으로 이루어진 화합물이다.

40. 농도가 진할수록 단위 부피당 입자 수가 많으므로 반응물질들 사이의 유효 충돌 횟수가 늘어나게 된다. 따라서 반응할 수 있는 입자의 수가 늘어나게 되어 반응 속도가 빨라지므로 같은 시간 동안 발생하는 수소 기체의 양이 증가하게 된다. ④ 농도가 진하면 마그네슘과 반응할 수 있는 염산의 양이 더 많으므로 반응하는 마그네슘의 양도 많아진다. 따라서 같은 양의 마그네슘을 넣었을 때 5%염산과 반응시킨 시험관에는 반응하지 않은 마그네슘이 더 많이 남아 있게 된다.