| http://dbpedia.org/ontology/abstract
|
Ядерное горение кислорода — условное назва … Ядерное горение кислорода — условное название ядерной реакции слияния ядер кислорода-16 в недрах звёзд, тяжелее Солнца. Оно происходит при температуре около 1,5⋅109 К и плотности порядка 1010 кг/м3. Далее приведены основные реакции «горения» кислорода: Реакции с двухчастичным конечным состоянием: , Q = 9,594 МэВ, Q = 7,678 МэВ, Q = 1,500 МэВ, Q = 2,409 МэВ, Q = 16,54 МэВ Реакции с трёхчастичным конечным состоянием: , Q = 0,381 МэВ, Q = 0,39 МэВ, Q = 1,99 МэВ Для массивных звезд (более 25 солнечных масс) длительность горения кислорода оценивается в 0,5 года. горения кислорода оценивается в 0,5 года.
, El procés de combustió de l'oxigen és un c … El procés de combustió de l'oxigen és un conjunt de reaccions de fusió nuclear que tenen lloc a estels massius que han esgotat els elements més lleugers en els seus nuclis. Succeeix a temperatures al voltant d'1,5 vegades;109 K / 130 keV i densitats de 10¹⁰ kg/m³.Les principals reaccions són: + 9,594 MeV+ 7,678 MeV+ 1,500 MeV+ 0,381 MeV+ 2,409 MeV Una altra reacció possible: Amb el procés de combustió del neó es forma un nucli inert de O-Mg al centre de l'estel. Quan la combustió del neó cessa, el nucli es contreu i s'escalfa fins al punt d'ignició de la combustió d'oxigen. Entre sis mesos i un any l'estel consumeix el seu oxigen, acumulant un nou nucli ric en silici. Aquest nucli és inert, ja que no és prou calent per fer la . Una vegada s'exhaureix l'oxigen, el nucli deixa de produir energia de fusió i es contreu. Aquesta contracció l'escalfa fins a produir el procés de combustió del silici. D'aquesta manera, hi ha una capa de combustió d'oxigen, seguida de la capa de neó, de carbó, d'heli i d'higrogen.apa de neó, de carbó, d'heli i d'higrogen.
, Я́дерне горі́ння ки́сню (ядерне горіння Ок … Я́дерне горі́ння ки́сню (ядерне горіння Оксигену) — умовна назва ядерних реакцій злиття ядер 16O в надрах зір, важчих від Сонця. Воно відбувається при температурі близько 1,5× 109 К і густині порядку 1010 кг/м3. Основні реакції «горіння» Оксигену[джерело?]: Реакції з двохчастинним кінцевим станом: , Q = 9,594 МеВ, Q = 7,678 МеВ, Q = 1,500 МеВ, Q = 2,409 МеВ, Q = 16,54 МеВ Реакції з трьохчастинним кінцевим станом: , Q = 0,381 МеВ, Q = 0,39 МеВ, Q = 1,99 МеВ Для масивних зір (понад 25 сонячних мас) тривалість горіння Оксигену оцінюється в 0,5 року, тобто, за астрономічними мірками воно відбувається дуже швидко.ими мірками воно відбувається дуже швидко.
, The oxygen-burning process is a set of nuc … The oxygen-burning process is a set of nuclear fusion reactions that take place in massive stars that have used up the lighter elements in their cores. Oxygen-burning is preceded by the neon-burning process and succeeded by the silicon-burning process. As the neon-burning process ends, the core of the star contracts and heats until it reaches the ignition temperature for oxygen burning. Oxygen burning reactions are similar to those of carbon burning; however, they must occur at higher temperatures and densities due to the larger Coulomb barrier of oxygen.e to the larger Coulomb barrier of oxygen.
, Syreförbränning är fusionsprocesser i en m … Syreförbränning är fusionsprocesser i en massiv stjärna där syre fusionerar till kisel och svavel, samt mindre mängder fosfor och magnesium, som ackumuleras i stjärnans mitt. Syreförbränning äger rum i stjärnor > 8 - 11 M☉ när de svällt upp till röda superjättar och startar när temperaturen når 1,9 miljarder K. En stor del av energin som frigörs vid syrefusionen frigörs i form av neutriner. Neutrinoutstrålningen frigör hela 160 000 gånger mer energi än värmeutstrålningen. Det gör att stjärnans förbränningshastighet ökar markant eftersom strålningstrycket, som förhindrar stjärnans kollaps, inte ökar i samma takt som förbränningen. Stjärnans syrekärna förbränns snabbt och redan efter ca 3 år är temperaturen i kärnan tillräckligt hög för att kiselförbränning ska starta om stjärnan är tung nog.änning ska starta om stjärnan är tung nog.
, En astrophysique, la fusion de l'oxygène ( … En astrophysique, la fusion de l'oxygène (désignée parfois improprement combustion de l'oxygène) est un ensemble de réactions nucléaires se déroulant dans les étoiles massives qui ont épuisé par fusion les éléments légers en leur cœur. Ces réactions s'amorcent alors que le cœur de l'étoile s'est contracté pour atteindre une densité de l'ordre de 1010 kg/m3 (soit 10 t/cm3) et une température de l'ordre de 1,5 GK. Cela survient une fois la fusion du néon terminée, ce qui laisse au cœur de l'étoile un mélange d'oxygène et de magnésium prêt à fusionner pour peu que les conditions s'y prêtent. Ces réactions sont principalement :
* 168O + 168O → 2814Si + 42He + 9,594 MeV
* 168O + 168O → 3115P + 11H + 7,678 MeV
* 168O + 168O → 3116S + 10n + 1,5 MeV
* 168O + 168O → 3014Si + 2 11H + 381 keV
* 168O + 168O + 2,409 MeV → 3015P + 21D D'autres réactions sont possibles, quoique plus marginales, par exemple :
* 168O + 168O → 3216S + γ
* 168O + 168O → 2412Mg + 2 42He Lorsque la fusion de l'oxygène est terminée, le cœur de l'étoile se contracte encore davantage en raison de la baisse de la pression de radiations survenant à la fin de ce processus, de sorte que la température augmente au point de permettre l'amorçage de la fusion du silicium.ettre l'amorçage de la fusion du silicium.
, Als Sauerstoffbrennen bezeichnet man eine … Als Sauerstoffbrennen bezeichnet man eine Gruppe von Kernfusionsreaktionen im Inneren massereicher Sterne mit einer Ausgangsmasse von mindestens 10 Sonnenmassen, bei denen durch Umwandlung von Sauerstoff Energie freigesetzt wird. Es setzt ein, nachdem die leichteren Elemente durch andere Fusionsprozesse verbraucht wurden. Voraussetzung für das Sauerstoffbrennen sind hohe Temperaturen von mindestens 1,5·109 Kelvin und hohe Dichten von mindestens 1010 kg/m3. Beim Sauerstoffbrennen fusionieren zwei Sauerstoffkerne zu einem angeregten Kern 32S, welcher nach kurzer Zeit zu verschiedenen neuen Kernen, darunter Schwefel (S), Phosphor (P), Silicium (Si) und Magnesium (Mg) zerfällt. Dabei werden zudem Gammaquanten γ, Neutronen n, Wasserstoffkerne 1H (Protonen) und Alphateilchen (Heliumkerne) 4He frei, welche anschließend selbst in Folgereaktionen eintreten: (34%), (56%), (5%), (5%),,,,. Während des vorangegangenen Neonbrennens bildete sich ein inaktiver Kern aus Sauerstoff und Magnesium im Zentralbereich des Sterns. In Ermangelung weiteren Brennstoffs kommt das Neonbrennen zum Erliegen. Der Strahlungsdruck reicht nun nicht mehr aus, um der Gravitation der eigenen Masse entgegenzuwirken, und der Kern wird weiter zusammengedrückt. Dies bewirkt einen neuerlichen Temperatur- und Dichteanstieg, bis die Entzündungstemperatur für das Sauerstoffbrennen erreicht ist und sich der Stern wieder stabilisiert. Um den Kern setzt im so genannten Schalenbrennen wieder das Neonbrennen ein; nach außen folgen Schalen mit Kohlenstoff-, Helium- und Wasserstoffbrennen. Das Sauerstoffbrennen währt nur wenige Jahre (im Artikel Stern findet sich eine exemplarische Zeitskala für die Dauer der einzelnen Brennphasen). Während dieser Zeit reichert sich der Kern mit Silicium und Schwefel an, bis der Sauerstoff verbraucht ist. Danach kühlt der Kern erneut ab und wird durch die Gravitation komprimiert, bis das letzte Brennstadium einsetzt, das Siliciumbrennen.rennstadium einsetzt, das Siliciumbrennen.
, 氧燃燒過程是發生在大質量恆星內的核融合反應，使氧成為更重的元素，它需要1.5×109 … 氧燃燒過程是發生在大質量恆星內的核融合反應，使氧成為更重的元素，它需要1.5×109 K的高溫和1010 千克/米3的高密度才能進行。 主要的反應程序如下： 或二擇一 在氖燃燒，惰性的氧鎂核心已經在恆星中心形成，當氖燃燒結束後，核心會收縮並持續加熱至氧燃燒所需要的溫度和密度。大約6個月至1年的時間核心的氧就會耗盡，堆積出有豐富矽含量的核心。而一旦氧被耗盡，這個核心會因為熱度不夠而呈現惰性，核心開始降溫并触发再次收縮。收縮會使核心的溫度上昇，直到達到矽燃燒的燃點。向外，仍有氧燃燒的殼層，再往外是氖的殼層、碳殼、氦殼和氫殼。，直到達到矽燃燒的燃點。向外，仍有氧燃燒的殼層，再往外是氖的殼層、碳殼、氦殼和氫殼。
, 酸素燃焼過程（さんそねんしょうかてい、英: oxygen burning proce … 酸素燃焼過程（さんそねんしょうかてい、英: oxygen burning process）は大質量星で起きる核融合過程である。酸素の燃焼は1.5×109 K の温度と4×1010 kg/m3 の圧力下で起こる。 以下に主な反応を示す： ネオン燃焼過程は恒星のコアに酸素とマグネシウムの不活性なコアを形成する。ネオン燃焼が終了するとコアの温度は低下し、コアは重力により圧縮される。その結果、コアの密度と温度が上昇し、酸素の燃焼が始まる。酸素の燃焼はおよそ半年から1年の間続き、ケイ素が豊富なコアを形成する。この時点ではケイ素燃焼過程が始まる温度に達していないのでケイ素のコアは不活性である。酸素が全て消費されると、コアは再び冷却されて圧縮される。コアの温度が上昇し、ケイ素燃焼過程が始まる。このとき、コアの外側には順番に、酸素燃焼が続いている殻、ネオンの殻、炭素の殻、ヘリウムの殻、水素の殻が存在している。酸素燃焼が続いている殻、ネオンの殻、炭素の殻、ヘリウムの殻、水素の殻が存在している。
, Il processo di fusione dell'ossigeno compr … Il processo di fusione dell'ossigeno comprende una serie di reazioni di fusione nucleare che avviene in una stella massiccia quando questa ha esaurito gli elementi più leggeri nel proprio nucleo. La fusione avviene a temperature attorno a 1,5×109 K / 130 keV e densità di 1010 kg/m3. Le reazioni principali che possono aver luogo sono le seguenti, con la probabilità più elevata per la produzione del Silicio. Reazioni alternative a probabilità molto più ridotta sono: Con il processo di fusione del neon, nel centro della stella si crea un nucleo inerte di O-Mg. Quando questo processo termina per l'esaurimento del neon, il nucleo si contrae e si riscalda fino al punto di innesco della fusione dell'ossigeno. Nel giro di circa sei-dodici mesi, la stella consuma il suo ossigeno, accumulando silicio nel nucleo. Poiché la temperatura non è sufficientemente alta perché si inneschi il processo di fusione del silicio, questo nucleo è temporaneamente inerte. Quando tutto l'ossigeno si è esaurito, il nucleo cessa di produrre energia e quindi si raffredda, innescando una contrazione che a sua volta porta a riscaldare il nucleo fino al punto di accensione del processo di fusione del silicio. In questa fase, la stella è composta da una serie di strati concentrici, in ognuno dei quali fonde un elemento specifico. Questi strati sono (dall'interno verso l'esterno): ossigeno, neon, carbonio, elio e idrogeno. Il processo di fusione dell'ossigeno è l'ultima reazione nucleare nella stella che non procede attraverso il processo alfa.e non procede attraverso il processo alfa.
, عملية احتراق الأكسجين، هي سلسلة من عمليات … عملية احتراق الأكسجين، هي سلسلة من عمليات الاندماج النووي التي تحدث في أنوية النجوم الضخمة التي استهلكت مخزونها من الوقود (أي استهلكت كل الهيدروجين المتواجد في نواتها). تحدث عملية الاحتراق عند درجات حرارة عالية للغاية تقدر عند المجال (1.5-2.6) مليار كلفن، وكثافة تترواح ضمن المجال (2.6-6.7) مليار غرام في السنتيمتر المكعب الواحد. حين تتوقف عمليات حرق النيون تبدأ الجاذبية بسحق نواة النجم مما يزيد الحرارة والكثافة إلى أن تصل إلى الحد المطلوب لكي تبدأ علميات حرق الأكسجين، وفي غضون ستة أشهر إلى سنة واحدة يستهلك النجم كل مخزونه من الأكسجين، تاركاً نواةً غنيةً بالسيليكون، لكن الحرارة والضغط غير كافيان لكي يحترق السيليكون، لذا فإن الجاذبية تلعب دورها من جديد ساحقة النواة أكثر فأكثر إلى أن تصل إلى الحد الذي تبدأ فيه عمليات احتراق السيليكون، وعند بدء ذلك فإن حرارة النواة تكون كافية لدرجة أن الأكسجين الموجود في الغلاف يبدأ بالاحتراق كذلك متبوعاً باحتراق الطبقة التي تحوي النيون ثم احتراق الطبقة التي تحوي الكربون ثم تلك التي تحوي الهيليوم وصلاً إلى طبقة القشرة التي تحوي الهيدروجين. عملية احتراق الأكسجين هي آخر عملية تحدث في نواة النجم لا تتم معالجتها عن طريق عملية ألفا. النجم لا تتم معالجتها عن طريق عملية ألفا.
, 산소 연소 과정(oxygen burning process)은 초기 질량이 태 … 산소 연소 과정(oxygen burning process)은 초기 질량이 태양의 12배 이상의 매우 거대한 별의 핵에서, 그들의 가벼운 원소를 모두 태웠을 때 일어나는 핵융합반응이다. 초고온 (1.5×109 K) 과 초고압 (약 1010 kg/m3)이 필요하다. 산소의 핵융합이 네온 융합보다 늦게 일어나는 이유는 네온 핵융합은 알파 융합 과정을 수반하여 일어나므로 쿨롱힘을 더 쉽게 극복함으로 더 먼저 일어나기 때문이다. 하지만 산소 핵융합도 알파 융합 과정을 수반하여 더 무거운 원소를 생성하는 식으로 일어나긴 한다. 산소의 알파 과정 수반은 네온 핵융합보다 낮은 온도에서 일어난다. 하지만 산소와 산소와의 핵융합은 네온의 알파 융합 과정으로 나트륨, 마그네슘 이상의 원소를 형성하는 것보다 더 높은 온도를 요구한다. 이는 산소와 산소의 핵융합이 산소와 네온의 알파 융합 과정을 통하여 일어나는 것보다 쿨롱힘이 훨씬 크므로 네온의 알파 융합 과정보다 높은 온도에서 일어난다. 따라서 산소와 산소의 핵융합이 네온 핵융합보다 높은 온도에서 일어나므로 네온 핵융합 다음으로 일어나는 것이다. 핵융합보다 높은 온도에서 일어나므로 네온 핵융합 다음으로 일어나는 것이다.
, A fusão nuclear do oxigênio é uma reação d … A fusão nuclear do oxigênio é uma reação de fusão nuclear que ocorre em estrelas massivas que tenham exaurido os elementos mais leves em seus núcleos. Ela ocorre a temperaturas da ordem de 1,5×109 K e densidades de 1010 kg/m3. As principais reações envolvidas são: Alternativamente Com o processo de fusão do neônio um núcleo interno de oxigênio e magnésio forma-se no centro da estrela. Quando a fusão de neônio se encerra, o núcleo contrai e sua temperatura aumenta até atingir o ponto de ignição da fusão do oxigênio. Em um período de aproximadamente seis meses a um ano a estrela consome seu oxigênio, acumulando um novo núcleo rico em silício. Este núcleo é inerte porque não é quente o suficiente. Uma vez que o oxigênio está exaurido, o núcleo esfria e se contrai. Esta contração o aquece até o ponto em que tem início o processo de fusão nuclear do silício. Externamente à região em que ocorre essa reação, há uma camada de oxigênio em fusão, seguida por uma camada de neônio, uma camada de carbono, uma camada de hélio e a camada de hidrogênio. camada de hélio e a camada de hidrogênio.
|
| http://dbpedia.org/ontology/wikiPageExternalLink
|
http://www.astrophysicsspectator.com/topics/stars/FusionCarbonOxygen.html +
, http://adsabs.harvard.edu/full/1974ApJ...194..373A +
|
| http://dbpedia.org/ontology/wikiPageID
|
217720
|
| http://dbpedia.org/ontology/wikiPageLength
|
10081
|
| http://dbpedia.org/ontology/wikiPageRevisionID
|
1111755351
|
| http://dbpedia.org/ontology/wikiPageWikiLink
|
http://dbpedia.org/resource/Silicon-burning_process +
, http://dbpedia.org/resource/Magic_number_%28physics%29 +
, http://dbpedia.org/resource/Photodisintegration +
, http://dbpedia.org/resource/Alpha_particle +
, http://dbpedia.org/resource/Nuclear_fusion +
, http://dbpedia.org/resource/Convection +
, http://dbpedia.org/resource/Coulomb_barrier +
, http://dbpedia.org/resource/Population_III_star +
, http://dbpedia.org/resource/Pair_production +
, http://dbpedia.org/resource/Kelvin +
, http://dbpedia.org/resource/Deuteron +
, http://dbpedia.org/resource/Deuterium +
, http://dbpedia.org/resource/Neon-burning_process +
, http://dbpedia.org/resource/Electron_volt +
, http://dbpedia.org/resource/Power_%28physics%29 +
, http://dbpedia.org/resource/Category:Nucleosynthesis +
, http://dbpedia.org/resource/Alpha_process +
|
| http://dbpedia.org/property/date
|
December 2019
|
| http://dbpedia.org/property/reason
|
units?
|
| http://dbpedia.org/property/wikiPageUsesTemplate
|
http://dbpedia.org/resource/Template:Nuclear_processes +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Star +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Clarify_span +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Clarify +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Reflist +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Main +
, http://dbpedia.org/resource/Template:SubatomicParticle +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Short_description +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Nuclide +
|
| http://purl.org/dc/terms/subject
|
http://dbpedia.org/resource/Category:Nucleosynthesis +
|
| http://purl.org/linguistics/gold/hypernym
|
http://dbpedia.org/resource/Set +
|
| http://www.w3.org/ns/prov#wasDerivedFrom
|
http://en.wikipedia.org/wiki/Oxygen-burning_process?oldid=1111755351&ns=0 +
|
| http://xmlns.com/foaf/0.1/isPrimaryTopicOf
|
http://en.wikipedia.org/wiki/Oxygen-burning_process +
|
| owl:sameAs |
http://si.dbpedia.org/resource/Oxygen-burning_process +
, http://rdf.freebase.com/ns/m.01fwp2 +
, https://global.dbpedia.org/id/9RUL +
, http://ca.dbpedia.org/resource/Combusti%C3%B3_de_l%27oxigen +
, http://pt.dbpedia.org/resource/Fus%C3%A3o_nuclear_do_oxig%C3%AAnio +
, http://zh.dbpedia.org/resource/%E6%B0%A7%E7%87%83%E7%87%92%E9%81%8E%E7%A8%8B +
, http://uk.dbpedia.org/resource/%D0%AF%D0%B4%D0%B5%D1%80%D0%BD%D0%B5_%D0%B3%D0%BE%D1%80%D1%96%D0%BD%D0%BD%D1%8F_%D0%BA%D0%B8%D1%81%D0%BD%D1%8E +
, http://ar.dbpedia.org/resource/%D8%B9%D9%85%D9%84%D9%8A%D8%A9_%D8%A7%D8%AD%D8%AA%D8%B1%D8%A7%D9%82_%D8%A7%D9%84%D8%A3%D9%83%D8%B3%D8%AC%D9%8A%D9%86 +
, http://tr.dbpedia.org/resource/Oksijenin_yanma_s%C3%BCreci +
, http://fa.dbpedia.org/resource/%D9%81%D8%B1%D8%A7%DB%8C%D9%86%D8%AF_%D8%B3%D9%88%D8%AE%D8%AA%D9%86_%D8%A7%DA%A9%D8%B3%DB%8C%DA%98%D9%86 +
, http://sv.dbpedia.org/resource/Syref%C3%B6rbr%C3%A4nning +
, http://ko.dbpedia.org/resource/%EC%82%B0%EC%86%8C_%EC%97%B0%EC%86%8C_%EA%B3%BC%EC%A0%95 +
, http://lt.dbpedia.org/resource/Deguonies_degimo_procesas +
, http://vi.dbpedia.org/resource/Qu%C3%A1_tr%C3%ACnh_%C4%91%E1%BB%91t_ch%C3%A1y_oxy +
, http://fr.dbpedia.org/resource/Fusion_de_l%27oxyg%C3%A8ne +
, http://it.dbpedia.org/resource/Processo_di_fusione_dell%27ossigeno +
, http://www.wikidata.org/entity/Q1068896 +
, http://no.dbpedia.org/resource/Oksygenforbrenning +
, http://th.dbpedia.org/resource/%E0%B8%81%E0%B8%A3%E0%B8%B0%E0%B8%9A%E0%B8%A7%E0%B8%99%E0%B8%81%E0%B8%B2%E0%B8%A3%E0%B9%80%E0%B8%9C%E0%B8%B2%E0%B9%84%E0%B8%AB%E0%B8%A1%E0%B9%89%E0%B8%AD%E0%B8%AD%E0%B8%81%E0%B8%8B%E0%B8%B4%E0%B9%80%E0%B8%88%E0%B8%99 +
, http://de.dbpedia.org/resource/Sauerstoffbrennen +
, http://dbpedia.org/resource/Oxygen-burning_process +
, http://ja.dbpedia.org/resource/%E9%85%B8%E7%B4%A0%E7%87%83%E7%84%BC%E9%81%8E%E7%A8%8B +
, http://ru.dbpedia.org/resource/%D0%AF%D0%B4%D0%B5%D1%80%D0%BD%D0%BE%D0%B5_%D0%B3%D0%BE%D1%80%D0%B5%D0%BD%D0%B8%D0%B5_%D0%BA%D0%B8%D1%81%D0%BB%D0%BE%D1%80%D0%BE%D0%B4%D0%B0 +
|
| rdfs:comment |
The oxygen-burning process is a set of nuc … The oxygen-burning process is a set of nuclear fusion reactions that take place in massive stars that have used up the lighter elements in their cores. Oxygen-burning is preceded by the neon-burning process and succeeded by the silicon-burning process. As the neon-burning process ends, the core of the star contracts and heats until it reaches the ignition temperature for oxygen burning. Oxygen burning reactions are similar to those of carbon burning; however, they must occur at higher temperatures and densities due to the larger Coulomb barrier of oxygen.e to the larger Coulomb barrier of oxygen.
, Als Sauerstoffbrennen bezeichnet man eine … Als Sauerstoffbrennen bezeichnet man eine Gruppe von Kernfusionsreaktionen im Inneren massereicher Sterne mit einer Ausgangsmasse von mindestens 10 Sonnenmassen, bei denen durch Umwandlung von Sauerstoff Energie freigesetzt wird. Es setzt ein, nachdem die leichteren Elemente durch andere Fusionsprozesse verbraucht wurden. Voraussetzung für das Sauerstoffbrennen sind hohe Temperaturen von mindestens 1,5·109 Kelvin und hohe Dichten von mindestens 1010 kg/m3. (34%), (56%), (5%), (5%),,,,. 1010 kg/m3. (34%), (56%), (5%), (5%),,,,.
, Я́дерне горі́ння ки́сню (ядерне горіння Ок … Я́дерне горі́ння ки́сню (ядерне горіння Оксигену) — умовна назва ядерних реакцій злиття ядер 16O в надрах зір, важчих від Сонця. Воно відбувається при температурі близько 1,5× 109 К і густині порядку 1010 кг/м3. Основні реакції «горіння» Оксигену[джерело?]: Реакції з двохчастинним кінцевим станом: , Q = 9,594 МеВ, Q = 7,678 МеВ, Q = 1,500 МеВ, Q = 2,409 МеВ, Q = 16,54 МеВ Реакції з трьохчастинним кінцевим станом: , Q = 0,381 МеВ, Q = 0,39 МеВ, Q = 1,99 МеВ Q = 0,381 МеВ, Q = 0,39 МеВ, Q = 1,99 МеВ
, El procés de combustió de l'oxigen és un c … El procés de combustió de l'oxigen és un conjunt de reaccions de fusió nuclear que tenen lloc a estels massius que han esgotat els elements més lleugers en els seus nuclis. Succeeix a temperatures al voltant d'1,5 vegades;109 K / 130 keV i densitats de 10¹⁰ kg/m³.Les principals reaccions són: + 9,594 MeV+ 7,678 MeV+ 1,500 MeV+ 0,381 MeV+ 2,409 MeV Una altra reacció possible:MeV+ 2,409 MeV Una altra reacció possible:
, 氧燃燒過程是發生在大質量恆星內的核融合反應，使氧成為更重的元素，它需要1.5×109 … 氧燃燒過程是發生在大質量恆星內的核融合反應，使氧成為更重的元素，它需要1.5×109 K的高溫和1010 千克/米3的高密度才能進行。 主要的反應程序如下： 或二擇一 在氖燃燒，惰性的氧鎂核心已經在恆星中心形成，當氖燃燒結束後，核心會收縮並持續加熱至氧燃燒所需要的溫度和密度。大約6個月至1年的時間核心的氧就會耗盡，堆積出有豐富矽含量的核心。而一旦氧被耗盡，這個核心會因為熱度不夠而呈現惰性，核心開始降溫并触发再次收縮。收縮會使核心的溫度上昇，直到達到矽燃燒的燃點。向外，仍有氧燃燒的殼層，再往外是氖的殼層、碳殼、氦殼和氫殼。，直到達到矽燃燒的燃點。向外，仍有氧燃燒的殼層，再往外是氖的殼層、碳殼、氦殼和氫殼。
, 산소 연소 과정(oxygen burning process)은 초기 질량이 태 … 산소 연소 과정(oxygen burning process)은 초기 질량이 태양의 12배 이상의 매우 거대한 별의 핵에서, 그들의 가벼운 원소를 모두 태웠을 때 일어나는 핵융합반응이다. 초고온 (1.5×109 K) 과 초고압 (약 1010 kg/m3)이 필요하다. 산소의 핵융합이 네온 융합보다 늦게 일어나는 이유는 네온 핵융합은 알파 융합 과정을 수반하여 일어나므로 쿨롱힘을 더 쉽게 극복함으로 더 먼저 일어나기 때문이다. 하지만 산소 핵융합도 알파 융합 과정을 수반하여 더 무거운 원소를 생성하는 식으로 일어나긴 한다. 산소의 알파 과정 수반은 네온 핵융합보다 낮은 온도에서 일어난다. 하지만 산소와 산소와의 핵융합은 네온의 알파 융합 과정으로 나트륨, 마그네슘 이상의 원소를 형성하는 것보다 더 높은 온도를 요구한다. 이는 산소와 산소의 핵융합이 산소와 네온의 알파 융합 과정을 통하여 일어나는 것보다 쿨롱힘이 훨씬 크므로 네온의 알파 융합 과정보다 높은 온도에서 일어난다. 따라서 산소와 산소의 핵융합이 네온 핵융합보다 높은 온도에서 일어나므로 네온 핵융합 다음으로 일어나는 것이다. 핵융합보다 높은 온도에서 일어나므로 네온 핵융합 다음으로 일어나는 것이다.
, عملية احتراق الأكسجين، هي سلسلة من عمليات … عملية احتراق الأكسجين، هي سلسلة من عمليات الاندماج النووي التي تحدث في أنوية النجوم الضخمة التي استهلكت مخزونها من الوقود (أي استهلكت كل الهيدروجين المتواجد في نواتها). تحدث عملية الاحتراق عند درجات حرارة عالية للغاية تقدر عند المجال (1.5-2.6) مليار كلفن، وكثافة تترواح ضمن المجال (2.6-6.7) مليار غرام في السنتيمتر المكعب الواحد. عملية احتراق الأكسجين هي آخر عملية تحدث في نواة النجم لا تتم معالجتها عن طريق عملية ألفا. النجم لا تتم معالجتها عن طريق عملية ألفا.
, Il processo di fusione dell'ossigeno compr … Il processo di fusione dell'ossigeno comprende una serie di reazioni di fusione nucleare che avviene in una stella massiccia quando questa ha esaurito gli elementi più leggeri nel proprio nucleo. La fusione avviene a temperature attorno a 1,5×109 K / 130 keV e densità di 1010 kg/m3. Le reazioni principali che possono aver luogo sono le seguenti, con la probabilità più elevata per la produzione del Silicio. Reazioni alternative a probabilità molto più ridotta sono: Il processo di fusione dell'ossigeno è l'ultima reazione nucleare nella stella che non procede attraverso il processo alfa.e non procede attraverso il processo alfa.
, Ядерное горение кислорода — условное назва … Ядерное горение кислорода — условное название ядерной реакции слияния ядер кислорода-16 в недрах звёзд, тяжелее Солнца. Оно происходит при температуре около 1,5⋅109 К и плотности порядка 1010 кг/м3. Далее приведены основные реакции «горения» кислорода: Реакции с двухчастичным конечным состоянием: , Q = 9,594 МэВ, Q = 7,678 МэВ, Q = 1,500 МэВ, Q = 2,409 МэВ, Q = 16,54 МэВ Реакции с трёхчастичным конечным состоянием: , Q = 0,381 МэВ, Q = 0,39 МэВ, Q = 1,99 МэВ Для массивных звезд (более 25 солнечных масс) длительность горения кислорода оценивается в 0,5 года. горения кислорода оценивается в 0,5 года.
, 酸素燃焼過程（さんそねんしょうかてい、英: oxygen burning proce … 酸素燃焼過程（さんそねんしょうかてい、英: oxygen burning process）は大質量星で起きる核融合過程である。酸素の燃焼は1.5×109 K の温度と4×1010 kg/m3 の圧力下で起こる。 以下に主な反応を示す： ネオン燃焼過程は恒星のコアに酸素とマグネシウムの不活性なコアを形成する。ネオン燃焼が終了するとコアの温度は低下し、コアは重力により圧縮される。その結果、コアの密度と温度が上昇し、酸素の燃焼が始まる。酸素の燃焼はおよそ半年から1年の間続き、ケイ素が豊富なコアを形成する。この時点ではケイ素燃焼過程が始まる温度に達していないのでケイ素のコアは不活性である。酸素が全て消費されると、コアは再び冷却されて圧縮される。コアの温度が上昇し、ケイ素燃焼過程が始まる。このとき、コアの外側には順番に、酸素燃焼が続いている殻、ネオンの殻、炭素の殻、ヘリウムの殻、水素の殻が存在している。酸素燃焼が続いている殻、ネオンの殻、炭素の殻、ヘリウムの殻、水素の殻が存在している。
, A fusão nuclear do oxigênio é uma reação d … A fusão nuclear do oxigênio é uma reação de fusão nuclear que ocorre em estrelas massivas que tenham exaurido os elementos mais leves em seus núcleos. Ela ocorre a temperaturas da ordem de 1,5×109 K e densidades de 1010 kg/m3. As principais reações envolvidas são: Alternativamente Externamente à região em que ocorre essa reação, há uma camada de oxigênio em fusão, seguida por uma camada de neônio, uma camada de carbono, uma camada de hélio e a camada de hidrogênio. camada de hélio e a camada de hidrogênio.
, En astrophysique, la fusion de l'oxygène ( … En astrophysique, la fusion de l'oxygène (désignée parfois improprement combustion de l'oxygène) est un ensemble de réactions nucléaires se déroulant dans les étoiles massives qui ont épuisé par fusion les éléments légers en leur cœur. Ces réactions s'amorcent alors que le cœur de l'étoile s'est contracté pour atteindre une densité de l'ordre de 1010 kg/m3 (soit 10 t/cm3) et une température de l'ordre de 1,5 GK. Cela survient une fois la fusion du néon terminée, ce qui laisse au cœur de l'étoile un mélange d'oxygène et de magnésium prêt à fusionner pour peu que les conditions s'y prêtent.r pour peu que les conditions s'y prêtent.
, Syreförbränning är fusionsprocesser i en m … Syreförbränning är fusionsprocesser i en massiv stjärna där syre fusionerar till kisel och svavel, samt mindre mängder fosfor och magnesium, som ackumuleras i stjärnans mitt. Syreförbränning äger rum i stjärnor > 8 - 11 M☉ när de svällt upp till röda superjättar och startar när temperaturen når 1,9 miljarder K. En stor del av energin som frigörs vid syrefusionen frigörs i form av neutriner. Neutrinoutstrålningen frigör hela 160 000 gånger mer energi än värmeutstrålningen. Det gör att stjärnans förbränningshastighet ökar markant eftersom strålningstrycket, som förhindrar stjärnans kollaps, inte ökar i samma takt som förbränningen. Stjärnans syrekärna förbränns snabbt och redan efter ca 3 år är temperaturen i kärnan tillräckligt hög för att kiselförbränning ska starta om stjärnan är tung nogränning ska starta om stjärnan är tung nog
|
| rdfs:label |
酸素燃焼過程
, Oxygen-burning process
, Syreförbränning
, Fusion de l'oxygène
, Ядерное горение кислорода
, 氧燃燒過程
, Processo di fusione dell'ossigeno
, Sauerstoffbrennen
, Ядерне горіння кисню
, عملية احتراق الأكسجين
, Combustió de l'oxigen
, Fusão nuclear do oxigênio
, 산소 연소 과정
|
