| http://dbpedia.org/ontology/abstract
|
Ядерные реакции в звёздах являются их осно … Ядерные реакции в звёздах являются их основным источником энергии. Они обеспечивают большое энерговыделение на единицу массы, что позволяет звёздам поддерживать высокую светимость в течение длительного времени. В этих реакциях образуется бо́льшая часть химических элементов, существующих в природе, — происходит нуклеосинтез. Протекание ядерных реакций возможно из-за высокой температуры в недрах звёзд, их темп зависит от температуры и плотности. Важнейшие ядерные реакции в звёздах — реакции ядерного горения водорода, в результате которых четыре протона превращаются в ядро гелия-4. Во время стадии главной последовательности, которая занимает около 90 % срока жизни звезды, в её ядре идут именно эти реакции. Сгорание водорода происходит двумя способами: в протон-протонном цикле и в CNO-цикле. Последующие реакции могут протекать лишь в достаточно массивных звёздах — за счёт этих реакций звёзды получают существенно меньше энергии, чем за счёт сгорания водорода, но в них формируется большинство остальных химических элементов. Первая из этих реакций — ядерное горение гелия, в котором синтезируются углерод и кислород. После сгорания гелия начинается ядерное горение углерода, неона, кислорода и, наконец, кремния — в этих реакциях синтезируются различные элементы вплоть до железного пика, самый тяжёлый из которых — цинк. Синтез более тяжёлых химических элементов энергетически невыгоден и не происходит при термодинамическом равновесии, однако в некоторых условиях, например, при вспышках сверхновых, возможен и он. Тяжёлые элементы формируются в ходе s-процесса и r-процесса, при которых ядра захватывают нейтроны, а также p-процесса, при котором ядро может, например, захватывать протоны. Вопрос об источнике энергии звёзд возник после того, как был сформулирован закон сохранения энергии — в 40-х годах XIX века. Гипотезу о том, что энергия выделяется при превращении водорода в гелий выдвинул в 1920 году Артур Эддингтон, после чего были открыты цепочки реакций, характерные для этого процесса. В 1941 году Мартин Шварцшильд рассчитал модель Солнца с термоядерным источником энергии и смог теоретически предсказать некоторые наблюдаемые свойства Солнца — таким образом была подтверждена теория термоядерного синтеза в недрах звёзд. Позже была открыта возможность протекания других реакций в недрах звёзд, а в 1957 году вышла статья B²FH, в которой было с хорошей точностью объяснено происхождение большинства химических элементов.хождение большинства химических элементов.
, La nucleosintesi stellare è il termine che indica collettivamente le reazioni nucleari che avvengono all'interno di una stella, con l'effetto di produrre i nuclei degli elementi chimici.
, La nucléosynthèse stellaire est le terme u … La nucléosynthèse stellaire est le terme utilisé en astrophysique pour désigner l'ensemble des réactions nucléaires qui se produisent à l'intérieur des étoiles (fusion nucléaire et processus s) ou pendant leur destruction explosive (processus r, p, rp) et dont le résultat est la synthèse de la plupart des noyaux atomiques.La position d'une étoile sur le diagramme de Hertzsprung-Russell détermine en grande partie les éléments qu'elle synthétise.de partie les éléments qu'elle synthétise.
, Stela nukleosintezo estas la kreo (nukleos … Stela nukleosintezo estas la kreo (nukleosintezo) de kemiaj elementoj per reakcioj de nuklea fandado ene de steloj. Stela nukleosintezo okazis ekde la originala kreado de hidrogeno, heliumo kaj litio dum la supozata "praeksplodo" kiu kreis la observeblan universon. Kiel prognoza teorio, ĝi donas precizajn taksojn de la observitaj abundoj de la elementoj. Ĝi klarigas kial la observitaj abundoj de elementoj ŝanĝiĝas kun la tempo kaj kial iuj elementoj kaj iliaj izotopoj estas multe pli abundaj ol aliaj. La teorio estis komence proponita de Fred Hoyle en 1946, post signifaj antaŭesploroj fare de Hans Bethe (kiu en 1967 honoriĝis per la Nobel-premio pri fiziko pro tiu teoria fundamento) kaj , kaj Fred Hoyle poste rafinis ĝin en 1954. Pluaj progresoj estis faritaj, precipe al nukleosintezo de fuzio per neŭtronaj prenoj de la elementoj pli pezaj ol fero, de Margaret Burbidge, Geoffrey Burbidge, William Alfred Fowler kaj Fred Hoyle en ilia fama B2FH-papero de 1957, kiu fariĝis unu el la plej abunde cititaj paperoj en la historio de astrofiziko.taj paperoj en la historio de astrofiziko.
, 恆星核合成 是解釋重元素是由恆星內部的原子經由核融合創造出來的化學元素理論。自從大爆 … 恆星核合成 是解釋重元素是由恆星內部的原子經由核融合創造出來的化學元素理論。自從大爆炸期間產生氫、氦、鋰之後，恆星核合成就一直持續地創造重元素。這原本是一個高度預測的理論，但經由觀測到的元素豐度和計算的基礎上，已經有了良好的協定。它解釋了宇宙中元素的豐度為何會隨著時間而增長，以及為什麼某些元素及其同位素會比其它的元素更豐富。這個理論最初是由弗雷德·霍伊爾在1946年提出，然後在1954年精煉。進一步的發展，特別是對重元素中比鐵重的元素經由中子捕獲的核合成，在霍伊爾和伯比奇夫婦（傑佛瑞·伯比奇和瑪格麗特·伯比奇）、威廉·福勒四人於1957年提出了著名的元素合成理論（即著名的B2FH論文），成為天文物理學史上最受人引用的論文之一。 恆星演化是因它們的組成（元素的豐度）在生命歷程中的改變。首先是氫燃燒（主序星），然後是氦燃燒（紅巨星），並逐漸燃燒更重的元素。然而，因為這些重元素都包含在恆星內部，這本身並沒有明顯的改變宇宙中元素的豐度。在它們生命的後期，低質量的恆星將通過恆星風慢慢地彈出它們的大氣層，形成行星狀星雲；而質量更高的恆星將通過超新星的突發性災難事件來噴發質量。超新星核合成這個名詞被用來描述大質量恆星（12－35倍太陽質量）在演化和爆炸前所創造的元素。這些大質量恆星是從碳（Z = 6）到鎳（Z = 28）的各種新同位素的最主要來源。 進一步的燃燒序列是由重力坍縮和其相應的加熱驅動的，導致重元素的碳、氧和矽燃燒。然而，大多數原子量範圍在A = 28–56 （從矽到鎳）核合成的重元素都是由恆星上層崩潰到核心，造成一個壓縮衝擊波反彈向外形成的。短暫的衝擊波升高了大約50%的溫度，從而引起了大約1秒鐘的劇烈燃燒。在大質量恆星最後的燃燒稱為超新星核合成或是"爆炸核合成"，是恆星產生重元素的最後一個時期。 促進核合成理論發展的因素是發現宇宙中化學元素的豐度。對具體描述的需要已經受到太陽系化學同位素相對豐度的啟發。當繪製在以元素的原子數為函數的圖表上時，這些豐度有一個參差不齊的鋸齒狀形狀，而變化的因素數以萬計（參見核合成#歷史）。這表明這個自然的過程不是隨機的。第二個啟發是在20世紀了解恆星的核合成發生過程，它被認識到太陽的長壽，和從核融合反應釋放出來的能量是光與熱的來源。的核合成發生過程，它被認識到太陽的長壽，和從核融合反應釋放出來的能量是光與熱的來源。
, Зоряний нуклеосинтез — збірна назва для ядерних реакцій утворення елементів, важчих від водню, що відбуваються в надрах зір, а також, незначною мірою, на їх поверхні.
, Stellar nucleosynthesis is the creation (n … Stellar nucleosynthesis is the creation (nucleosynthesis) of chemical elements by nuclear fusion reactions within stars. Stellar nucleosynthesis has occurred since the original creation of hydrogen, helium and lithium during the Big Bang. As a predictive theory, it yields accurate estimates of the observed abundances of the elements. It explains why the observed abundances of elements change over time and why some elements and their isotopes are much more abundant than others. The theory was initially proposed by Fred Hoyle in 1946, who later refined it in 1954. Further advances were made, especially to nucleosynthesis by neutron capture of the elements heavier than iron, by Margaret and Geoffrey Burbidge, William Alfred Fowler and Hoyle in their famous 1957 B2FH paper, which became one of the most heavily cited papers in astrophysics history. Stars evolve because of changes in their composition (the abundance of their constituent elements) over their lifespans, first by burning hydrogen (main sequence star), then helium (horizontal branch star), and progressively burning higher elements. However, this does not by itself significantly alter the abundances of elements in the universe as the elements are contained within the star. Later in its life, a low-mass star will slowly eject its atmosphere via stellar wind, forming a planetary nebula, while a higher–mass star will eject mass via a sudden catastrophic event called a supernova. The term supernova nucleosynthesis is used to describe the creation of elements during the explosion of a massive star or white dwarf. The advanced sequence of burning fuels is driven by gravitational collapse and its associated heating, resulting in the subsequent burning of carbon, oxygen and silicon. However, most of the nucleosynthesis in the mass range A = 28–56 (from silicon to nickel) is actually caused by the upper layers of the star collapsing onto the core, creating a compressional shock wave rebounding outward. The shock front briefly raises temperatures by roughly 50%, thereby causing furious burning for about a second. This final burning in massive stars, called explosive nucleosynthesis or supernova nucleosynthesis, is the final epoch of stellar nucleosynthesis. A stimulus to the development of the theory of nucleosynthesis was the discovery of variations in the abundances of elements found in the universe. The need for a physical description was already inspired by the relative abundances of the chemical elements in the solar system. Those abundances, when plotted on a graph as a function of the atomic number of the element, have a jagged sawtooth shape that varies by factors of tens of millions (see history of nucleosynthesis theory). This suggested a natural process that is not random. A second stimulus to understanding the processes of stellar nucleosynthesis occurred during the 20th century, when it was realized that the energy released from nuclear fusion reactions accounted for the longevity of the Sun as a source of heat and light. of the Sun as a source of heat and light.
, تفاعلات الانصهار النجمي (أو التخليق النووي … تفاعلات الانصهار النجمي (أو التخليق النووي النجمي) هو مصطلح عام يُطلق على كافة التفاعلات النووية التي تحدث في النجوم لكي تُنتج نوى ذرية أثقل من الهيدروجين. ويحدث أيضاً قدر صغير من هذه التفاعلات على سطوح النجوم تحت ظروف متنوّعة. أما عندما تتشكّل هذه العناصر الأثقل خلال انفجار نجم فإنه يُطلق عليها «تفاعلات انصهار المستعرات العظيمة». بدأت هذه العمليّة المعقّدة تُفهم في أوائل القرن العشرين، حينما أدرك العلماء للأول مرة أن الطاقة التي تنشأ من التفاعلات النووية تُعلّل عمر الشمس الطويل كمصدر للحرارة والضوء. الطاقة الأوليّة التي تنشأ في الشمس هي نتيجة لاندماج ذرّات الهيدروجين في النواة مكونة ذرات الهيليوم، وأدنى درجة حرارة يُمكن أن يحدث فيها هذا الاندماج هي 3 ملايين كلفن.ن يحدث فيها هذا الاندماج هي 3 ملايين كلفن.
, La nucleosíntesi estel·lar és el conjunt d … La nucleosíntesi estel·lar és el conjunt de reaccions nuclears que tenen lloc en les estrelles per a fabricar elements més pesats. Aquests processos van començar a entendre's a principis del segle xx quan va quedar clar que solament les reaccions nuclears podien explicar la gran longevitat de la font de calor i llum del Sol. Aproximadament el 90% de l'energia produïda per les estrelles vindrà de les reaccions de fusió de l'hidrogen per a convertir-lo en heli. Més del 6% de l'energia generada vindrà de la fusió de l'heli en carboni. Mentre que la resta de fases de combustió tot just si contribuiran de forma apreciable a l'energia emesa per l'estrella al llarg de tota la seva vida. l'estrella al llarg de tota la seva vida.
, 恒星内元素合成（こうせいないげんそごうせい、英: stellar nucleosynthesis）は、水素よりも重い元素が恒星によって生成される核反応の総称的な用語である。ただし、超新星爆発の時に行われる元素の生成については、超新星元素合成と呼ばれ区別される。恒星内元素合成は、たいてい恒星の中心部で起こる。
, 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.
, La nucleosíntesis estelar es el conjunto d … La nucleosíntesis estelar es el conjunto de reacciones nucleares que tienen lugar en las estrellas y que son responsables de la creación de elementos químicos, algunos de ellos desde sus orígenes durante el Big Bang: como el hidrógeno, el helio y el litio. Este proceso forma parte de la evolución estelar y su cese al acabarse el combustible que desencadena las reacciones nucleares, deriva en el colapso gravitatorio de la estrella. Para más información sobre otros procesos de síntesis de elementos ver nucleosíntesis. La nucleosíntesis estelar, como teoría predictiva que es, reproduce de manera precisa la abundancia relativa observada de los elementos, así como su variación con el tiempo y la abundancia de ciertos isótopos frente a otros. La teoría fue inicialmente propuesta por Fred Hoyle en 1946, quien posteriormente la redefinió en 1954. Hoyle también lideró un grupo de astrónomos experimentales y teóricos compuesto por él mismo, Margaret y Geoffrey Burbidge y William Alfred Fowler, quienes escribieron en 1957 el famoso paper (conocido así por las iniciales de sus cuatro autores), en el cual se añadían a la nucleosíntesis procesos relacionados con la captura de neutrones. Este paper se convirtió en uno de los más citados a lo largo de la historia de la astrofísica. Estos procesos empezaron a entenderse a principios del siglo XX, cuando quedó claro que solo las reacciones nucleares podrían explicar la gran longevidad de la fuente de calor y luz del Sol. Aproximadamente el 90 % de la energía producida por las estrellas vendrá de las reacciones de fusión del hidrógeno para convertirlo en helio. Más del 6 % de la energía generada vendrá de la fusión del helio en carbono. Mientras que el resto de fases de combustión apenas contribuirán de forma apreciable a la energía emitida por la estrella a lo largo de toda su vida.or la estrella a lo largo de toda su vida.
, A nucleossíntese estelar é o conjunto de r … A nucleossíntese estelar é o conjunto de reações nucleares que tem lugar nas estrelas para fabricar elementos mais pesados. (Para informação sobre outros processos de síntese de elementos, ver nucleossíntese) Estes processos começaram a ser entendidos em princípios do século XX, quando ficou claro que só as reações nucleares poderiam explicar a grande longevidade da fonte de calor e luz do Sol. Aproximadamente 90% da energia produzida pelas estrelas viria das reações de fusão nuclear do hidrogênio para convertê-lo em hélio e mais 6% viria da fusão do hélio em carbono. O restante de fases de fusão contribuiria de forma pouco significativa à energia emitida pela estrela ao longo de toda sua vida.da pela estrela ao longo de toda sua vida.
, Izarren nukleosintesia izarrek beraien ebo … Izarren nukleosintesia izarrek beraien eboluzio-prozesuan izaten dituzten erreakzio nuklearren multzoa da, grabitazio-kolapsoaren aurrekoak. Elementuen beste sintesi prozesuei buruz gehiago jakin nahi izanez gero, ikus ezazu nukleogenesi orrialdea. Prozesu hauek XX. mendearen hasieran hasi ziren ulertzen, Eguzkiak hain denbora luzez argia eta beroa igortzeko erreakzio nuklearrak behar zituela argi geratu zenean. Izarrek ekoizten duten energiaren %90a fusio-erreakzioei esker da, hain zuzen, hidrogenoa helio bihurtzeko gauzatzen dituzten erreakzio horiei esker. Ekoizpenaren %6a helioa karbonoan fusionatzean datza eta gainerako konbustio faseek oso ekarpen baxua egiten diote izarrak bere bizitzan zehar gauzatzen duen energia ekoizpenari. zehar gauzatzen duen energia ekoizpenari.
, Nukleosintesis bintang adalah teori yang m … Nukleosintesis bintang adalah teori yang menjelaskan pembuatan unsur-unsur kimia lewat reaksi fusi nuklir di antara atom di dalam bintang. Nukleosintesis bintang telah berlangsung semenjak terbuatnya hidrogen, helium, dan litium selama Ledakan Dahsyat. Teori ini menjelaskan mengapa unsur-unsur tertentu dan isotop-isotop tertentu dari unsur-unsur tersebut lebih berlimpah daripada yang lain. Teori ini awalnya dicetuskan oleh Fred Hoyle pada tahun 1946, yang kemudian mengembangkannya lagi pada tahun 1954.ian mengembangkannya lagi pada tahun 1954.
|
| http://dbpedia.org/ontology/thumbnail
|
http://commons.wikimedia.org/wiki/Special:FilePath/Nuclear_energy_generation.svg?width=300 +
|
| http://dbpedia.org/ontology/wikiPageExternalLink
|
https://semanticscholar.org/paper/1d84953a98c38541343f61d3b8d77d2b72e9d22a +
, https://web.archive.org/web/20090326090810/http:/cococubed.asu.edu/papers/wallerstein97.pdf +
, https://www.nobelprize.org/prizes/themes/how-the-sun-shines/ +
, http://cococubed.asu.edu/papers/wallerstein97.pdf +
, https://web.archive.org/web/19990129020628/http:/helios.gsfc.nasa.gov/nucleo.html +
, https://books.google.com/books%3Fid=fXcdHyLUVnEC%7Cpublisher= +
, https://archive.org/details/principlesofstel00clay%7Curl-access=registration%7Cpublisher= +
|
| http://dbpedia.org/ontology/wikiPageID
|
152440
|
| http://dbpedia.org/ontology/wikiPageLength
|
36389
|
| http://dbpedia.org/ontology/wikiPageRevisionID
|
1123029637
|
| http://dbpedia.org/ontology/wikiPageWikiLink
|
http://dbpedia.org/resource/NASA +
, http://dbpedia.org/resource/Catalytic_cycle +
, http://dbpedia.org/resource/Energy +
, http://dbpedia.org/resource/Helium_flash +
, http://dbpedia.org/resource/Convection_%28heat_transfer%29 +
, http://dbpedia.org/resource/Fred_Hoyle +
, http://dbpedia.org/resource/Alastair_G._W._Cameron +
, http://dbpedia.org/resource/Proton%E2%80%93proton_chain_reaction +
, http://dbpedia.org/resource/Nobel_Prize +
, http://dbpedia.org/resource/Neon-burning_process +
, http://dbpedia.org/resource/Big_Bang_nucleosynthesis +
, http://dbpedia.org/resource/Beta_decay +
, http://dbpedia.org/resource/Cepheid_variable +
, http://dbpedia.org/resource/Category:Stellar_astronomy +
, http://dbpedia.org/resource/Maxwell%E2%80%93Boltzmann_distribution +
, http://dbpedia.org/resource/Margaret_Burbidge +
, http://dbpedia.org/resource/Alpha_process +
, http://dbpedia.org/resource/Silicon-burning_process +
, http://dbpedia.org/resource/Oxidizing +
, http://dbpedia.org/resource/Big_Bang +
, http://dbpedia.org/resource/P-process +
, http://dbpedia.org/resource/Hayashi_track +
, http://dbpedia.org/resource/McGraw-Hill +
, http://dbpedia.org/resource/Helium +
, http://dbpedia.org/resource/Triple-alpha_process +
, http://dbpedia.org/resource/White_dwarfs +
, http://dbpedia.org/resource/Carl_Friedrich_von_Weizs%C3%A4cker +
, http://dbpedia.org/resource/Geoffrey_Burbidge +
, http://dbpedia.org/resource/Reduced_mass +
, http://dbpedia.org/resource/Fritz_Houtermans +
, http://dbpedia.org/resource/Hans_Bethe +
, http://dbpedia.org/resource/Proton%E2%80%93proton_chain +
, http://dbpedia.org/resource/Iron +
, http://dbpedia.org/resource/Oxygen +
, http://dbpedia.org/resource/Asymptotic_giant_branch +
, http://dbpedia.org/resource/Supernova_nucleosynthesis +
, http://dbpedia.org/resource/Gravitational_collapse +
, http://dbpedia.org/resource/Horizontal_branch +
, http://dbpedia.org/resource/Barn_%28unit%29 +
, http://dbpedia.org/resource/Reviews_of_Modern_Physics +
, http://dbpedia.org/resource/Astrophysical_Journal_Supplement +
, http://dbpedia.org/resource/George_Gamow +
, http://dbpedia.org/resource/Energy_flux +
, http://dbpedia.org/resource/Category:Concepts_in_astronomy +
, http://dbpedia.org/resource/Quantum_tunneling +
, http://dbpedia.org/resource/Main-sequence_star +
, http://dbpedia.org/resource/KeV +
, http://dbpedia.org/resource/Chemical_reaction +
, http://dbpedia.org/resource/Half-life +
, http://dbpedia.org/resource/Donald_D._Clayton +
, http://dbpedia.org/resource/Oxygen-burning_process +
, http://dbpedia.org/resource/Rp-process +
, http://dbpedia.org/resource/Francis_William_Aston +
, http://dbpedia.org/resource/Reaction_rate_constant +
, http://dbpedia.org/resource/Helium-4 +
, http://dbpedia.org/resource/Abundance_of_elements +
, http://dbpedia.org/resource/Lithium_burning +
, http://dbpedia.org/resource/File:Arthur_Stanley_Eddington.jpg +
, http://dbpedia.org/resource/File:Nucleosynthesis_periodic_table.svg +
, http://dbpedia.org/resource/Blue_loop +
, http://dbpedia.org/resource/CNO_cycle +
, http://dbpedia.org/resource/Beryllium-8 +
, http://dbpedia.org/resource/Strong_nuclear_force +
, http://dbpedia.org/resource/Physical_Review +
, http://dbpedia.org/resource/File:Nucleosynthesis_in_a_star.gif +
, http://dbpedia.org/resource/Red_giant_branch +
, http://dbpedia.org/resource/History_of_nucleosynthesis_theory +
, http://dbpedia.org/resource/Category:Astrophysics +
, http://dbpedia.org/resource/Neutron_capture +
, http://dbpedia.org/resource/Deuterium_fusion +
, http://dbpedia.org/resource/Convection_zone +
, http://dbpedia.org/resource/Carbon-burning_process +
, http://dbpedia.org/resource/Quantum_mechanics +
, http://dbpedia.org/resource/Photodisintegration +
, http://dbpedia.org/resource/R-process +
, http://dbpedia.org/resource/Coulomb_barrier +
, http://dbpedia.org/resource/Mass_number +
, http://dbpedia.org/resource/Carbon_burning +
, http://dbpedia.org/resource/Arrhenius_equation +
, http://dbpedia.org/resource/Radiative_heat_transfer +
, http://dbpedia.org/resource/Hydrogen_burning +
, http://dbpedia.org/resource/Category:Nuclear_physics +
, http://dbpedia.org/resource/Nucleosynthesis +
, http://dbpedia.org/resource/Hydrogen +
, http://dbpedia.org/resource/Convective +
, http://dbpedia.org/resource/B2FH_paper +
, http://dbpedia.org/resource/Sun +
, http://dbpedia.org/resource/Category:Nucleosynthesis +
, http://dbpedia.org/resource/S-process +
, http://dbpedia.org/resource/Deuterium +
, http://dbpedia.org/resource/File:Nuclear_energy_generation.svg +
, http://dbpedia.org/resource/Brown_dwarf +
, http://dbpedia.org/resource/Lithium +
, http://dbpedia.org/resource/Gamow_factor +
, http://dbpedia.org/resource/Abundance_of_the_chemical_elements +
, http://dbpedia.org/resource/Degenerate_matter +
, http://dbpedia.org/resource/Chemical_element +
, http://dbpedia.org/resource/Arthur_Eddington +
, http://dbpedia.org/resource/Diproton +
, http://dbpedia.org/resource/Neutrino +
, http://dbpedia.org/resource/Shock_wave +
, http://dbpedia.org/resource/Radiative_transfer +
, http://dbpedia.org/resource/Supernova +
, http://dbpedia.org/resource/Stellar_wind +
, http://dbpedia.org/resource/Milky_Way +
, http://dbpedia.org/resource/Edward_Teller +
, http://dbpedia.org/resource/Stellar_evolution +
, http://dbpedia.org/resource/John_N._Bahcall +
, http://dbpedia.org/resource/Robert_d%27Escourt_Atkinson +
, http://dbpedia.org/resource/Nuclear_fusion +
, http://dbpedia.org/resource/Helium_burning +
, http://dbpedia.org/resource/Planetary_nebula +
, http://dbpedia.org/resource/Silicon_burning +
, http://dbpedia.org/resource/Hydrogen_fusion +
, http://dbpedia.org/resource/William_Alfred_Fowler +
, http://dbpedia.org/resource/Jean_Perrin +
, http://dbpedia.org/resource/Carbon +
, http://dbpedia.org/resource/Main_sequence +
, http://dbpedia.org/resource/Cambridge_University_Press +
, http://dbpedia.org/resource/Red_supergiant +
, http://dbpedia.org/resource/Neutron +
, http://dbpedia.org/resource/Matter_wave +
, http://dbpedia.org/resource/Predictive_power +
|
| http://dbpedia.org/property/align
|
right
|
| http://dbpedia.org/property/caption
|
The helium nucleus is released at the top-left step.
, Proton–proton chain reaction
, CNO-I cycle
|
| http://dbpedia.org/property/direction
|
vertical
|
| http://dbpedia.org/property/image
|
Fusion in the Sun.svg
, CNO Cycle.svg
|
| http://dbpedia.org/property/width
|
300
|
| http://dbpedia.org/property/wikiPageUsesTemplate
|
http://dbpedia.org/resource/Template:Multiple_image +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Nuclide +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Reflist +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Nbsp +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Efn +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Short_description +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Rp +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Cite_journal +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Cite_book +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Notelist +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Nuclear_processes +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Main +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Star +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Val +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Cite_arXiv +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Portal_bar +
|
| http://purl.org/dc/terms/subject
|
http://dbpedia.org/resource/Category:Stellar_astronomy +
, http://dbpedia.org/resource/Category:Astrophysics +
, http://dbpedia.org/resource/Category:Concepts_in_astronomy +
, http://dbpedia.org/resource/Category:Nuclear_physics +
, http://dbpedia.org/resource/Category:Nucleosynthesis +
|
| http://purl.org/linguistics/gold/hypernym
|
http://dbpedia.org/resource/Process +
|
| http://www.w3.org/ns/prov#wasDerivedFrom
|
http://en.wikipedia.org/wiki/Stellar_nucleosynthesis?oldid=1123029637&ns=0 +
|
| http://xmlns.com/foaf/0.1/depiction
|
http://commons.wikimedia.org/wiki/Special:FilePath/Nuclear_energy_generation.svg +
, http://commons.wikimedia.org/wiki/Special:FilePath/Nucleosynthesis_in_a_star.gif +
, http://commons.wikimedia.org/wiki/Special:FilePath/Fusion_in_the_Sun.svg +
, http://commons.wikimedia.org/wiki/Special:FilePath/CNO_Cycle.svg +
, http://commons.wikimedia.org/wiki/Special:FilePath/Arthur_Stanley_Eddington.jpg +
, http://commons.wikimedia.org/wiki/Special:FilePath/Nucleosynthesis_periodic_table.svg +
|
| http://xmlns.com/foaf/0.1/isPrimaryTopicOf
|
http://en.wikipedia.org/wiki/Stellar_nucleosynthesis +
|
| owl:sameAs |
http://id.dbpedia.org/resource/Nukleosintesis_bintang +
, http://ar.dbpedia.org/resource/%D8%AA%D9%81%D8%A7%D8%B9%D9%84%D8%A7%D8%AA_%D8%A7%D9%84%D8%A7%D9%86%D8%B5%D9%87%D8%A7%D8%B1_%D8%A7%D9%84%D9%86%D8%AC%D9%85%D9%8A +
, http://sr.dbpedia.org/resource/Zvezdana_nukleosinteza +
, http://bg.dbpedia.org/resource/%D0%9A%D0%BE%D1%81%D0%BC%D0%BE%D0%BB%D0%BE%D0%B3%D0%B8%D1%87%D0%B5%D0%BD_%D0%BD%D1%83%D0%BA%D0%BB%D0%B5%D0%BE%D1%81%D0%B8%D0%BD%D1%82%D0%B5%D0%B7 +
, http://tr.dbpedia.org/resource/Y%C4%B1ld%C4%B1z_n%C3%BCkleosentezi +
, http://eo.dbpedia.org/resource/Stela_nukleosintezo +
, https://global.dbpedia.org/id/8Grz +
, http://uk.dbpedia.org/resource/%D0%97%D0%BE%D1%80%D1%8F%D0%BD%D0%B8%D0%B9_%D0%BD%D1%83%D0%BA%D0%BB%D0%B5%D0%BE%D1%81%D0%B8%D0%BD%D1%82%D0%B5%D0%B7 +
, http://dbpedia.org/resource/Stellar_nucleosynthesis +
, http://ast.dbpedia.org/resource/Nucleos%C3%ADntesis_estelar +
, http://fa.dbpedia.org/resource/%D9%87%D8%B3%D8%AA%D9%87%E2%80%8C%D8%B2%D8%A7%DB%8C%DB%8C_%D8%B3%D8%AA%D8%A7%D8%B1%D9%87%E2%80%8C%D8%A7%DB%8C +
, http://si.dbpedia.org/resource/Stellar_nucleosynthesis +
, http://rdf.freebase.com/ns/m.013w6b +
, http://sh.dbpedia.org/resource/Zvezdana_nukleosinteza +
, http://nn.dbpedia.org/resource/Nukleosyntese_i_astronomi +
, http://ko.dbpedia.org/resource/%ED%95%AD%EC%84%B1_%ED%95%B5%ED%95%A9%EC%84%B1 +
, http://hi.dbpedia.org/resource/%E0%A4%B8%E0%A5%8D%E0%A4%9F%E0%A5%87%E0%A4%B2%E0%A5%8D%E0%A4%B2%E0%A4%B0_%E0%A4%A8%E0%A4%BE%E0%A4%AD%E0%A4%BF%E0%A4%95%E0%A5%80%E0%A4%AF_%E0%A4%B8%E0%A4%82%E0%A4%B6%E0%A5%8D%E0%A4%B2%E0%A5%87%E0%A4%B7%E0%A4%A3 +
, http://pt.dbpedia.org/resource/Nucleoss%C3%ADntese_estelar +
, http://www.wikidata.org/entity/Q1057093 +
, http://simple.dbpedia.org/resource/Stellar_nucleosynthesis +
, http://bn.dbpedia.org/resource/%E0%A6%A8%E0%A6%BE%E0%A6%95%E0%A7%8D%E0%A6%B7%E0%A6%A4%E0%A7%8D%E0%A6%B0%E0%A6%BF%E0%A6%95_%E0%A6%A8%E0%A6%BF%E0%A6%89%E0%A6%95%E0%A7%8D%E0%A6%B2%E0%A6%BF%E0%A6%93%E0%A6%B8%E0%A6%82%E0%A6%B6%E0%A7%8D%E0%A6%B2%E0%A7%87%E0%A6%B7%E0%A6%A3 +
, http://da.dbpedia.org/resource/Stjernenukleosyntese +
, http://zh.dbpedia.org/resource/%E6%81%86%E6%98%9F%E6%A0%B8%E5%90%88%E6%88%90 +
, http://fi.dbpedia.org/resource/T%C3%A4hden_ydinsynteesi +
, http://eu.dbpedia.org/resource/Izarren_nukleosintesi +
, http://he.dbpedia.org/resource/%D7%A0%D7%95%D7%A7%D7%9C%D7%99%D7%90%D7%95%D7%A1%D7%99%D7%A0%D7%AA%D7%96%D7%94_%D7%9B%D7%95%D7%9B%D7%91%D7%99%D7%AA +
, http://mk.dbpedia.org/resource/%D0%85%D0%B2%D0%B5%D0%B7%D0%B4%D0%B5%D0%BD%D0%B0_%D0%BD%D1%83%D0%BA%D0%BB%D0%B5%D0%BE%D1%81%D0%B8%D0%BD%D1%82%D0%B5%D0%B7%D0%B0 +
, http://it.dbpedia.org/resource/Nucleosintesi_stellare +
, http://th.dbpedia.org/resource/%E0%B8%81%E0%B8%B2%E0%B8%A3%E0%B8%AA%E0%B8%B1%E0%B8%87%E0%B9%80%E0%B8%84%E0%B8%A3%E0%B8%B2%E0%B8%B0%E0%B8%AB%E0%B9%8C%E0%B8%99%E0%B8%B4%E0%B8%A7%E0%B9%80%E0%B8%84%E0%B8%A5%E0%B8%B5%E0%B8%A2%E0%B8%AA%E0%B8%82%E0%B8%AD%E0%B8%87%E0%B8%94%E0%B8%B2%E0%B8%A7%E0%B8%A4%E0%B8%81%E0%B8%A9%E0%B9%8C +
, http://es.dbpedia.org/resource/Nucleos%C3%ADntesis_estelar +
, http://ja.dbpedia.org/resource/%E6%81%92%E6%98%9F%E5%86%85%E5%85%83%E7%B4%A0%E5%90%88%E6%88%90 +
, http://mr.dbpedia.org/resource/%E0%A4%85%E0%A4%A3%E0%A5%82-%E0%A4%B8%E0%A4%82%E0%A4%AE%E0%A5%87%E0%A4%B2%E0%A4%A8_%E0%A4%95%E0%A5%8D%E0%A4%B0%E0%A4%BF%E0%A4%AF%E0%A4%BE +
, http://vi.dbpedia.org/resource/T%E1%BB%95ng_h%E1%BB%A3p_h%E1%BA%A1t_nh%C3%A2n_sao +
, http://fr.dbpedia.org/resource/Nucl%C3%A9osynth%C3%A8se_stellaire +
, http://ms.dbpedia.org/resource/Sintesis_nuklear_najam +
, http://no.dbpedia.org/resource/Stjernenukleosyntese +
, http://ca.dbpedia.org/resource/Nucleos%C3%ADntesi_estel%C2%B7lar +
, http://ru.dbpedia.org/resource/%D0%AF%D0%B4%D0%B5%D1%80%D0%BD%D1%8B%D0%B5_%D1%80%D0%B5%D0%B0%D0%BA%D1%86%D0%B8%D0%B8_%D0%B2_%D0%B7%D0%B2%D1%91%D0%B7%D0%B4%D0%B0%D1%85 +
|
| rdf:type |
http://dbpedia.org/ontology/Election +
|
| rdfs:comment |
Nukleosintesis bintang adalah teori yang m … Nukleosintesis bintang adalah teori yang menjelaskan pembuatan unsur-unsur kimia lewat reaksi fusi nuklir di antara atom di dalam bintang. Nukleosintesis bintang telah berlangsung semenjak terbuatnya hidrogen, helium, dan litium selama Ledakan Dahsyat. Teori ini menjelaskan mengapa unsur-unsur tertentu dan isotop-isotop tertentu dari unsur-unsur tersebut lebih berlimpah daripada yang lain. Teori ini awalnya dicetuskan oleh Fred Hoyle pada tahun 1946, yang kemudian mengembangkannya lagi pada tahun 1954.ian mengembangkannya lagi pada tahun 1954.
, Stela nukleosintezo estas la kreo (nukleos … Stela nukleosintezo estas la kreo (nukleosintezo) de kemiaj elementoj per reakcioj de nuklea fandado ene de steloj. Stela nukleosintezo okazis ekde la originala kreado de hidrogeno, heliumo kaj litio dum la supozata "praeksplodo" kiu kreis la observeblan universon. Kiel prognoza teorio, ĝi donas precizajn taksojn de la observitaj abundoj de la elementoj. Ĝi klarigas kial la observitaj abundoj de elementoj ŝanĝiĝas kun la tempo kaj kial iuj elementoj kaj iliaj izotopoj estas multe pli abundaj ol aliaj. La teorio estis komence proponita de Fred Hoyle en 1946, post signifaj antaŭesploroj fare de Hans Bethe (kiu en 1967 honoriĝis per la Nobel-premio pri fiziko pro tiu teoria fundamento) kaj , kaj Fred Hoyle poste rafinis ĝin en 1954. Pluaj progresoj estis faritaj, precipe al nukleosintezo de ftis faritaj, precipe al nukleosintezo de f
, La nucleosíntesis estelar es el conjunto d … La nucleosíntesis estelar es el conjunto de reacciones nucleares que tienen lugar en las estrellas y que son responsables de la creación de elementos químicos, algunos de ellos desde sus orígenes durante el Big Bang: como el hidrógeno, el helio y el litio. Este proceso forma parte de la evolución estelar y su cese al acabarse el combustible que desencadena las reacciones nucleares, deriva en el colapso gravitatorio de la estrella. Para más información sobre otros procesos de síntesis de elementos ver nucleosíntesis. síntesis de elementos ver nucleosíntesis.
, تفاعلات الانصهار النجمي (أو التخليق النووي … تفاعلات الانصهار النجمي (أو التخليق النووي النجمي) هو مصطلح عام يُطلق على كافة التفاعلات النووية التي تحدث في النجوم لكي تُنتج نوى ذرية أثقل من الهيدروجين. ويحدث أيضاً قدر صغير من هذه التفاعلات على سطوح النجوم تحت ظروف متنوّعة. أما عندما تتشكّل هذه العناصر الأثقل خلال انفجار نجم فإنه يُطلق عليها «تفاعلات انصهار المستعرات العظيمة». عليها «تفاعلات انصهار المستعرات العظيمة».
, 恆星核合成 是解釋重元素是由恆星內部的原子經由核融合創造出來的化學元素理論。自從大爆 … 恆星核合成 是解釋重元素是由恆星內部的原子經由核融合創造出來的化學元素理論。自從大爆炸期間產生氫、氦、鋰之後，恆星核合成就一直持續地創造重元素。這原本是一個高度預測的理論，但經由觀測到的元素豐度和計算的基礎上，已經有了良好的協定。它解釋了宇宙中元素的豐度為何會隨著時間而增長，以及為什麼某些元素及其同位素會比其它的元素更豐富。這個理論最初是由弗雷德·霍伊爾在1946年提出，然後在1954年精煉。進一步的發展，特別是對重元素中比鐵重的元素經由中子捕獲的核合成，在霍伊爾和伯比奇夫婦（傑佛瑞·伯比奇和瑪格麗特·伯比奇）、威廉·福勒四人於1957年提出了著名的元素合成理論（即著名的B2FH論文），成為天文物理學史上最受人引用的論文之一。 恆星演化是因它們的組成（元素的豐度）在生命歷程中的改變。首先是氫燃燒（主序星），然後是氦燃燒（紅巨星），並逐漸燃燒更重的元素。然而，因為這些重元素都包含在恆星內部，這本身並沒有明顯的改變宇宙中元素的豐度。在它們生命的後期，低質量的恆星將通過恆星風慢慢地彈出它們的大氣層，形成行星狀星雲；而質量更高的恆星將通過超新星的突發性災難事件來噴發質量。超新星核合成這個名詞被用來描述大質量恆星（12－35倍太陽質量）在演化和爆炸前所創造的元素。這些大質量恆星是從碳（Z = 6）到鎳（Z = 28）的各種新同位素的最主要來源。。這些大質量恆星是從碳（Z = 6）到鎳（Z = 28）的各種新同位素的最主要來源。
, 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.
, Ядерные реакции в звёздах являются их осно … Ядерные реакции в звёздах являются их основным источником энергии. Они обеспечивают большое энерговыделение на единицу массы, что позволяет звёздам поддерживать высокую светимость в течение длительного времени. В этих реакциях образуется бо́льшая часть химических элементов, существующих в природе, — происходит нуклеосинтез. Протекание ядерных реакций возможно из-за высокой температуры в недрах звёзд, их темп зависит от температуры и плотности.х темп зависит от температуры и плотности.
, Izarren nukleosintesia izarrek beraien eboluzio-prozesuan izaten dituzten erreakzio nuklearren multzoa da, grabitazio-kolapsoaren aurrekoak. Elementuen beste sintesi prozesuei buruz gehiago jakin nahi izanez gero, ikus ezazu nukleogenesi orrialdea.
, Stellar nucleosynthesis is the creation (n … Stellar nucleosynthesis is the creation (nucleosynthesis) of chemical elements by nuclear fusion reactions within stars. Stellar nucleosynthesis has occurred since the original creation of hydrogen, helium and lithium during the Big Bang. As a predictive theory, it yields accurate estimates of the observed abundances of the elements. It explains why the observed abundances of elements change over time and why some elements and their isotopes are much more abundant than others. The theory was initially proposed by Fred Hoyle in 1946, who later refined it in 1954. Further advances were made, especially to nucleosynthesis by neutron capture of the elements heavier than iron, by Margaret and Geoffrey Burbidge, William Alfred Fowler and Hoyle in their famous 1957 B2FH paper, which became one ofamous 1957 B2FH paper, which became one of
, Зоряний нуклеосинтез — збірна назва для ядерних реакцій утворення елементів, важчих від водню, що відбуваються в надрах зір, а також, незначною мірою, на їх поверхні.
, 恒星内元素合成（こうせいないげんそごうせい、英: stellar nucleosynthesis）は、水素よりも重い元素が恒星によって生成される核反応の総称的な用語である。ただし、超新星爆発の時に行われる元素の生成については、超新星元素合成と呼ばれ区別される。恒星内元素合成は、たいてい恒星の中心部で起こる。
, La nucléosynthèse stellaire est le terme u … La nucléosynthèse stellaire est le terme utilisé en astrophysique pour désigner l'ensemble des réactions nucléaires qui se produisent à l'intérieur des étoiles (fusion nucléaire et processus s) ou pendant leur destruction explosive (processus r, p, rp) et dont le résultat est la synthèse de la plupart des noyaux atomiques.La position d'une étoile sur le diagramme de Hertzsprung-Russell détermine en grande partie les éléments qu'elle synthétise.de partie les éléments qu'elle synthétise.
, La nucleosíntesi estel·lar és el conjunt d … La nucleosíntesi estel·lar és el conjunt de reaccions nuclears que tenen lloc en les estrelles per a fabricar elements més pesats. Aquests processos van començar a entendre's a principis del segle xx quan va quedar clar que solament les reaccions nuclears podien explicar la gran longevitat de la font de calor i llum del Sol. Aproximadament el 90% de l'energia produïda per les estrelles vindrà de les reaccions de fusió de l'hidrogen per a convertir-lo en heli. Més del 6% de l'energia generada vindrà de la fusió de l'heli en carboni. Mentre que la resta de fases de combustió tot just si contribuiran de forma apreciable a l'energia emesa per l'estrella al llarg de tota la seva vida. l'estrella al llarg de tota la seva vida.
, La nucleosintesi stellare è il termine che indica collettivamente le reazioni nucleari che avvengono all'interno di una stella, con l'effetto di produrre i nuclei degli elementi chimici.
, A nucleossíntese estelar é o conjunto de reações nucleares que tem lugar nas estrelas para fabricar elementos mais pesados. (Para informação sobre outros processos de síntese de elementos, ver nucleossíntese)
|
| rdfs:label |
Nucléosynthèse stellaire
, 恒星内元素合成
, Stellar nucleosynthesis
, Izarren nukleosintesi
, 恆星核合成
, Зоряний нуклеосинтез
, Nucleosintesi stellare
, 항성 핵합성
, Nukleosintesis bintang
, Nucleosíntesis estelar
, Ядерные реакции в звёздах
, Stela nukleosintezo
, Nucleosíntesi estel·lar
, تفاعلات الانصهار النجمي
, Nucleossíntese estelar
|
