A fusão nuclear do carbono é uma reação nuclear de fusão que se dá em estrelas massivas (com no mínimo 4 MSol desde seu nascimento) que já tenham usado todos os elementos químicos mais leves em processos de fusão nuclear em seu núcleo. Para isto se requerem temperaturas de 6×108 K e densidades de 2×108 kg/m3. As principais reações são:

PropertyValue
dbpedia-owl:abstract
  • A fusão nuclear do carbono é uma reação nuclear de fusão que se dá em estrelas massivas (com no mínimo 4 MSol desde seu nascimento) que já tenham usado todos os elementos químicos mais leves em processos de fusão nuclear em seu núcleo. Para isto se requerem temperaturas de 6×108 K e densidades de 2×108 kg/m3. As principais reações são:
  • Das Kohlenstoffbrennen ist eine Kernfusionsreaktion, durch die in massereichen Sternen mit einer Ausgangsmasse von mindestens vier Sonnenmassen Energie erzeugt wird. Sie tritt ein, nachdem die Fusion leichterer Elemente zum Erliegen gekommen ist. Der irreführende Begriff Kohlenstoffbrennen ist historisch bedingt und hat dabei nichts mit einer chemischen Verbrennung zu tun.Das Kohlenstoffbrennen setzt hohe Temperaturen von über 6·108 Kelvin und Dichten von über 2·108 kg/m³ voraus. Der Energieumsatz ist dabei proportional zur 27. Potenz der Temperatur. Mithin bewirkt eine Erhöhung der Temperatur um 5 % eine Steigerung auf 373 % bei der Energiefreisetzung.
  • El proceso de combustión del carbono es una reacción nuclear de fusión que se da en estrellas másivas (con un mínimo de 4 MSol desde su nacimiento) que ya han usado todos los elementos químicos más ligeros en procesos de fusión nuclear en su núcleo. Para ello se requiere temperaturas de 6×108 K (unos 600 millones de grados celsius) y densidades de 2×108 kg/m3Al estar en fusión el helio, la estrella crea un núcleo inerte de carbono y oxígeno. Una vez agotado el helio en el núcleo al ser transmutado en carbono, éste se colapsa debido al detenimiento de las fusiones del helio, que existían en equilibrio con la gravedad, mientras que las capas superiores se expanden. El volumen en el núcleo disminuye, como consecuencia aumenta la densidad y temperatura del núcleo a los niveles necesarios para que el carbono pueda entrar en fusión. Una vez comenzada la combustión del carbono la temperatura en el núcleo de las estrella se eleva más aún, permitiendo que el hidrógeno y el helio alojados en la capas superiores se combustione de nuevo. En consecuencia de estos procesos, aumenta el tamaño de la estrella.Al fusionarse el carbono, los productos de la reacción (O, Mg, Ne) se acumulan en un nuevo núcleo inerte. Después de unos cuantos miles de años, el núcleo transmutado se enfría y contrae de nuevo. Esta contracción eleva de nuevo la temperatura y la densidad permitiendo que el neón pueda fusionar (ver Proceso de combustión del neón). Estas nuevas temperaturas permiten además que haya capas de carbono, helio e hidrógeno, externas al núcleo, que entren en fusión.En este punto, estrellas con masas entre 4 y 8 veces la masa del sol se desestabilizan y expulsan las capas exteriores, quedando una enana blanca con núcleo de O - Ne - Mg.Estrellas aún más masivas pueden continuar con el Proceso de combustión del oxígeno y subsecuentemente con el Proceso de combustión del silício, pero la evolución de las capas exteriores desde ese momento en adelante es tan rápida que normalmente no permite que continúe.
  • 炭素燃焼過程、炭素融合は炭素同士が融合する核融合反応。融合が始まるためには非常な高温(6×108 K か 50 KeV) 、高密度(おおよそ2×108 kg/m3)が必要となり、重さが誕生時に少なくとも太陽質量の5倍以上の恒星の場合、反応を起こすための条件を整えることができる。恒星は炭素燃焼が始まるまでに水素やヘリウムなどのより軽い元素を使い果たしている。これらの温度と密度の数字は目安に過ぎない。より大きく、重い恒星は強い重力を相殺して静水圧平衡で止めるために核融合の燃料となる軽い元素をより早く使いきる。つまり、低質量の星に比べ、密度はより低いものの高い温度であることを意味している。。個々の質量と個々の恒星の発展段階の正しい数値を得るには、コンピューターで算出された恒星モデルの数値を使うことが不可欠である。このようなモデルは天体観測と素粒子物理学の実験に基づいて絶えず洗練されている。素粒子物理学実験では核反応速度の測定が、天体観測では質量減少の直接観察、汲み上げと言われる恒星表面の対流圏が深くなって表面まで核生成物が出て来た時のスペクトル測定による検知、およびその他の関連する観測がこれらのモデルの作成に役立っている。
  • 탄소 연소 과정(carbon burning process)은 초기 질량이 태양의 8배 이상인 별의 핵에서 일어나는 핵융합반응이다. 초고온 (5×108 K) 과 초고압 (약 3×109 kg/m3)이 필요하다.
dbpedia-owl:wikiPageID
  • 1999988 (xsd:integer)
dbpedia-owl:wikiPageLength
  • 2729 (xsd:integer)
dbpedia-owl:wikiPageOutDegree
  • 22 (xsd:integer)
dbpedia-owl:wikiPageRevisionID
  • 92223179 (xsd:integer)
dbpedia-owl:wikiPageWikiLink
prop-fr:wikiPageUsesTemplate
dcterms:subject
rdfs:comment
  • A fusão nuclear do carbono é uma reação nuclear de fusão que se dá em estrelas massivas (com no mínimo 4 MSol desde seu nascimento) que já tenham usado todos os elementos químicos mais leves em processos de fusão nuclear em seu núcleo. Para isto se requerem temperaturas de 6×108 K e densidades de 2×108 kg/m3. As principais reações são:
  • 炭素燃焼過程、炭素融合は炭素同士が融合する核融合反応。融合が始まるためには非常な高温(6×108 K か 50 KeV) 、高密度(おおよそ2×108 kg/m3)が必要となり、重さが誕生時に少なくとも太陽質量の5倍以上の恒星の場合、反応を起こすための条件を整えることができる。恒星は炭素燃焼が始まるまでに水素やヘリウムなどのより軽い元素を使い果たしている。これらの温度と密度の数字は目安に過ぎない。より大きく、重い恒星は強い重力を相殺して静水圧平衡で止めるために核融合の燃料となる軽い元素をより早く使いきる。つまり、低質量の星に比べ、密度はより低いものの高い温度であることを意味している。。個々の質量と個々の恒星の発展段階の正しい数値を得るには、コンピューターで算出された恒星モデルの数値を使うことが不可欠である。このようなモデルは天体観測と素粒子物理学の実験に基づいて絶えず洗練されている。素粒子物理学実験では核反応速度の測定が、天体観測では質量減少の直接観察、汲み上げと言われる恒星表面の対流圏が深くなって表面まで核生成物が出て来た時のスペクトル測定による検知、およびその他の関連する観測がこれらのモデルの作成に役立っている。
  • 탄소 연소 과정(carbon burning process)은 초기 질량이 태양의 8배 이상인 별의 핵에서 일어나는 핵융합반응이다. 초고온 (5×108 K) 과 초고압 (약 3×109 kg/m3)이 필요하다.
  • Das Kohlenstoffbrennen ist eine Kernfusionsreaktion, durch die in massereichen Sternen mit einer Ausgangsmasse von mindestens vier Sonnenmassen Energie erzeugt wird. Sie tritt ein, nachdem die Fusion leichterer Elemente zum Erliegen gekommen ist. Der irreführende Begriff Kohlenstoffbrennen ist historisch bedingt und hat dabei nichts mit einer chemischen Verbrennung zu tun.Das Kohlenstoffbrennen setzt hohe Temperaturen von über 6·108 Kelvin und Dichten von über 2·108 kg/m³ voraus.
  • El proceso de combustión del carbono es una reacción nuclear de fusión que se da en estrellas másivas (con un mínimo de 4 MSol desde su nacimiento) que ya han usado todos los elementos químicos más ligeros en procesos de fusión nuclear en su núcleo. Para ello se requiere temperaturas de 6×108 K (unos 600 millones de grados celsius) y densidades de 2×108 kg/m3Al estar en fusión el helio, la estrella crea un núcleo inerte de carbono y oxígeno.
rdfs:label
  • Fusion du carbone (réaction nucléaire)
  • Carbon-burning process
  • Combustió del carboni
  • Fusão nuclear do carbono
  • Kohlenstoffbrennen
  • Proceso de combustión del carbono
  • Processo di fusione del carbonio
  • Ядерное горение углерода
  • 炭素燃焼過程
  • 탄소 연소 과정
owl:sameAs
http://www.w3.org/ns/prov#wasDerivedFrom
foaf:isPrimaryTopicOf
is dbpedia-owl:wikiPageRedirects of
is dbpedia-owl:wikiPageWikiLink of
is foaf:primaryTopic of