Carbon-burning process (original) (raw)
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。
| Property | Value |
|---|---|
| dbo:abstract | عملية احتراق الكربون في علم الفلك (بالإنجليزية: Carbon-burning process ) هو تفاعل اندماج نووي يحدث في نجوم تكون كتلتها أكبر 4 مرات من كتلة الشمس أو أكثر ؛ ينتج من تلك التفاعلات طاقة تجعل النجم ساطعا مضيئا. ويبدأ اندماج الكربون في النجم بعدما يكون اندماج العناصر الأخف من الكربون قد شارف على الانتهاء . يجب ملاحظة ان تعبير احتراق الكربون إنما هو تعبير تاريخي خاطيء أو لا يعبر عن الحقيقة بدقة، فهو اندماج أنوية الكربون خلال تفاعلات نووية وليس احتراق بالمعنى الكيميائي. يحتاج اندماج الكربون إلى درجة حرارة أعلى من اندماج الهيدروجين في النجم، ويبدأ تفاعله بالفعل عندما تعلو درجة حرارة النجم إلى الدرجة التي تسمح باندماج الكربون . ويحافظ اندماج الكربون على ارتفاع درجة حرارة النجم ؛ بالتالي يحتفظ النجم بشكله الكروي حيث تعادل قوى الضعط الداخلي للنجم قوة الجاذبية التي تحاول انهيار مكونات النجم على نفسها. تلك القوتان تكونان في حالة توازن خلال عمر النجم . وطالما وجد وقود في النجم للاندماج تنشأ من اندماجه حرارة وضغط تعادل قوة الجاذبية، ويشع النجم طاقته في هيئة ضوء وحرارة، لهذا نجد النجم لامعا مضيئا. لكي يبدأ اندماج الكربون لابد من أن تكون درجة حرارة باطن النجم قد وصلت إلى نحو 6·108 كلفن أو أكثر و كثافتها أعلى من 2·108 كيلوجرام/متر³ . وتكون كفاءة إنتاج الطاقة متناسبة مع درجة الحرارة مرفوعة للأس 27 ؛ بمعنى أن زيادة قدرها 5% لدرجة حرارة باطن النجم تزيد من إنتاج الطاقة في النجم بمقدار 373 % [1]. (ar) El procés de combustió del carboni o fusió del carboni és un conjunt de reaccions de fusió nuclear que tenen lloc en els estels massius (més de 8 MSol en néixer) que han convertit en carboni tots els elements més lleugers. Calen altes temperatures (> 5 vegades;108 K o 50 KeV) i densitats (> 3 vegades;109 kg/m³). Aquestes xifres de la temperatura i la densitat són tan sols orientatives. Els estels més massius cremen el seu combustible nuclear més ràpidament, ja que han de compensar forces gravitatòries més grans per estar en (aproximadament) equilibri hidroestàtic. Això significa generalment temperatures més altes, encara que densitats menors que les dels estels menys massius . Per obtenir les xifres apropiades per una massa en concret, i un estat d'evolució concret, és necessari usar un model estel·lar numèric calculat amb algoritmes per ordinador. Aquests model s'afinen contínuament basant-se en els experiments de la física de partícules i en observacions astronòmiques (que inclouen observacions directes de la pèrdua de massa, la detecció de productes nuclears de l'observació de l'espectre després que la zones de convecció es desenvolupin en la superfície per regions de fusió-combustió – conegudes com a esdeveniments 'drenatge' – i llavors portar productes nuclears a la superfície, i moltes altres observacions rellevants per als models). (ca) Das Kohlenstoffbrennen ist eine Gruppe von Kernfusionsreaktionen, durch die in massereichen Sternen mit einer Ausgangsmasse von mindestens neun Sonnenmassen Energie freigesetzt wird.Dabei werden zwei Kohlenstoffkerne fusioniert. Sie tritt ein, nachdem die Fusion leichterer Elemente zum Erliegen gekommen ist. Der Begriff Kohlenstoffbrennen hat dabei nichts mit einer chemischen Verbrennung zu tun. Das Kohlenstoffbrennen setzt bei Kernmassen von mindestens 0,9 Sonnenmassen hohe Temperaturen von 6·108 Kelvin – 10·108 Kelvin und Dichten von über 105 g/cm³ voraus.Nur Sterne mit einer Anfangsmasse von ~9 Sonnenmassen erreichen diese Bedingungen. Der Energieumsatz ist dabei proportional zur 28. Potenz der Temperatur. Mithin bewirkt eine Erhöhung der Temperatur um 5 % eine Steigerung auf 392 % bei der Energiefreisetzung. (de) The carbon-burning process or carbon fusion is a set of nuclear fusion reactions that take place in the cores of massive stars (at least 8 at birth) that combines carbon into other elements. It requires high temperatures (> 5×108 K or 50 keV) and densities (> 3×109 kg/m3). These figures for temperature and density are only a guide. More massive stars burn their nuclear fuel more quickly, since they have to offset greater gravitational forces to stay in (approximate) hydrostatic equilibrium. That generally means higher temperatures, although lower densities, than for less massive stars. To get the right figures for a particular mass, and a particular stage of evolution, it is necessary to use a numerical stellar model computed with computer algorithms. Such models are continually being refined based on nuclear physics experiments (which measure nuclear reaction rates) and astronomical observations (which include direct observation of mass loss, detection of nuclear products from spectrum observations after convection zones develop from the surface to fusion-burning regions – known as dredge-up events – and so bring nuclear products to the surface, and many other observations relevant to models). (en) El proceso de combustión del carbono es una reacción nuclear de fusión que se da en estrellas masivas (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/m³ Al 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, este 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 y subsecuentemente con el , pero la evolución de las capas exteriores desde ese momento en adelante es tan rápida que normalmente no permite que continúe. * Datos: Q1075685 (es) La fusion du carbone, souvent appelée (de façon plus ambigüe) « combustion du carbone », est un ensemble de réactions de fusion nucléaire intervenant dans les étoiles d'au moins cinq masses solaires à leur formation qui, en leur cœur, ont converti en carbone tous leurs éléments plus légers. Ces réactions se déroulent à une température d'au moins 600 MK alors que la masse volumique des gaz atteint 2×108 kg/m3. Les principales réactions sont: * 126C + 126C → 2010Ne + 42He + 4,617 MeV * 126C + 126C → 2311Na + 11H + 2,241 MeV * 126C + 126C + 2,599 MeV → 2312Mg + 10n. D'autres réactions sont également possibles : * 126C + 126C → 2412Mg + 13,933 MeV * 126C + 126C + 113 keV → 168O + 2 42He. Ces réactions conduisent à l'accumulation d'oxygène, de magnésium et surtout de néon au cœur de l'étoile. Lorsqu'elles sont achevées, l'étoile se contracte sous l'effet de la baisse de la pression de radiation générée jusqu'alors par les réactions de fusion nucléaire. Les étoiles de moins de huit masses solaires éjectent leurs couches extérieures sous forme d'un puissant vent stellaire laissant apparaitre une naine blanche formée par le cœur inerte de l'étoile où se sont accumulés l'oxygène, le magnésium et le néon issus des réactions de fusion du carbone ; les étoiles de plus de huit masses solaires se contractent jusqu'à ce que la pression et la température au cœur de l'astre atteignent des valeurs permettant la fusion du néon. (fr) 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。 (ja) Il processo di fusione del carbonio è una reazione di fusione nucleare che avviene nelle stelle massicce (almeno 8 volte la massa solare) quando hanno esaurito tutti gli elementi più leggeri nel loro nucleo. Richiede elevate temperature (6×108 K) e densità (circa 2×108 kg/m³). (it) 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. (ko) Het proces van koolstoffusie of koolstofverbranding betreft een aantal nucleaire reacties die plaatsvinden in de kernen van massieve sterren (van ten minste 8 M☉ bij de stergeboorte) dat koolstof in andere elementen fuseert. Hiervoor zijn hoge temperaturen (> 5×108 K of 50 keV) en dichtheden (> 3×109 kg/m³) nodig. Deze getallen voor temperatuur en dichtheid zijn slechts indicatief. Massievere sterren verbruiken hun massa sneller, omdat zij met een grotere zwaartekracht te maken hebben in het hydrostatisch evenwicht. Dit betekent over het algemeen hogere temperaturen, alhoewel bij lagere dichtheden, dan voor minder massieve sterren. Om de juiste getallen behorende bij een bepaalde massa te verkrijgen kan men stellaire structuurmodellen gebruiken in combinatie met computeralgoritmen. Zulke modellen worden regelmatig verfijnd, gebaseerd op experimenten uit de kernfysica (die nucleaire reacties meten) en astronomische waarnemingen (zoals het direct observeren van massaverlies, nucleaire producten in het spectrum). (nl) Ядерное горение углерода — условное название ядерной реакции слияния ядер углерода-12 в недрах звёзд, с массой более 5-6 масс Солнца. Оно начинается при температуре около 8⋅108 К и плотности порядка 108 кг/м3. Далее приведены основные реакции «горения» углерода. Реакции с двухчастичным конечным состоянием: , Q = 4,617 МэВ, Q = 2,241 МэВ, Q = 2,599 МэВ, Q = 8,51 МэВ, Q = 13,933 МэВ Реакции с трёхчастичным конечным состоянием: , Q = 0,113 МэВ Образованные в этих реакциях нуклиды часто захватывают высвобождающиеся протоны, нейтроны и альфа-частицы. При этом образуется алюминий, кремний и некоторые другие соседние нуклиды: Для массивных звезд (более 25 солнечных масс) длительность горения углерода оценивается в 600 лет. (ru) Kolförbränning är en fusionsprocess där 2 kolatomer slås samman och bildar tyngre ämnen såsom neon och natrium och mindre mängder magnesium och syre. Fusionsprocessen förekommer endast i stjärnor > 4,5 M☉ och är den fusionsprocess som får stjärnan att gå från att vara en röd jätte med heliumförbränning till att bli en röd superjätte. För att kolförbränningen ska starta i en stjärna så krävs temperaturer på minst 810 miljoner K i dess kärna. (sv) 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. (pt) Ядерне горіння вуглецю — умовна назва ядерної реакції злиття ядер вуглецю-12 в надрах зір, з масою понад 5-6 мас Сонця. Воно починається при температурі близько 8× 108 К і густині порядку 108 кг/м3. Далі наведені основні реакції «горіння» вуглецю. Реакції з двохчастинним кінцевим станом: , Q = 4,617 МеВ, Q = 2,241 МеВ, Q = 2,599 МеВ, Q = 8,51 МеВ, Q = 13,933 МеВ Реакції з трьохчастинним кінцевим станом: , Q = 0,113 МеВ Утворені в цих реакціях нукліди часто захоплюють вивільнені протони, нейтрони та альфа-частинки. При цьому утворюється алюміній, кремній та деякі інші сусідні нукліди: (uk) 碳聚变过程是一種核融合反應，發生在質量較重的恆星（誕生時至少4 MSun以上）耗尽了核心內較輕的元素之後。它需要高溫（6×108 K）和高密度（大約2×108 kg/m3），主要过程是： 另一類為： 在氦的聚变停止後，碳聚变開始。當氦聚变時，恆星建立起一個富含碳和氧的惰性核心，一旦氦的密度降低至無法繼續聚变的水平時，核心便會因為重力而塌縮。體積的縮小造成核心的溫度和壓力上昇至碳聚变的临界溫度，這也會使圍繞著核心周圍的溫度上昇，使氦在鄰接核心的殼層內繼續聚变。於是恆星的體積增加，膨脹成為紅超巨星。 當碳聚变時，產物（氧、氖、鎂）堆積成新的惰性核。在一段時間之後（或許～一千年）碳的相对丰度將會降低至不能持續的程度，於是核心溫度開始下降並再次收縮。收縮會加熱核心使得氖开始聚变反应（參見氖融合）。圍繞著核心的碳殼層也會繼續聚变，而在更外面還有氦殼層和氫殼層在聚变。 在這個階段點上，質量在4-8倍太陽質量的恆星，變得不穩定並以巨大的恆星風將外面的殼層拋出，留下的就是以氧-氖-鎂核心的白矮星。 質量更大的恆星將繼續氖融合，但是從此刻起的演變是很快的，外殼通常來不及反應出變化。 (zh) |
| dbo:wikiPageID | 217717 (xsd:integer) |
| dbo:wikiPageLength | 14517 (xsd:nonNegativeInteger) |
| dbo:wikiPageRevisionID | 1103911906 (xsd:integer) |
| dbo:wikiPageWikiLink | dbr:Carbon-12 dbr:Proton–proton_chain_reaction dbr:Hydrogen dbr:Degenerate_matter dbc:Nucleosynthesis dbr:Mass-energy_equivalence dbr:S-process dbr:Nuclear_physics dbr:Electron dbr:Electronvolt dbr:Gamma_ray dbr:Star dbr:Density dbr:Magnesium-23 dbr:Magnesium-24 dbr:Mechanical_equilibrium dbr:CNO_cycle dbr:White_dwarf dbr:Dredge-up dbr:Helium dbr:Helium_flash dbr:Alpha_process dbr:Nuclear_fusion dbr:Oxygen-16 dbr:Pair_production dbr:Carbon_detonation dbr:Hydrostatic_equilibrium dbr:Sodium-23 dbr:Kelvin dbr:Planetary_nebula dbr:Solar_mass dbr:Neon-burning_process dbr:Neutrino dbr:Neutron dbr:Helium_fusion dbr:Neon-20 dbr:Excited_state dbr:Triple-alpha_process dbr:Stellar_structure dbr:Rest_mass dbr:Anti-particle dbr:KeV |
| dbp:wikiPageUsesTemplate | dbt:Main dbt:Nuclear_processes dbt:Redirect dbt:Reflist dbt:Short_description dbt:SubatomicParticle dbt:Nuclide |
| dct:subject | dbc:Nucleosynthesis |
| rdfs:comment | 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。 (ja) Il processo di fusione del carbonio è una reazione di fusione nucleare che avviene nelle stelle massicce (almeno 8 volte la massa solare) quando hanno esaurito tutti gli elementi più leggeri nel loro nucleo. Richiede elevate temperature (6×108 K) e densità (circa 2×108 kg/m³). (it) 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. (ko) Kolförbränning är en fusionsprocess där 2 kolatomer slås samman och bildar tyngre ämnen såsom neon och natrium och mindre mängder magnesium och syre. Fusionsprocessen förekommer endast i stjärnor > 4,5 M☉ och är den fusionsprocess som får stjärnan att gå från att vara en röd jätte med heliumförbränning till att bli en röd superjätte. För att kolförbränningen ska starta i en stjärna så krävs temperaturer på minst 810 miljoner K i dess kärna. (sv) 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. (pt) Ядерне горіння вуглецю — умовна назва ядерної реакції злиття ядер вуглецю-12 в надрах зір, з масою понад 5-6 мас Сонця. Воно починається при температурі близько 8× 108 К і густині порядку 108 кг/м3. Далі наведені основні реакції «горіння» вуглецю. Реакції з двохчастинним кінцевим станом: , Q = 4,617 МеВ, Q = 2,241 МеВ, Q = 2,599 МеВ, Q = 8,51 МеВ, Q = 13,933 МеВ Реакції з трьохчастинним кінцевим станом: , Q = 0,113 МеВ Утворені в цих реакціях нукліди часто захоплюють вивільнені протони, нейтрони та альфа-частинки. При цьому утворюється алюміній, кремній та деякі інші сусідні нукліди: (uk) 碳聚变过程是一種核融合反應，發生在質量較重的恆星（誕生時至少4 MSun以上）耗尽了核心內較輕的元素之後。它需要高溫（6×108 K）和高密度（大約2×108 kg/m3），主要过程是： 另一類為： 在氦的聚变停止後，碳聚变開始。當氦聚变時，恆星建立起一個富含碳和氧的惰性核心，一旦氦的密度降低至無法繼續聚变的水平時，核心便會因為重力而塌縮。體積的縮小造成核心的溫度和壓力上昇至碳聚变的临界溫度，這也會使圍繞著核心周圍的溫度上昇，使氦在鄰接核心的殼層內繼續聚变。於是恆星的體積增加，膨脹成為紅超巨星。 當碳聚变時，產物（氧、氖、鎂）堆積成新的惰性核。在一段時間之後（或許～一千年）碳的相对丰度將會降低至不能持續的程度，於是核心溫度開始下降並再次收縮。收縮會加熱核心使得氖开始聚变反应（參見氖融合）。圍繞著核心的碳殼層也會繼續聚变，而在更外面還有氦殼層和氫殼層在聚变。 在這個階段點上，質量在4-8倍太陽質量的恆星，變得不穩定並以巨大的恆星風將外面的殼層拋出，留下的就是以氧-氖-鎂核心的白矮星。 質量更大的恆星將繼續氖融合，但是從此刻起的演變是很快的，外殼通常來不及反應出變化。 (zh) عملية احتراق الكربون في علم الفلك (بالإنجليزية: Carbon-burning process ) هو تفاعل اندماج نووي يحدث في نجوم تكون كتلتها أكبر 4 مرات من كتلة الشمس أو أكثر ؛ ينتج من تلك التفاعلات طاقة تجعل النجم ساطعا مضيئا. ويبدأ اندماج الكربون في النجم بعدما يكون اندماج العناصر الأخف من الكربون قد شارف على الانتهاء . يجب ملاحظة ان تعبير احتراق الكربون إنما هو تعبير تاريخي خاطيء أو لا يعبر عن الحقيقة بدقة، فهو اندماج أنوية الكربون خلال تفاعلات نووية وليس احتراق بالمعنى الكيميائي. يحتاج اندماج الكربون إلى درجة حرارة أعلى من اندماج الهيدروجين في النجم، ويبدأ تفاعله بالفعل عندما تعلو درجة حرارة النجم إلى الدرجة التي تسمح باندماج الكربون . ويحافظ اندماج الكربون على ارتفاع درجة حرارة النجم ؛ بالتالي يحتفظ النجم بشكله الكروي حيث تعادل قوى الضعط الداخلي للنجم قوة الجاذبية التي تحاول انهيار مكونات النجم على نفسها. (ar) El procés de combustió del carboni o fusió del carboni és un conjunt de reaccions de fusió nuclear que tenen lloc en els estels massius (més de 8 MSol en néixer) que han convertit en carboni tots els elements més lleugers. Calen altes temperatures (> 5 vegades;108 K o 50 KeV) i densitats (> 3 vegades;109 kg/m³). (ca) Das Kohlenstoffbrennen ist eine Gruppe von Kernfusionsreaktionen, durch die in massereichen Sternen mit einer Ausgangsmasse von mindestens neun Sonnenmassen Energie freigesetzt wird.Dabei werden zwei Kohlenstoffkerne fusioniert. Sie tritt ein, nachdem die Fusion leichterer Elemente zum Erliegen gekommen ist. Der Begriff Kohlenstoffbrennen hat dabei nichts mit einer chemischen Verbrennung zu tun. (de) The carbon-burning process or carbon fusion is a set of nuclear fusion reactions that take place in the cores of massive stars (at least 8 at birth) that combines carbon into other elements. It requires high temperatures (> 5×108 K or 50 keV) and densities (> 3×109 kg/m3). (en) El proceso de combustión del carbono es una reacción nuclear de fusión que se da en estrellas masivas (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/m³ 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. * Datos: Q1075685 (es) La fusion du carbone, souvent appelée (de façon plus ambigüe) « combustion du carbone », est un ensemble de réactions de fusion nucléaire intervenant dans les étoiles d'au moins cinq masses solaires à leur formation qui, en leur cœur, ont converti en carbone tous leurs éléments plus légers. Ces réactions se déroulent à une température d'au moins 600 MK alors que la masse volumique des gaz atteint 2×108 kg/m3. Les principales réactions sont: * 126C + 126C → 2010Ne + 42He + 4,617 MeV * 126C + 126C → 2311Na + 11H + 2,241 MeV * 126C + 126C + 2,599 MeV → 2312Mg + 10n. (fr) Het proces van koolstoffusie of koolstofverbranding betreft een aantal nucleaire reacties die plaatsvinden in de kernen van massieve sterren (van ten minste 8 M☉ bij de stergeboorte) dat koolstof in andere elementen fuseert. Hiervoor zijn hoge temperaturen (> 5×108 K of 50 keV) en dichtheden (> 3×109 kg/m³) nodig. (nl) Ядерное горение углерода — условное название ядерной реакции слияния ядер углерода-12 в недрах звёзд, с массой более 5-6 масс Солнца. Оно начинается при температуре около 8⋅108 К и плотности порядка 108 кг/м3. Далее приведены основные реакции «горения» углерода. Реакции с двухчастичным конечным состоянием: , Q = 4,617 МэВ, Q = 2,241 МэВ, Q = 2,599 МэВ, Q = 8,51 МэВ, Q = 13,933 МэВ Реакции с трёхчастичным конечным состоянием: , Q = 0,113 МэВ Для массивных звезд (более 25 солнечных масс) длительность горения углерода оценивается в 600 лет. (ru) |
| rdfs:label | عملية احتراق الكربون (ar) Combustió del carboni (ca) Kohlenstoffbrennen (de) Proceso de combustión del carbono (es) Carbon-burning process (en) Fusion du carbone (fr) Processo di fusione del carbonio (it) 탄소 연소 과정 (ko) 炭素燃焼過程 (ja) Koolstoffusie (nl) Fusão nuclear do carbono (pt) Kolförbränning (sv) Ядерное горение углерода (ru) Ядерне горіння вуглецю (uk) 碳聚变 (zh) |
| owl:sameAs | freebase:Carbon-burning process wikidata:Carbon-burning process dbpedia-ar:Carbon-burning process dbpedia-ca:Carbon-burning process dbpedia-de:Carbon-burning process dbpedia-es:Carbon-burning process dbpedia-fa:Carbon-burning process dbpedia-fi:Carbon-burning process dbpedia-fr:Carbon-burning process dbpedia-it:Carbon-burning process dbpedia-ja:Carbon-burning process dbpedia-ko:Carbon-burning process http://lt.dbpedia.org/resource/Anglies_degimo_procesas dbpedia-nl:Carbon-burning process dbpedia-pt:Carbon-burning process dbpedia-ru:Carbon-burning process http://si.dbpedia.org/resource/Carbon-burning_process dbpedia-sv:Carbon-burning process dbpedia-th:Carbon-burning process dbpedia-tr:Carbon-burning process dbpedia-uk:Carbon-burning process dbpedia-vi:Carbon-burning process dbpedia-zh:Carbon-burning process https://global.dbpedia.org/id/9M46 |
| prov:wasDerivedFrom | wikipedia-en:Carbon-burning_process?oldid=1103911906&ns=0 |
| foaf:isPrimaryTopicOf | wikipedia-en:Carbon-burning_process |
| is dbo:wikiPageRedirects of | dbr:Carbon-burning dbr:Carbon_burning dbr:Carbon_burning_process dbr:Carbon_fusion |
| is dbo:wikiPageWikiLink of | dbr:Pycnonuclear_fusion dbr:Neon dbr:Index_of_physics_articles_(C) dbr:S-process dbr:Star dbr:Stellar_evolution dbr:Stellar_mass dbr:Type_II_supernova dbr:White_dwarf dbr:AB8_(star) dbr:Abundance_of_the_chemical_elements dbr:Stellar_nucleosynthesis dbr:Supernova_nucleosynthesis dbr:B2FH_paper dbr:Sodium dbr:Neon-burning_process dbr:Thermal_runaway dbr:Stellar_collision dbr:Outline_of_astronomy dbr:Carbon-burning dbr:Carbon_burning dbr:Carbon_burning_process dbr:Carbon_fusion |
| is foaf:primaryTopic of | wikipedia-en:Carbon-burning_process |