Neon-burning process (original) (raw)

About DBpedia

ネオン燃焼過程（ネオンねんしょうかてい、英: Neon burning process）は大質量星（少なくとも8太陽質量）で起きる核融合過程である。 ネオンの燃焼は炭素燃焼過程によって恒星のコア中の炭素が全て消費されたあとに起こる。炭素の燃焼が終了するとコアの温度は低下する。コアは重力により圧縮され、密度と温度が上昇し、ネオンの燃焼が始まる。ネオンの燃焼には高温（1.2×109 K）と高圧（4×109 kg/m3）が必要とされる。このような高温では原子核の光崩壊（photodisintegration）が無視できなくなり、ネオン原子核の一部はアルファ粒子を放出して崩壊する。 反応が進行するとネオンが消費され、酸素とマグネシウムが生成する。酸素とマグネシウムはコアに蓄積していく。数年でコア中のネオンは全て消費され、コアの温度は再び低下する。重力によりコアが圧縮され、酸素燃焼過程が始まる。

Property Value
dbo:abstract El procés de combustió del neó és un conjunt de reaccions de fusió nuclear que tenen lloc a estels massius (de com a mínim 8 masses solars). La combustió del neó requereix altes temperatures i altes densitats ( al voltant de 1,2x109 K o 100 KeV i 4x109 kg/m³). A aquestes temperatures tan altes, la esdevé un efecte significatiu, per tant alguns nuclis de neó es descomponen, alliberant partícules alfa: 2010Ne + γ → ¹⁶₈O + 4₂He2010Ne + ²₄He → 2412Mg + γ De forma alternativa: 2010Ne + n → 2110Ne + γ2010Ne +²₄He → 2412Mg + n On el neutró consumit en el primer pas es regenera en el segon. La combustió del neó té lloc després que el procés de combustió del carboni hagi consumit tot el carboni del nucli i hagi construït un nou nucli d'oxigen/neó/magnesi. El nucli deixa de produir fusió i es contreu. Aquesta contracció incrementa la densitat i la temperatura fins al punt d'ignició de la combustió del neó. Durant la combustió del neó, l'oxigen i el magnesi s'acumulen en el nucli mentre es consumeix el neó. Després d'uns quants anys l'estel consumeix tot el seu neó i el nucli deixa de produir energia de fusió i es contreu. Una altra vegada, la pressió gravitatòria comprimeix el nucli central, incrementant la seva densitat i temperatura fins a iniciar el procés de combustió de l'oxigen. (ca) عملية احتراق النيون هي سلسلة من الاندماجات النووية التي تحدث في أنوية النجوم الضخمة (ثماني كتل شمسية على الأقل)، العملية تحتاج إلى حرارة وكثافة عاليتين للغاية تقدر بنحو بنحو 1.2 مليار كلفن، وضغط يقدر بنحو 4 مليارات كيلوغرام للمتر المكعب الواحد. في درجات حرارة وضغط كهذه يصبح تأثير الانحلال الضوئي بالغاً للغاية، لذا فإن بعض أنوية النيون تتحلل مطلقةً جسيمات ألفا. تبدأ عليمات حرق النيون بعد أن يُستهلك كل الكربون الموجود في نواة النجم، وبالتالي تتم عمليات بناء جديدة لكلٍ من الأكسجين والنيون والماغنيسيوم، حينها توقف النواة إنتاج الطاقة من عمليات الاندماج النووي، لكن عمليات الارتباط بين العناصر الثلاثة سالفة الذكر تزيد شيئاً فشيئاً، مما يزيد الحرارة والكثافة إلى أن يصلا للحد الذي يبدأ فيه احتراق النيون، ازدياد الحرارة هذا في النواة يؤدي إلى احتراق الكربون الموجود في قشرة النجم وهذا سيؤدي أيضاً إلى احتراق الهيليوم والهيدروجين كذلك بصفتهما أخف من الكربون على أية حال. خلال عملية حرق النيون يتراكم الماغنيسيوم والأكسجين في النواة، وخلال بضعة سنين سينفد كل مخزون النيون الموجود في النواة، فتقوم النواة من جديد بوقف إنتاج الطاقة من عمليات الاندماج، لكن الجاذبية الشديدة تؤدي مفعولها في النواة مما يزيد الحرارة والكثافة بشكل أكبر من أي وقت مضى، وبالتالي يتيح المجال لبدء عمليات حرق الأكسجين. (ar) El proceso de combustión del neón es un tipo de fusión nuclear que solo ocurre en estrellas masivas (al menos 8 MSolar). La combustión del neón requiere de altas temperaturas y de densidades cerca de 1.2×109 K y 4×109 kg/m³. A tales temperaturas la fotodesintegración se convierte en un efecto significante, algunas partículas de neón de descomponen, liberando partículas alfa así: 20Ne + γ → 16O + 4He Estas partículas alfa pueden ser recicladas para producir magnesio-24: 20Ne + 4He → 24Mg + γ Alternativamente: 20Ne(n,γ)21Ne(4He,n)24Mg Lo que produce el neutrón en el segundo paso puede ser reciclado en el primero. (es) Als Neonbrennen bezeichnet man eine Gruppe von Kernfusionsreaktionen im Inneren schwerer Sterne mit einer Ausgangsmasse von mindestens 10 Sonnenmassen, bei denen durch die Umwandlung des Ausgangsstoffes Neon Energie freigesetzt wird. Voraussetzung hierfür sind hohe Temperaturen von mindestens 1,2·109 Kelvin und hohe Dichten von mindestens 4·109 kg/m³. Das Neonbrennen setzt ein, wenn durch das vorangegangene Kohlenstoffbrennen der Kohlenstoff im Kern des Sterns aufgebraucht ist und ein Sauerstoff-Neon-Magnesium-Kern entstanden ist. Die Fusionsprozesse kommen zum Erliegen, woraufhin der Strahlungsdruck im Kern nicht mehr ausreicht, um der eigenen Gravitation entgegenzuwirken. Daher wird er so weit komprimiert, bis der dadurch bewirkte Temperatur- und Druckanstieg schließlich die Voraussetzungen für das Neonbrennen geschaffen hat. Normalerweise würde man erwarten, dass das Sauerstoffbrennen vor dem Neonbrennen einsetzt, bei derart hohen Temperaturen spielt aber die Photodesintegration von Neonkernen eine wichtige Rolle, welche im Vergleich zu den doppelt magischen Sauerstoffkernen instabiler sind. Dabei werden durch frühere Fusionsprozesse (siehe Kohlenstoffbrennen) erzeugte Neon-Kerne 20Ne durch hochenergetische Gammaquanten γ in Sauerstoff 16O und Helium 4He (α-Teilchen) gespalten: Die erste Reaktion ist zwar endotherm, das 4He kann aber mit einem weiteren 20Ne reagieren, um Magnesium 24Mg zu erzeugen: Effektiv kombinieren die beiden Reaktionen zu . In einem alternativen Reaktionsweg findet zunächst eine Neutronenanlagerung an das 20Ne statt, das anschließend mit einem α-Teilchen reagiert und unter Aussendung eines Neutrons n ebenfalls 24Mg bildet: Das im zweiten Schritt erzeugte Neutron kann in einen erneuten Durchlauf der Reaktion eingehen. Während des Neonbrennens reichert sich der Kern mit Sauerstoff und Magnesium an, welche am Ende 95 % der Zusammensetzung ausmachen, und Neon wird abgebaut. Nach wenigen Jahren (im Artikel Stern findet sich eine exemplarische Zeitskala für die Dauer der einzelnen Brennphasen) hat der Stern sein gesamtes Neon verbraucht, und der Kern kühlt sich erneut ab und wird durch die Gravitation komprimiert. Temperatur und Druck steigen erneut an, bis zum Einsetzen des Sauerstoffbrennens. (de) The neon-burning process is a set of nuclear fusion reactions that take place in evolved massive stars with at least 8 Solar masses. Neon burning requires high temperatures and densities (around 1.2×109 K or 100 keV and 4×109 kg/m3). At such high temperatures photodisintegration becomes a significant effect, so some neon nuclei decompose, releasing alpha particles: Alternatively: where the neutron consumed in the first step is regenerated in the second. Neon burning takes place after carbon burning has consumed all carbon in the core and built up a new oxygen–neon–sodium–magnesium core. The core ceases producing fusion energy and contracts. This contraction increases density and temperature up to the ignition point of neon burning. The increased temperature around the core allows carbon to burn in a shell, and there will be shells burning helium and hydrogen outside. During neon burning, oxygen and magnesium accumulate in the central core while neon is consumed. After a few years the star consumes all its neon and the core ceases producing fusion energy and contracts. Again, gravitational pressure takes over and compresses the central core, increasing its density and temperature until the oxygen-burning process can start. (en) En astrophysique, la fusion du néon (aussi anciennement désignée par « combustion du néon ») désigne un ensemble de réactions de fusion nucléaire qui ont lieu dans les étoiles d'au moins 8 masses solaires. Ces réactions se déroulent sur quelques années seulement et nécessitent des températures très élevées pour se produire, de l’ordre de 1,2 GK. Les principales réactions de fusion du néon sont : * Photodésintégration du néon 20, en oxygène 16 et hélium 4.2010Ne + γ → 42He + 168O * Réaction du néon 20 et de l'hélium 4 en magnésium 24 :2010Ne + 42He + γ → 2412Mg * Absorption d'un neutron par le néon 20, produisant l'isotope du néon 21.2010Ne + n + γ → 2110Ne * Réaction du néon 21 et de l'hélium 4 en magnésium 24 et libération d'un neutron, en partie absorbé dans le néon 20 :2110Ne + 42He → 2412Mg + n Lorsque le néon du cœur de l'étoile a été entièrement transformé en atomes plus lourds, les réactions de fusion du néon cessent et la pression gravitationnelle n'est plus compensée par la pression de radiations, ce qui provoque la contraction du cœur de l'étoile jusqu'à atteindre un nouvel équilibre hydrostatique. La densité et la température du cœur augmentent sous l'effet de cette compression accrue, jusqu'à permettre l'amorçage des réactions de fusion de l'oxygène. * Portail de l’astronomie * Portail de la physique (fr) Il processo di fusione del neon è un insieme di reazioni di fusione nucleare basate sul Neon che avvengono in stelle massicce (almeno 8 MSole). La fusione del Neon richiede alta temperatura e alta densità (circa 1,2×109 K e 4×109 kg/m³). A temperature così alte la fotodisintegrazione è importante e, così, alcuni nuclei di Neon si decompongono rilasciando particelle alfa 20Ne + γ → 16O + 4He Queste particelle alfa possono essere riutilizzate per produrre magnesio-24 20Ne + 4He → 24Mg + γ In alternativa 20Ne + n → 21Ne + γ21Ne + 4He → 24Mg + n dove il neutrone prodotto nel secondo passo può essere riutilizzato nel primo. La fusione del Neon avviene dopo che il processo di fusione del carbonio ha consumato tutto il carbonio nel nucleo creando un nuovo nucleo di Ossigeno-Neon-Magnesio. Il nucleo si raffredda e la forza di gravità prende il sopravvento comprimendolo ed aumentandone la densità e la temperatura finché non si raggiunge il punto di accensione della fusione del Neon. Durante la fusione del Neon, l'Ossigeno e il Magnesio si accumulano nel nucleo. Quando, dopo pochi anni, la stella ha esaurito il Neon, il nucleo si raffredda nuovamente dando inizio ad una nuova fase di compressione gravitazionale che incrementa la densità e la temperatura finché non inizia il processo di fusione dell'ossigeno. (it) ネオン燃焼過程（ネオンねんしょうかてい、英: Neon burning process）は大質量星（少なくとも8太陽質量）で起きる核融合過程である。 ネオンの燃焼は炭素燃焼過程によって恒星のコア中の炭素が全て消費されたあとに起こる。炭素の燃焼が終了するとコアの温度は低下する。コアは重力により圧縮され、密度と温度が上昇し、ネオンの燃焼が始まる。ネオンの燃焼には高温（1.2×109 K）と高圧（4×109 kg/m3）が必要とされる。このような高温では原子核の光崩壊（photodisintegration）が無視できなくなり、ネオン原子核の一部はアルファ粒子を放出して崩壊する。 反応が進行するとネオンが消費され、酸素とマグネシウムが生成する。酸素とマグネシウムはコアに蓄積していく。数年でコア中のネオンは全て消費され、コアの温度は再び低下する。重力によりコアが圧縮され、酸素燃焼過程が始まる。 (ja) 네온 연소 과정(neon burning process)은 초기 질량이 태양의 12배 이상인 별의 핵에서 일어나는 핵융합반응이다. 초고온 (1.2×109 K) 과 초고압 (약 4×109 kg/m3)이 필요하다. (ko) A fusão nuclear do neônio é um tipo de reação nuclear que só ocorre em estrelas massivas (pelo menos 8 MSolar). A fusão do neônio requer altas temperaturas e densidades de aproximadamente 1.2×109 K e 4×109 kg/m3. A tais temperaturas, a fotodesintegração se converte em um efeito significativo. Algumas partículas de neônio se decompõem, liberando partículas alfa, assim: 20Ne + γ → 16O + 4He Estas partículas alfa podem ser recicladas para produzir magnésio-24: 20Ne + 4He → 24Mg + γ Ou, alternativamente: 20Ne + n → 21Ne + γ21Ne + 4He → 24Mg + n Onde o nêutron consumido no primeiro passo é regenerado no segundo. A fusão do neônio toma lugar após a fusão do carbono ter consumido todo o carbono do núcleo e ter sido formado um novo núcleo de oxigênio/neônio/magnésio. O núcleo se esfria, a pressão gravitacional o comprime, aumentando a densidade e a temperatura até o ponto de ignição da fusão do neônio. Durante a fusão nuclear do neônio, oxigênio e magnésio acumulam-se no núcleo central enquanto o neônio é consumido. Após uns poucos anos, a estrela consome todo o seu neônio e o núcleo esfria mais uma vez. Consequentemente, a pressão gravitacional toma lugar e comprime o núcleo central, aumentando sua densidade e temperatura até que possa começar o processo de fusão nuclear do oxigênio. Estudam-se a formação de alumínio-26 e emissão e observação astronômica de raios gama em combustões de neônio explosivas, durante os processos de fusão do carbono. Igualmente, estudam-se os processos de fusão de neônio nas estrelas de massas acima de 4 massas solares onde já estabeleceu-se a fusão do oxigênio. Estuda-se a fusão de neônio em camadas externas ao núcleo de matéria degenerada. Os processos nucleares finais de estrelas massivas, incluindo a fusão de neônio, passando pela fusão de hélio e demais processos de núcleos mais leves, são importantes na formação de binários e estrelas de nêutrons duplas. Um campo de pesquisa é o processo de fusão do neônio e outros em estrelas supermassivas, com massas acima de 60 massas solares. A importância da fusão do neônio na emissão de raios cósmicos também é campo de estudos. (pt) Neonförbränning är samlingsnamnet på fusionsprocesser i en massiv stjärna där neon fusionerar till syre och magnesium som ackumuleras i stjärnans mitt. Neonförbränning äger rum i stjärnor > 8 M☉ när de svällt upp till röda superjättar och startar när temperaturen når 1,6 miljarder K. En stor del av energin som frigörs vid neonfusionen frigörs i form av neutriner istället för värme. Det gör att stjärnans förbränningshastighet ökar markant eftersom strålningstrycket, som förhindrar stjärnans kollaps, inte ökar i samma takt som förbränningen. Stjärnans neonkärna förbränns snabbt och redan efter ca 1 år är temperaturen i kärnan hög nog för att syreförbränning ska starta om stjärnan är tung nog. (sv) 氖燃燒過程是大質量恆星（至少8M☉）內進行的核融合反應，因為氖燃燒需要高溫和高密度（大約1.2×109 K和4×109千克/米3） 在如此的高溫下，光致蛻變成為很重要的作用，有一些氖核會分解，釋放出α粒子： 20Ne + γ → 16O + 4He 這些α粒子可以被回收產生鎂-24 20Ne + 4He → 24Mg + γ 或者，二選一的 20Ne + n → 21Ne + γ21Ne + 4He → 24Mg + n 此處，在第一階段消耗的中子，在第二階段又再重生了。 碳燃燒过程會將核心所有的碳几乎都耗盡，產生氧/氖/鎂的核心。核心冷卻會造成重力的再壓縮，使密度增加和溫度上昇達到氖燃燒的燃點。 當氖燃燒時，氖會被耗盡使核心只有氧和鎂堆積著。在氖被耗盡的數年之後，核心逐步降温、已趨於平靜，接着重力将再度擠壓核心，使密度和溫度上昇直到氧融合被啟動。 (zh) Горение неона — последовальность термоядерных реакций, протекающая в недрах массивных звёзд (не менее 8 солнечных масс). Для данного процесса необходимо наличие высокой температуры и плотности (1,2⋅109 К и 4⋅109 кг/м³). Основные реакции горения неона: Или: Для массивных звёзд (более 25 солнечных масс) длительность горения неона оценивается в 1 год. (ru) Ядерне горіння неону — послідовність термоядерних реакцій, що відбуваються в надрах масивних зір (не менше 8 мас Сонця). Для цього процесу необхідна наявність високої температури та густини (1,2× 109 К і 4× 109 кг/м³). Основні реакції горіння неону: Або: Для масивних зір (понад 25 мас Сонця) тривалість горіння неону оцінюється в 1 рік. (uk)
dbo:wikiPageExternalLink http://adsabs.harvard.edu/full/1974ApJ...193..169A
dbo:wikiPageID 1616027 (xsd:integer)
dbo:wikiPageLength 3097 (xsd:nonNegativeInteger)
dbo:wikiPageRevisionID 1081734152 (xsd:integer)
dbo:wikiPageWikiLink dbr:Carbon dbr:Neon dbr:Hydrogen dbc:Nucleosynthesis dbr:Gamma_ray dbr:Magnesium dbr:Star dbr:Stellar_evolution dbr:Density dbr:Magnesium-24 dbr:Helium dbr:Alpha_particle dbr:Nuclear_fusion dbr:Oxygen dbr:Oxygen-16 dbr:Carbon-burning_process dbr:Atomic_nucleus dbr:Kelvin dbr:Sodium dbr:Solar_mass dbr:Neutron dbr:Neon-20 dbr:Neon-21 dbr:Photodisintegration dbr:Oxygen-burning_process dbr:KeV
dbp:wikiPageUsesTemplate dbt:Star-stub dbt:Multiple_issues dbt:Nuclear_processes dbt:One_source dbt:Refimprove dbt:Reflist dbt:Nuclide
dcterms:subject dbc:Nucleosynthesis
gold:hypernym dbr:Set
rdf:type owl:Thing dbo:Place dbo:Location schema:Place dbo:CelestialBody dbo:Star
rdfs:comment ネオン燃焼過程（ネオンねんしょうかてい、英: Neon burning process）は大質量星（少なくとも8太陽質量）で起きる核融合過程である。 ネオンの燃焼は炭素燃焼過程によって恒星のコア中の炭素が全て消費されたあとに起こる。炭素の燃焼が終了するとコアの温度は低下する。コアは重力により圧縮され、密度と温度が上昇し、ネオンの燃焼が始まる。ネオンの燃焼には高温（1.2×109 K）と高圧（4×109 kg/m3）が必要とされる。このような高温では原子核の光崩壊（photodisintegration）が無視できなくなり、ネオン原子核の一部はアルファ粒子を放出して崩壊する。 反応が進行するとネオンが消費され、酸素とマグネシウムが生成する。酸素とマグネシウムはコアに蓄積していく。数年でコア中のネオンは全て消費され、コアの温度は再び低下する。重力によりコアが圧縮され、酸素燃焼過程が始まる。 (ja) 네온 연소 과정(neon burning process)은 초기 질량이 태양의 12배 이상인 별의 핵에서 일어나는 핵융합반응이다. 초고온 (1.2×109 K) 과 초고압 (약 4×109 kg/m3)이 필요하다. (ko) Neonförbränning är samlingsnamnet på fusionsprocesser i en massiv stjärna där neon fusionerar till syre och magnesium som ackumuleras i stjärnans mitt. Neonförbränning äger rum i stjärnor > 8 M☉ när de svällt upp till röda superjättar och startar när temperaturen når 1,6 miljarder K. En stor del av energin som frigörs vid neonfusionen frigörs i form av neutriner istället för värme. Det gör att stjärnans förbränningshastighet ökar markant eftersom strålningstrycket, som förhindrar stjärnans kollaps, inte ökar i samma takt som förbränningen. Stjärnans neonkärna förbränns snabbt och redan efter ca 1 år är temperaturen i kärnan hög nog för att syreförbränning ska starta om stjärnan är tung nog. (sv) 氖燃燒過程是大質量恆星（至少8M☉）內進行的核融合反應，因為氖燃燒需要高溫和高密度（大約1.2×109 K和4×109千克/米3） 在如此的高溫下，光致蛻變成為很重要的作用，有一些氖核會分解，釋放出α粒子： 20Ne + γ → 16O + 4He 這些α粒子可以被回收產生鎂-24 20Ne + 4He → 24Mg + γ 或者，二選一的 20Ne + n → 21Ne + γ21Ne + 4He → 24Mg + n 此處，在第一階段消耗的中子，在第二階段又再重生了。 碳燃燒过程會將核心所有的碳几乎都耗盡，產生氧/氖/鎂的核心。核心冷卻會造成重力的再壓縮，使密度增加和溫度上昇達到氖燃燒的燃點。 當氖燃燒時，氖會被耗盡使核心只有氧和鎂堆積著。在氖被耗盡的數年之後，核心逐步降温、已趨於平靜，接着重力将再度擠壓核心，使密度和溫度上昇直到氧融合被啟動。 (zh) Горение неона — последовальность термоядерных реакций, протекающая в недрах массивных звёзд (не менее 8 солнечных масс). Для данного процесса необходимо наличие высокой температуры и плотности (1,2⋅109 К и 4⋅109 кг/м³). Основные реакции горения неона: Или: Для массивных звёзд (более 25 солнечных масс) длительность горения неона оценивается в 1 год. (ru) Ядерне горіння неону — послідовність термоядерних реакцій, що відбуваються в надрах масивних зір (не менше 8 мас Сонця). Для цього процесу необхідна наявність високої температури та густини (1,2× 109 К і 4× 109 кг/м³). Основні реакції горіння неону: Або: Для масивних зір (понад 25 мас Сонця) тривалість горіння неону оцінюється в 1 рік. (uk) عملية احتراق النيون هي سلسلة من الاندماجات النووية التي تحدث في أنوية النجوم الضخمة (ثماني كتل شمسية على الأقل)، العملية تحتاج إلى حرارة وكثافة عاليتين للغاية تقدر بنحو بنحو 1.2 مليار كلفن، وضغط يقدر بنحو 4 مليارات كيلوغرام للمتر المكعب الواحد. في درجات حرارة وضغط كهذه يصبح تأثير الانحلال الضوئي بالغاً للغاية، لذا فإن بعض أنوية النيون تتحلل مطلقةً جسيمات ألفا. (ar) El procés de combustió del neó és un conjunt de reaccions de fusió nuclear que tenen lloc a estels massius (de com a mínim 8 masses solars). La combustió del neó requereix altes temperatures i altes densitats ( al voltant de 1,2x109 K o 100 KeV i 4x109 kg/m³). A aquestes temperatures tan altes, la esdevé un efecte significatiu, per tant alguns nuclis de neó es descomponen, alliberant partícules alfa: 2010Ne + γ → ¹⁶₈O + 4₂He2010Ne + ²₄He → 2412Mg + γ De forma alternativa: 2010Ne + n → 2110Ne + γ2010Ne +²₄He → 2412Mg + n On el neutró consumit en el primer pas es regenera en el segon. (ca) Als Neonbrennen bezeichnet man eine Gruppe von Kernfusionsreaktionen im Inneren schwerer Sterne mit einer Ausgangsmasse von mindestens 10 Sonnenmassen, bei denen durch die Umwandlung des Ausgangsstoffes Neon Energie freigesetzt wird. Voraussetzung hierfür sind hohe Temperaturen von mindestens 1,2·109 Kelvin und hohe Dichten von mindestens 4·109 kg/m³. Das Neonbrennen setzt ein, wenn durch das vorangegangene Kohlenstoffbrennen der Kohlenstoff im Kern des Sterns aufgebraucht ist und ein Sauerstoff-Neon-Magnesium-Kern entstanden ist. Die Fusionsprozesse kommen zum Erliegen, woraufhin der Strahlungsdruck im Kern nicht mehr ausreicht, um der eigenen Gravitation entgegenzuwirken. Daher wird er so weit komprimiert, bis der dadurch bewirkte Temperatur- und Druckanstieg schließlich die Voraussetzun (de) El proceso de combustión del neón es un tipo de fusión nuclear que solo ocurre en estrellas masivas (al menos 8 MSolar). La combustión del neón requiere de altas temperaturas y de densidades cerca de 1.2×109 K y 4×109 kg/m³. A tales temperaturas la fotodesintegración se convierte en un efecto significante, algunas partículas de neón de descomponen, liberando partículas alfa así: 20Ne + γ → 16O + 4He Estas partículas alfa pueden ser recicladas para producir magnesio-24: 20Ne + 4He → 24Mg + γ Alternativamente: 20Ne(n,γ)21Ne(4He,n)24Mg (es) The neon-burning process is a set of nuclear fusion reactions that take place in evolved massive stars with at least 8 Solar masses. Neon burning requires high temperatures and densities (around 1.2×109 K or 100 keV and 4×109 kg/m3). At such high temperatures photodisintegration becomes a significant effect, so some neon nuclei decompose, releasing alpha particles: Alternatively: where the neutron consumed in the first step is regenerated in the second. (en) En astrophysique, la fusion du néon (aussi anciennement désignée par « combustion du néon ») désigne un ensemble de réactions de fusion nucléaire qui ont lieu dans les étoiles d'au moins 8 masses solaires. Ces réactions se déroulent sur quelques années seulement et nécessitent des températures très élevées pour se produire, de l’ordre de 1,2 GK. Les principales réactions de fusion du néon sont : * Portail de l’astronomie * Portail de la physique (fr) Il processo di fusione del neon è un insieme di reazioni di fusione nucleare basate sul Neon che avvengono in stelle massicce (almeno 8 MSole). La fusione del Neon richiede alta temperatura e alta densità (circa 1,2×109 K e 4×109 kg/m³). A temperature così alte la fotodisintegrazione è importante e, così, alcuni nuclei di Neon si decompongono rilasciando particelle alfa 20Ne + γ → 16O + 4He Queste particelle alfa possono essere riutilizzate per produrre magnesio-24 20Ne + 4He → 24Mg + γ In alternativa 20Ne + n → 21Ne + γ21Ne + 4He → 24Mg + n (it) A fusão nuclear do neônio é um tipo de reação nuclear que só ocorre em estrelas massivas (pelo menos 8 MSolar). A fusão do neônio requer altas temperaturas e densidades de aproximadamente 1.2×109 K e 4×109 kg/m3. A tais temperaturas, a fotodesintegração se converte em um efeito significativo. Algumas partículas de neônio se decompõem, liberando partículas alfa, assim: 20Ne + γ → 16O + 4He Estas partículas alfa podem ser recicladas para produzir magnésio-24: 20Ne + 4He → 24Mg + γ Ou, alternativamente: 20Ne + n → 21Ne + γ21Ne + 4He → 24Mg + n (pt)
rdfs:label عملية احتراق النيون (ar) Procés de combustió del neó (ca) Neonbrennen (de) Proceso de combustión del neón (es) Fusion du néon (fr) Processo di fusione del neon (it) ネオン燃焼過程 (ja) 네온 연소 과정 (ko) Neon-burning process (en) Fusão nuclear do neônio (pt) Ядерное горение неона (ru) Neonförbränning (sv) 氖燃燒過程 (zh) Ядерне горіння неону (uk)
owl:sameAs freebase:Neon-burning process wikidata:Neon-burning process dbpedia-ar:Neon-burning process dbpedia-ca:Neon-burning process dbpedia-de:Neon-burning process dbpedia-es:Neon-burning process dbpedia-fa:Neon-burning process dbpedia-fr:Neon-burning process dbpedia-it:Neon-burning process dbpedia-ja:Neon-burning process dbpedia-ko:Neon-burning process http://lt.dbpedia.org/resource/Neono_degimo_procesas dbpedia-no:Neon-burning process dbpedia-pt:Neon-burning process dbpedia-ru:Neon-burning process http://si.dbpedia.org/resource/Neon-burning_process dbpedia-sv:Neon-burning process dbpedia-th:Neon-burning process dbpedia-tr:Neon-burning process dbpedia-uk:Neon-burning process dbpedia-vi:Neon-burning process dbpedia-zh:Neon-burning process https://global.dbpedia.org/id/88Jf
prov:wasDerivedFrom wikipedia-en:Neon-burning_process?oldid=1081734152&ns=0
foaf:isPrimaryTopicOf wikipedia-en:Neon-burning_process
is dbo:wikiPageRedirects of dbr:Neon_burning dbr:Neon_burning_process dbr:Neon_fusion
is dbo:wikiPageWikiLink of dbr:Index_of_physics_articles_(N) dbr:Star dbr:Stellar_evolution dbr:White_dwarf dbr:Oxygen-16 dbr:Carbon-burning_process dbr:Stellar_nucleosynthesis dbr:Outline_of_astronomy dbr:Oxygen-burning_process dbr:Neon_burning dbr:Neon_burning_process dbr:Neon_fusion
is foaf:primaryTopic of wikipedia-en:Neon-burning_process