| dbo:abstract
|
- في الفيزياء الفلكية،عملية احتراق السيليكون هي متسلسلة قصيرة جداً من تفاعلات الاندماج النووي التي تحدث في النجوم العملاقة التي هي أكبر من كتلة الشمس بـ 8-11 مرة. تمثل عملية احتراق السيليكون نهاية لحياة النجوم التي نفدت الطاقة التي تمكنها من التواجد لفترات طويلة أثناء وجودهم في النسق الأساسي طبقاً لتصنيف هرتزشبرونج-راسل. تبدأ عملية احتراق السيليكون، عندما يبدأ انكماش النجم الناتج عن الجاذبية في رفع درجة حرارة نواة النجم إلى 2.7-3.5 مليار كلفن. تتوقف درجة حرارة نواة النجم على كتلته. عندما ينهي نجم عملية حرق السيليكون، فإنه يمكن أن ينفجر في ما يعرف باسم مستعر أعظم من الدرجة الثانية. (ar)
- En astrofísica, la combustió del silici és una seqüència molt breu de reaccions de fusió nuclear que es produeixen en estels massius amb un mínim de 8 a 11 masses solars. La combustió del silici és estadi final de fusió dels estels massius que han esgotat el combustible que els permet mantenir-se durant molt de temps en la seqüència principal del diagrama de Hertzsprung-Russell. Segueix els estadis previs de combustió de l'hidrogen, heli (el procés triple alfa), carboni, neó i l'oxigen. El procés de combustió del silici comença quan la contracció gravitatòria eleva la temperatura del nucli de l'estel fins als o 2.700–3.500 milions de kèlvins (GK). La temperatura exacta depèn de la massa. Quan un estel ha completar la fase de combustió del silici, no hi ha possibilitat de fusió posterior. L'estel s'esfondra catastròficament i pot explotar en el que es coneix com a supernova de tipus II. (ca)
- Als Siliciumbrennen bezeichnet man in der Astrophysik eine Gruppe von Kernfusionsreaktionen im Inneren schwerer Sterne mit einer Ausgangsmasse von mindestens elf Sonnenmassen, bei denen durch die Umwandlung des Ausgangsstoffes Silicium Energie freigesetzt wird. Das Siliciumbrennen dauert typischerweise nur wenige Wochen, es folgt auf das Sauerstoffbrennen. Das Siliciumbrennen ist der letzte Fusionsschritt für Sterne, die den nuklearen Brennstoff, der sie in ihrer langen Lebenszeit auf der Hauptreihe des Hertzsprung-Russell-Diagramms mit Energie versorgt hat, aufgebraucht haben. Das Siliciumbrennen beginnt, nachdem die Kerntemperatur durch Kontraktion auf 2,7·109 – 3,5·109 Kelvin gestiegen ist. Die exakte Temperatur ist massenabhängig, die Dichte beträgt mindestens 3·1010 kg/m³. Nach Ende des Siliciumbrennens sind keine weiteren Fusionsreaktionen mehr möglich. Das führt dazu, dass sich im Kern des Sterns immer mehr Fusionsprodukte (Eisen) anreichern und dieser beim Erreichen der Chandrasekhar-Grenze von ungefähr 1,26 Sonnenmassen endgültig kollabiert, was eine Kernkollaps-Supernova auslöst. (de)
- En astrophysique, la fusion du silicium (parfois appelée improprement combustion du silicium) est une phase de fusion nucléaire de quelques semaines (typiquement une à trois semaines) de la fin de vie d'une étoile d'au moins 8 masses solaires. Cette phase commence lorsque ces étoiles ont épuisé tous les combustibles de la séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russell (hydrogène, hélium, carbone, néon, oxygène, magnésium...), ce qui contracte leur cœur jusqu'à le porter à une température de 2,7 à 3,5 GK — la température dépendant de la masse de l'étoile. Une fois achevée la combustion du silicium, l'étoile peut exploser en une supernova de type II ou, si sa masse du cœur est supérieure à la limite d'Oppenheimer-Volkoff (3,3 M), conduire à la formation d'un trou noir. (fr)
- In astrophysics, silicon burning is a very brief sequence of nuclear fusion reactions that occur in massive stars with a minimum of about 8–11 solar masses. Silicon burning is the final stage of fusion for massive stars that have run out of the fuels that power them for their long lives in the main sequence on the Hertzsprung–Russell diagram. It follows the previous stages of hydrogen, helium, carbon, neon and oxygen burning processes. Silicon burning begins when gravitational contraction raises the star's core temperature to 2.7–3.5 billion kelvin (GK). The exact temperature depends on mass. When a star has completed the silicon-burning phase, no further fusion is possible. The star catastrophically collapses and may explode in what is known as a Type II supernova. (en)
- ケイ素燃焼過程（ケイそねんしょうかてい、英: silicon burning process) は太陽の8-11倍以上の質量を持つ大質量星で起きる核融合過程である。ケイ素燃焼過程はわずか2週間の過程である。ケイ素の燃焼は燃料を使い果たした恒星の終末プロセスであり、恒星がヘルツシュプルング・ラッセル図における主系列(main sequence)である長い期間の終わりである。ケイ素の燃焼はコアの温度が2.7–3.5×109 K であることが必要になる。正確な温度は質量に依存する。ケイ素の燃焼が終了した恒星は爆発を起こし、II型の超新星となる。 (ja)
- 규소 연소 과정(silicon burning process)은 질량이 적어도 태양의 12배인 큰 별에서 매우 짧은 시간 동안 일어나는 핵융합반응이다. 규소 연소는 항성이 헤르츠스프룽-러셀 도표상의 주계열성기간에서 그들의 연료를 오랜기간 소모한 후 수명이 다하기 직전에 일어난다. 규소연소과정은 항성의 중력이 항성의 핵을 27–35 억켈빈까지 끌어올렸을 때 일어난다. 정확한 온도는 질량에 따라 다르다. 항성이 규소 연소를 끝냈을 때, II형 초신성으로의 폭발이 일어나는 것이 알려져 있다. (ko)
- Il processo di fusione del silicio è una reazione di fusione nucleare che avviene nelle stelle massicce. Richiede temperature di 2,7×109 K e densità di 3×1010 kg/m³. Le reazioni che avvengono sono le seguenti: Il processo di fusione del silicio è estremamente rapido; una stella mediamente brucia il silicio accumulato nelle fasi precedenti in un solo giorno. Questo è anche l'ultimo passo nella vita di una stella, in quanto il prodotto finale, il ferro-56, è uno degli isotopi più stabili dell'Universo. La fusione non può procedere ulteriormente, se non tramite processi endotermici (quali la cattura di neutroni, vedi processo r, processo s), che richiedono per avvenire più energia di quanta ne producano. Il nucleo della stella non può produrre più energia e quindi si raffredda. Allora la contrazione gravitazionale non è più compensata dalla produzione di energia e il collasso della stella è inevitabile. Questo termina con l'esplosione di una supernova e la formazione di una stella di neutroni (o anche di un buco nero, se la stella è sufficientemente massiccia). La supernova rilascia un'enorme quantità di energia che rende possibile la formazione di nuclei più pesanti del ferro tramite il processo di cattura rapida di neutroni (il processo-r). (it)
- Горе́ние кре́мния — последовательность термоядерных реакций, протекающая в недрах массивных звёзд (минимум 8—11 солнечных масс), в ходе которой происходит превращение ядер кремния в ядра более тяжёлых элементов. Для данного процесса необходимо наличие высокой температуры (2,7—3,5⋅109 K, что соответствует кинетической энергии 230—300 кэВ) и плотности (105—106 г/см³). Стадия горения кремния следует за стадиями горения водорода, гелия, углерода, неона и кислорода; она является финальной стадией эволюции звезды за счёт термоядерных процессов. После её окончания в ядре звезды больше не остаётся доступных термоядерных источников энергии, поскольку в результате горения кремния образуются ядра группы железа, которые имеют максимальную энергию связи на один нуклон и более неспособны к термоядерным экзотермическим реакциям. Прекращение энерговыделения приводит к потере способности звёздного ядра противодействовать давлению внешних слоёв, к катастрофическому коллапсу звезды и вспышке сверхновой типа II. (ru)
- Em astrofísica, a fusão nuclear do silício é uma sequência de duas semanas de reações nucleares que ocorrem em estrelas massivas com um mínimo de 8–11 massas solares. A fusão do silício é um processo final para estrelas que tenham percorrido o caminho de esgotar seu material fissionável durante o longo período que permaneceram na sequência principal do diagrama de Hertzsprung-Russell. Esse processo inicia quando a contração gravitacional eleva a temperatura do núcleo da estrela a cerca de 2.7–3.5 bilhões de kelvin. A temperatura exata depende da massa. Quando uma estrela tem completada a fase de fusão do silício, ela pode explodir no que é conhecido como uma supernova de . (pt)
- Kiselförbränning är samlingsnamnet på fusionsprocesser i en massiv stjärna där kisel, svavel och andra atomer från syreförbränningen fusionerar till järn, nickel, krom, titan och andra tunga atomer med atomnummer ≤ 56. Kiselförbränning äger rum i stjärnor > 11 M☉ när de svällt upp till röda superjättar och startar när temperaturen når 3,3 miljarder K. En stor del av energin som frigörs vid kiselfusionen avgår i form av neutriner. Neutrinoutstrålningen frigör hela 7 000 000 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 kiselkärna förbränns snabbt och redan efter cirka 2 veckor är temperaturen i kärnan tillräckligt hög för att fusion av ännu tyngre ämnen skall påbörjas. När atomkärnor med fler än 56 nukleoner skapas så förbrukas energi vid fusionen, istället för att avges som tidigare, och stjärnan kollapsar i en supernovaexplosion. (sv)
- Горіння кремнію — дуже короткий астрофізичний процес, послідовність реакцій ядерного синтезу, що відбувається в зорях масою від 8 до 11 мас Сонця. Спалювання Силіцію — остання стадія нуклеосинтезу в масивних зорях перед тим, як у них закінчується паливо, що забезпечує їм тривале перебування на головній полідовності діаграми Герцшпрунга-Расселла. Це процес набирає силу після завершення процесів згорання Гідрогену, Гелію, Карбону, Неону й Оксигену. Ядерне горіння Силіцію починається тоді, коли гравітаційне стиснення підіймає температуру зоряної серцевини до 2,7-3,5 млрд кельвінів. Точне значення температури залежить від маси зорі. Коли фаза згорання Силіцію завершується, жоден інший процес ядерного синтезу стає неможливим. Зоря катастрофічно колапсує й може вибухнути як наднова типу II. (uk)
- 矽燃燒過程在天體物理的核融合反應序列中是非常短暫的過程，它發生在質量至少是8-11太陽質量的恆星。對恆星而言，矽燃燒是大質量恆星長期以來以核融合供應能量的最後階段，是燃料耗盡的生命終點，然後她們就將離開赫羅圖上的主序帶。它之前的幾個階段是氫、氦、碳、氖、和氧燃燒過程。 當重力收縮使恆星的核心溫度升高到27至35億K的高溫時，確實的溫度依據恆星的質量來決定，矽燃燒便開始了。當一顆恆星完成了矽燃燒階段之後，已經不再有燃料可供融合。恆星將發生災難式的坍塌，並且可能會爆炸成被稱為II型的超新星。 (zh)
|
| rdfs:comment
|
- في الفيزياء الفلكية،عملية احتراق السيليكون هي متسلسلة قصيرة جداً من تفاعلات الاندماج النووي التي تحدث في النجوم العملاقة التي هي أكبر من كتلة الشمس بـ 8-11 مرة. تمثل عملية احتراق السيليكون نهاية لحياة النجوم التي نفدت الطاقة التي تمكنها من التواجد لفترات طويلة أثناء وجودهم في النسق الأساسي طبقاً لتصنيف هرتزشبرونج-راسل. تبدأ عملية احتراق السيليكون، عندما يبدأ انكماش النجم الناتج عن الجاذبية في رفع درجة حرارة نواة النجم إلى 2.7-3.5 مليار كلفن. تتوقف درجة حرارة نواة النجم على كتلته. عندما ينهي نجم عملية حرق السيليكون، فإنه يمكن أن ينفجر في ما يعرف باسم مستعر أعظم من الدرجة الثانية. (ar)
- En astrophysique, la fusion du silicium (parfois appelée improprement combustion du silicium) est une phase de fusion nucléaire de quelques semaines (typiquement une à trois semaines) de la fin de vie d'une étoile d'au moins 8 masses solaires. Cette phase commence lorsque ces étoiles ont épuisé tous les combustibles de la séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russell (hydrogène, hélium, carbone, néon, oxygène, magnésium...), ce qui contracte leur cœur jusqu'à le porter à une température de 2,7 à 3,5 GK — la température dépendant de la masse de l'étoile. Une fois achevée la combustion du silicium, l'étoile peut exploser en une supernova de type II ou, si sa masse du cœur est supérieure à la limite d'Oppenheimer-Volkoff (3,3 M), conduire à la formation d'un trou noir. (fr)
- ケイ素燃焼過程（ケイそねんしょうかてい、英: silicon burning process) は太陽の8-11倍以上の質量を持つ大質量星で起きる核融合過程である。ケイ素燃焼過程はわずか2週間の過程である。ケイ素の燃焼は燃料を使い果たした恒星の終末プロセスであり、恒星がヘルツシュプルング・ラッセル図における主系列(main sequence)である長い期間の終わりである。ケイ素の燃焼はコアの温度が2.7–3.5×109 K であることが必要になる。正確な温度は質量に依存する。ケイ素の燃焼が終了した恒星は爆発を起こし、II型の超新星となる。 (ja)
- 규소 연소 과정(silicon burning process)은 질량이 적어도 태양의 12배인 큰 별에서 매우 짧은 시간 동안 일어나는 핵융합반응이다. 규소 연소는 항성이 헤르츠스프룽-러셀 도표상의 주계열성기간에서 그들의 연료를 오랜기간 소모한 후 수명이 다하기 직전에 일어난다. 규소연소과정은 항성의 중력이 항성의 핵을 27–35 억켈빈까지 끌어올렸을 때 일어난다. 정확한 온도는 질량에 따라 다르다. 항성이 규소 연소를 끝냈을 때, II형 초신성으로의 폭발이 일어나는 것이 알려져 있다. (ko)
- Em astrofísica, a fusão nuclear do silício é uma sequência de duas semanas de reações nucleares que ocorrem em estrelas massivas com um mínimo de 8–11 massas solares. A fusão do silício é um processo final para estrelas que tenham percorrido o caminho de esgotar seu material fissionável durante o longo período que permaneceram na sequência principal do diagrama de Hertzsprung-Russell. Esse processo inicia quando a contração gravitacional eleva a temperatura do núcleo da estrela a cerca de 2.7–3.5 bilhões de kelvin. A temperatura exata depende da massa. Quando uma estrela tem completada a fase de fusão do silício, ela pode explodir no que é conhecido como uma supernova de . (pt)
- 矽燃燒過程在天體物理的核融合反應序列中是非常短暫的過程，它發生在質量至少是8-11太陽質量的恆星。對恆星而言，矽燃燒是大質量恆星長期以來以核融合供應能量的最後階段，是燃料耗盡的生命終點，然後她們就將離開赫羅圖上的主序帶。它之前的幾個階段是氫、氦、碳、氖、和氧燃燒過程。 當重力收縮使恆星的核心溫度升高到27至35億K的高溫時，確實的溫度依據恆星的質量來決定，矽燃燒便開始了。當一顆恆星完成了矽燃燒階段之後，已經不再有燃料可供融合。恆星將發生災難式的坍塌，並且可能會爆炸成被稱為II型的超新星。 (zh)
- En astrofísica, la combustió del silici és una seqüència molt breu de reaccions de fusió nuclear que es produeixen en estels massius amb un mínim de 8 a 11 masses solars. La combustió del silici és estadi final de fusió dels estels massius que han esgotat el combustible que els permet mantenir-se durant molt de temps en la seqüència principal del diagrama de Hertzsprung-Russell. Segueix els estadis previs de combustió de l'hidrogen, heli (el procés triple alfa), carboni, neó i l'oxigen. (ca)
- Als Siliciumbrennen bezeichnet man in der Astrophysik eine Gruppe von Kernfusionsreaktionen im Inneren schwerer Sterne mit einer Ausgangsmasse von mindestens elf Sonnenmassen, bei denen durch die Umwandlung des Ausgangsstoffes Silicium Energie freigesetzt wird. Das Siliciumbrennen dauert typischerweise nur wenige Wochen, es folgt auf das Sauerstoffbrennen. Das Siliciumbrennen ist der letzte Fusionsschritt für Sterne, die den nuklearen Brennstoff, der sie in ihrer langen Lebenszeit auf der Hauptreihe des Hertzsprung-Russell-Diagramms mit Energie versorgt hat, aufgebraucht haben. (de)
- In astrophysics, silicon burning is a very brief sequence of nuclear fusion reactions that occur in massive stars with a minimum of about 8–11 solar masses. Silicon burning is the final stage of fusion for massive stars that have run out of the fuels that power them for their long lives in the main sequence on the Hertzsprung–Russell diagram. It follows the previous stages of hydrogen, helium, carbon, neon and oxygen burning processes. (en)
- Il processo di fusione del silicio è una reazione di fusione nucleare che avviene nelle stelle massicce. Richiede temperature di 2,7×109 K e densità di 3×1010 kg/m³. Le reazioni che avvengono sono le seguenti: (it)
- Kiselförbränning är samlingsnamnet på fusionsprocesser i en massiv stjärna där kisel, svavel och andra atomer från syreförbränningen fusionerar till järn, nickel, krom, titan och andra tunga atomer med atomnummer ≤ 56. Kiselförbränning äger rum i stjärnor > 11 M☉ när de svällt upp till röda superjättar och startar när temperaturen når 3,3 miljarder K. En stor del av energin som frigörs vid kiselfusionen avgår i form av neutriner. Neutrinoutstrålningen frigör hela 7 000 000 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 kiselkärna förbränns snabbt och redan efter cirka 2 veckor är temperaturen i kärnan tillräckligt hög för att f (sv)
- Горе́ние кре́мния — последовательность термоядерных реакций, протекающая в недрах массивных звёзд (минимум 8—11 солнечных масс), в ходе которой происходит превращение ядер кремния в ядра более тяжёлых элементов. Для данного процесса необходимо наличие высокой температуры (2,7—3,5⋅109 K, что соответствует кинетической энергии 230—300 кэВ) и плотности (105—106 г/см³). Стадия горения кремния следует за стадиями горения водорода, гелия, углерода, неона и кислорода; она является финальной стадией эволюции звезды за счёт термоядерных процессов. После её окончания в ядре звезды больше не остаётся доступных термоядерных источников энергии, поскольку в результате горения кремния образуются ядра группы железа, которые имеют максимальную энергию связи на один нуклон и более неспособны к термоядерным (ru)
- Горіння кремнію — дуже короткий астрофізичний процес, послідовність реакцій ядерного синтезу, що відбувається в зорях масою від 8 до 11 мас Сонця. Спалювання Силіцію — остання стадія нуклеосинтезу в масивних зорях перед тим, як у них закінчується паливо, що забезпечує їм тривале перебування на головній полідовності діаграми Герцшпрунга-Расселла. Це процес набирає силу після завершення процесів згорання Гідрогену, Гелію, Карбону, Неону й Оксигену. (uk)
|
