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參見 编辑
参考资料 编辑
- ^ (PDF). [2007-11-20]. （原始内容 (PDF)存档于2016-03-04）.
外部連結 编辑
- 恆星的死亡 （页面存档备份，存于互联网档案馆）
- JINA: Type Ia Supernova Flame Models （页面存档备份，存于互联网档案馆）
- A Computer Simulation of Carbon Detonation/Deflagration （页面存档备份，存于互联网档案馆）
碳閃, carbon, detonation, 是白矮星重新进行的劇烈的熱核融合, 这通常會形成, a超新星, 目录, 過程, 參見, 参考资料, 外部連結過程, 编辑白矮星要發生碳引爆, 通常只有在聯星的狀態下, 伴星要足夠的接近, 才能傾倒足夠的質量給白矮星, 而這還必須在伴星的演化進入最後階段時才會發生, 如果伴星供應了足夠的質量給垂死的恆星, 白矮星会因为质量增加而体积持续收缩, 收缩释放的重力势能使白矮星內部的壓力和溫度升高, 并最后足以引燃原先在核心不能燃燒的碳, 碳引爆一般都發生在白矮星的質量被累積至. 碳閃 Carbon detonation 是白矮星重新进行的劇烈的熱核融合 这通常會形成 a超新星 目录 1 過程 2 參見 3 参考资料 4 外部連結過程 编辑白矮星要發生碳引爆 通常只有在聯星的狀態下 伴星要足夠的接近 才能傾倒足夠的質量給白矮星 而這還必須在伴星的演化進入最後階段時才會發生 如果伴星供應了足夠的質量給垂死的恆星 白矮星会因为质量增加而体积持续收缩 收缩释放的重力势能使白矮星內部的壓力和溫度升高 并最后足以引燃原先在核心不能燃燒的碳 碳引爆一般都發生在白矮星的質量被累積至接近大約是1 4太陽質量的錢德拉塞卡極限时 電腦模擬顯示 在融合開始之前會有一系列的湍流 和由瑞利 泰勒不穩定性引起擴張的 氣泡 1 核融合前不穩定的湍流使恆星表面千瘡百孔 而因之前的千瘡百孔大量裸露的表面造成極端迅速的 燃燒 就是所知的 熱核火焰 這種快速的 燃燒 造成白矮星表面噴發性的爆炸 就是被看見的 a超新星 參見 编辑氦閃 核融合参考资料 编辑 Type Ia Supernova Flame Models PDF 2007 11 20 原始内容 PDF 存档于2016 03 04 外部連結 编辑恆星的死亡 页面存档备份 存于互联网档案馆 JINA Type Ia Supernova Flame Models 页面存档备份 存于互联网档案馆 A Computer Simulation of Carbon Detonation Deflagration 页面存档备份 存于互联网档案馆 取自 https zh wikipedia org w index php title 碳閃 amp oldid 73260538, 维基百科，wiki，书籍，书籍，图书馆，
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