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รายละเอียดคำ

ヘリウム燃焼過程

ヘリウム融合、ヘリウム燃焼過程はヘリウム同士が融合する核融合。 恒星は初期には水素の燃焼反応によってエネルギーとヘリウムを生産し、これによって恒星は徐々にヘリウムの多い状態に姿を変えていき、水素が減少し、水素の核融合は恒星表面で行われるようになる。恒星表面で核融合を行うようになると恒星内部で核融合

คำที่เกี่ยวข้อง

ネオン燃焼過程

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

ケイ素燃焼過程

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

炭素燃焼過程

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

酸素燃焼過程

酸素燃焼過程（さんそねんしょうかてい、英: oxygen burning process）は大質量星で起きる核融合過程である。酸素の燃焼は1.5×109 K の温度と4×1010 kg/m3 の圧力下で起こる。 以下に主な反応を示す： ネオン燃焼過程は恒星のコアに酸素とマグネシウムの不活性なコアを

燃焼

(1)もえること。 熱と光の発生を伴う激しい連鎖的な酸化反応。 さらに激しい場合は爆発となる。 酸化剤は普通は酸素であるが， 塩素・フッ素などの場合もある。 広義には， 熱や光を伴わない酸化反応にもいい， また， 原子炉内で進行する連鎖核分裂反応をもいう。 (2)（比喩的に）情熱やエネルギーのすべてを注ぎ込んで事にあたること。 「生命を～し尽くす」

過程

物事が変化・発展していくみちすじ。 プロセス。 「生産～」「変化の～にある」

燃焼ガス

燃焼ガス（ねんしょうガス）とは、燃焼反応が完結した後の気体のこと。既燃ガスともいう。 炭化水素系燃料を燃焼させた場合の燃焼ガスは、水蒸気、二酸化炭素、窒素酸化物、硫黄酸化物などに加え、燃焼反応には関与しなかった窒素、不完全燃焼生成物などの気体の混合物である。

燃焼熱

燃焼熱（ねんしょうねつ）とは、ある単位量の物質が完全燃焼した時に発生する熱量である。普通、物質1モルあるいは1グラム当たりの値が用いられ、単位はそれぞれ「J mol−1」「J g−1」で表される。 標準状態 (298.15K, 105Pa)の理想系において、物質1molが完全燃焼

燃焼器

流量の全量と噴射される燃料の総空燃比（重量比）は40 - 120:1程度である。燃焼器の上流部では、燃料噴射ノズルの周囲のオリフィスの機能を持った旋回案内羽根（Swirler、スワラー） から、14 - 18:1程度の混合比になるように空気流量

燃焼室

エンジンの場合には噴射ノズルによって圧力が解放される方向を指定することで、圧力を推力として利用出来る。 レシプロエンジンなどは間欠燃焼であり、吸気によっても燃焼室表面の温度が下げられるのに対し、ロケットエンジンやジェットエン

R過程

r過程（アールかてい, r-process）とは、中性子星の衝突などの爆発的な現象によって起こる、元素合成（超新星元素合成）における中性子を多くもつ鉄より重い元素のほぼ半分を合成する過程のこと。これは迅速かつ連続的に中性子をニッケル56のような核種に取り込むことによって起きる。そのためこの過程はr (Rapid)

ベルヌーイ過程

がコイントスの列を表すとき、そのベルヌーイ過程はコイントスの結果を整数の列で表したものである。 ほとんど全てのベルヌーイ列は、エルゴード列である。 全ての試行は2つの値のいずれかをとるので、試行の列は実数を二進記数法で表したものと見ることもできる。確率 p が 1/2 なら、全ての2進数列が同じ確率で生成され、ベルヌーイ過程

ペンローズ過程

の進みがゼロになるように見えることと同義）。質量を持つ粒子は必ず光速度未満で運動しなければならないので、無限遠にいる静止した観測者から見て、質量を持つ粒子は必ず回転して見える。時空の引き摺りをフォークが刺さったシーツに喩えると、フォークが回転するにつれシーツは引き摺ら

ウィーナー過程

過程を特徴付ける方法もある。このような表現はカルーネン-レーヴェの定理（英語版）を用いることで得られる。 平均 0, 分散 1 の独立同分布な離散時間連鎖のスケーリングの極限は、ウィーナー過程に確率収束する（ドンスカーの定理（英語版））。酔歩と同様にウィーナー過程は、一次元または二次元において再帰的

S過程

中性子束の密度が適切な時に種核種である鉄から出来ると示した。また、ある一定の密度の中性子束によっては観測されているS過程元素の分布量を説明することは出来ず、中性子束の密度は広い範囲に渡っていることが必要であることが示された。中性子束に晒される鉄の種核種の数はその中性子束

ガウス過程

process）は連続時間確率過程の一種である。この概念はカール・フリードリッヒ・ガウスの名にちなんでいるが、それは単に正規分布がガウス分布とも呼ばれるためであり、しかも正規分布はガウスが最初に研究したというわけでもない。いくつかの文献（たとえば下記のSimonの著書）では、確率変数 Xt の期待値が

Rp過程

rp過程(rp かてい,高速陽子捕獲過程 英: rapid proton capture process) は、種核種に連続的に陽子が捕獲され重元素を作り出す過程である.これは元素合成過程であり、 s過程やr過程とともに宇宙に存在する重元素の生成にかかわっている。しかしながら、他の元素合成過程

P過程

p過程（pかてい、英: p-process） は、恒星核崩壊を伴う超新星爆発の際起きる元素合成（超新星元素合成）のうち、陽子の多い鉄より重い重元素が生成される過程である。 p過程が1957年の有名なB2FH論文 で提案されたとき、その過程の物理は解明されていなかった。著者たちは鉄より重い核は、一般的

マルコフ過程

マルコフ過程（マルコフかてい、英: Markov process）とは、マルコフ性をもつ確率過程のことをいう。すなわち、未来の挙動が現在の値だけで決定され、過去の挙動と無関係であるという性質を持つ確率過程である。 このような過程は例えば、確率的にしか記述できない物理現象の時間発展の様子に見られる。な