Iron star
http://dbpedia.org/resource/Iron_star an entity of type: CelestialBody109239740
In der Astronomie ist ein Eisenstern ein hypothetischer, kompakter Stern, welcher im Universum in der extrem fernen Zukunft nach etwa 101500 Jahren auftreten könnte.
rdf:langString
En astronomía, una estrella de hierro es un tipo hipotético de estrella que podría darse en el Universo dentro de 101500 años asumiendo que el protón no se desintegre. La premisa detrás de ellas es que por un lado los núcleos ligeros de la materia normal acabarían por fusionarse debido al efecto túnel en hierro, más concretamente en hierro 56 (su isótopo más estable y también el elemento más estable de la naturaleza), y por otro que reacciones de fisión y emisión de partículas alpha acabarían por convertir los núcleos más pesados también en hierro, con el resultado de que los cuerpos de masas comparables a las de una estrella existentes por entonces quedarían convertidos en frías esferas de hierro.
rdf:langString
In astronomy, an iron star is a hypothetical type of compact star. Unrelatedly, the term "iron star" is also used for blue supergiants which have a forest of forbidden FeII lines in their spectra. They are potentially quiescent hot luminous blue variables. Eta Carinae has been described as a prototypical example.
rdf:langString
Bintang besi (Iron Star) adalah jenis bintang hipotesis yang terbentuk dari isotop besi-56. Bintang ini memiliki ukuran yang sama dengan bintang neutron. Bintang besi pertama diperkirakan muncul pada Era Kehancuran pada Alam Semesta, yang diperkirakan dimulai pada sekitar 101500 tahun kedepan. Pembentukan jenis bintang hipotetikal ini tergantung oleh dua hal. Pembentukan bintang besi dapat terjadi jika kia mengasumsikan bahwa proton tidak meluruh, dan kemaitan panas alam semesta tidak terjadi.
rdf:langString
鉄の星（てつのほし、英: iron star、独: Eisenstern、仏: étoile de fer、露: железная звезда）は、非常に遠い未来に出現が可能視される仮説上の天体。これが出現し得る前提として、陽子崩壊が存在しないことが必要（2020年2月現在、陽子崩壊の確たる証拠は得られていない。理論予測に反し、陽子は安定な粒子である可能性を否定できない）。高エネルギー加速器研究機構教授の松原隆彦によると、陽子崩壊が存在しないと仮定すると、あらゆる原子はいつか必ず鉄に変化する。鉄よりも原子番号が小さい元素は、トンネル効果により低温核融合を起こし、最終的に最も安定な鉄56に変換される。鉄よりも原子番号が大きい元素は、核分裂やアルファ崩壊によりやはり鉄に変換され、最終的に恒星質量の冷たい鉄の塊が生成する。フリーマン・ダイソンは、鉄の星が出現するのは101500年後であろうと計算している。なお、ダイソンは、年後には鉄の星もさらに安定な中性子星またはブラックホールに変化するであろうとする。
rdf:langString
In astronomia, un termine stella di ferro si riferisce ad un ipotetico tipo di stelle che possa formarsi nell'universo tra 101500 anni. Si suppone che la fusione a freddo a causa dell'effetto tunnel porrà i nuclei leggeri a trasformarsi in nuclei del . La fissione e il decadimento alfa porrà quindi i nuclei pesanti a decadere nel ferro, trasformando gli oggetti di massa stellare in sfere fredde di ferro. La formazione di stelle di questo tipo è possibile solo se il protone non decade o il suo tempo di dimezzamento è più lungo del tempo necessario per la formazione di una stella di questo tipo.
rdf:langString
아이언 스타(영어: Iron Star)는 천문학에서 약 1.0×101500년 후에 우주에서 나타날 가상의 별이다.
rdf:langString
Em astronomia, uma estrela de ferro é um tipo de estrela que pode ocorrer no universo em 101500 anos. A premissa por trás das estrelas de ferro estabelece que a fusão fria através do tunelamento quântico faria com que os núcleos leves se fundissem em núcleos de . Os processos de fissão e emissão de partículas-alfa fariam com que o núcleo pesado decaísse em ferro, convertendo objetos de massa estelar em esferas frias de ferro. A formação dessas estrelas só seria possível caso venha a ser comprovado que próton não decai.
rdf:langString
Желе́зная звезда́ — гипотетический тип звезды, которая может возникнуть во Вселенной за время около 101500 лет (несоизмеримо большее, чем современный возраст Вселенной — около 1,4·1010 лет). Предполагается, что подобная звезда может сформироваться за счёт холодного нуклеосинтеза, идущего путём квантового туннелирования, в результате которого лёгкие ядра превращаются в ядро наиболее стабильного из всех ядер изотопа железа 56Fe. Элементы, более тяжёлые, чем железо, тоже превращаются в последнее путём радиоактивного распада с излучением альфа-частиц. Образование таких звёзд возможно только в сценариях возможности длительного существования самой Вселенной и стабильности протона.
rdf:langString
Залізна зоря — гіпотетичний тип зорі, яка може виникнути у Всесвіті за час близько 101500 років (незрівнянно більше, ніж сучасний вік Всесвіту — близько 1,4·1010 років). Передбачається, що подібна зоря може формуватися за рахунок холодного нуклеосинтезу, що йде шляхом квантового тунелювання, в результаті якого легкі ядра перетворюються в ядро найбільш стабільного з усіх ядер ізотопу заліза Fe. Елементи, важчі, ніж залізо, теж перетворюються таким шляхом радіоактивного розпаду з випромінюванням альфа-частинок. Утворення таких зір можливе тільки в разі, якщо протон не розпадається.
rdf:langString
在天文學中，鐵星是一种存在于假设之中的天体，可能出現在恒星演化101500年后。量子遂穿效應所導致的核聚變應使小於鐵的物質融合成鐵-56，而自發裂變和核衰變也應使大於鐵的物質衰變成鐵，进而将整个恒星变成一个冰冷的铁球，此轉變時間将会非常之久。如果質子不会衰变，這种天体理论上可能在宇宙后期逐渐形成。
rdf:langString
في علم الفلك تطلق تسمية نجم حديدي على نوع نظري وافتراضي من النجوم قد يتواجد في المستقبل البعيد جداً إلى حد التطرف الشديد للغاية بعد 101500 عام. وجود هذا النوع من النجوم قائم على أساس حصول نوع من الاندماج البارد الذي يحصل عن طريق أنفاق ميكانيكا الكم، يؤدي أن ذرات الضوء في المادة العادية ستندمج مشكلةً نواة حديد-56. ثم الانبعاثات ستؤدي إلى اضمحلال ألفا وبالتالي ستضمحل العناصر الأثقل مكونةً أنوية الحديد، وفي النهاية ستتحول المادة في النجم إلى كرات حديدية باردة. تشكل هذه النجوم لا يمكن أن يحصل إذا .
rdf:langString
Une étoile de fer désigne un type hypothétique d'étoile qui se produirait dans un univers fini de Friedmann âgé de 101 500 ans. Décrite par Freeman Dyson, l'étoile résulterait d'une continuelle et extrêmement lente fusion nucléaire engendrée par effet tunnel, ramenant tous les atomes à du fer 56. Cette possibilité implique que le proton ne se désintègre pas, ou tout du moins qu'il a une demi-vie bien supérieure au temps de formation de ces astres. Ce stade est le devenir hypothétique des étoiles qui seront devenues des naines noires (après avoir été des naines blanches) formées de divers éléments synthétisés durant leur séquence principale, comme l'hélium ou bien le carbone, l'oxygène ou le néon. Éléments qui auront fusionné très lentement à basse température, à la densité de la matière él
rdf:langString
Gwiazda żelazna – hipotetyczny typ gwiazd, składający się wyłącznie z żelaza, który mógłby powstać we Wszechświecie za 101500 lat, gdyby protony były absolutnie trwałe. Zakładając, że rozszerzanie Wszechświata będzie zachodzić w nieskończoność (na co wskazują obserwacje – por. śmierć cieplna Wszechświata) oraz że rozpad protonu nie zachodzi lub jest niezwykle wolny (co nie zgadza się z obecnymi poglądami), Freeman Dyson doszedł do wniosku, że cała materia Wszechświata osiągnie zerową temperaturę, co może nastać za około 1065 lat.
rdf:langString
rdf:langString
نجم حديدي
rdf:langString
Eisenstern
rdf:langString
Estrella de hierro
rdf:langString
Bintang besi
rdf:langString
Étoile de fer
rdf:langString
Stella di ferro
rdf:langString
Iron star
rdf:langString
아이언 스타
rdf:langString
鉄の星
rdf:langString
Gwiazda żelazna
rdf:langString
Estrela de ferro
rdf:langString
Железная звезда
rdf:langString
Залізна зоря
rdf:langString
鐵星
rdf:langString
Formation of iron stars
xsd:integer
19532645
xsd:integer
1117292666
<second>
3.2030964E12
<second>
3.1897159776E12
rdf:langString
Only a possibility if protons do not decay.
rdf:langString
Fusion occurring via quantum tunnelling causing nuclei to fuse into iron-56 nuclei
rdf:langString
Formation of neutron stars and black holes
rdf:langString
في علم الفلك تطلق تسمية نجم حديدي على نوع نظري وافتراضي من النجوم قد يتواجد في المستقبل البعيد جداً إلى حد التطرف الشديد للغاية بعد 101500 عام. وجود هذا النوع من النجوم قائم على أساس حصول نوع من الاندماج البارد الذي يحصل عن طريق أنفاق ميكانيكا الكم، يؤدي أن ذرات الضوء في المادة العادية ستندمج مشكلةً نواة حديد-56. ثم الانبعاثات ستؤدي إلى اضمحلال ألفا وبالتالي ستضمحل العناصر الأثقل مكونةً أنوية الحديد، وفي النهاية ستتحول المادة في النجم إلى كرات حديدية باردة. تشكل هذه النجوم لا يمكن أن يحصل إذا . يعتقد أن سطح النجم النيوتروني مشكل من الحديد، لكن هذا لا يدخله في النجم سالف الذكر لأن النجم النيوتروني يختلف تماماً عن النجم الحديدي.
rdf:langString
In der Astronomie ist ein Eisenstern ein hypothetischer, kompakter Stern, welcher im Universum in der extrem fernen Zukunft nach etwa 101500 Jahren auftreten könnte.
rdf:langString
En astronomía, una estrella de hierro es un tipo hipotético de estrella que podría darse en el Universo dentro de 101500 años asumiendo que el protón no se desintegre. La premisa detrás de ellas es que por un lado los núcleos ligeros de la materia normal acabarían por fusionarse debido al efecto túnel en hierro, más concretamente en hierro 56 (su isótopo más estable y también el elemento más estable de la naturaleza), y por otro que reacciones de fisión y emisión de partículas alpha acabarían por convertir los núcleos más pesados también en hierro, con el resultado de que los cuerpos de masas comparables a las de una estrella existentes por entonces quedarían convertidos en frías esferas de hierro.
rdf:langString
In astronomy, an iron star is a hypothetical type of compact star. Unrelatedly, the term "iron star" is also used for blue supergiants which have a forest of forbidden FeII lines in their spectra. They are potentially quiescent hot luminous blue variables. Eta Carinae has been described as a prototypical example.
rdf:langString
Une étoile de fer désigne un type hypothétique d'étoile qui se produirait dans un univers fini de Friedmann âgé de 101 500 ans. Décrite par Freeman Dyson, l'étoile résulterait d'une continuelle et extrêmement lente fusion nucléaire engendrée par effet tunnel, ramenant tous les atomes à du fer 56. Cette possibilité implique que le proton ne se désintègre pas, ou tout du moins qu'il a une demi-vie bien supérieure au temps de formation de ces astres. Ce stade est le devenir hypothétique des étoiles qui seront devenues des naines noires (après avoir été des naines blanches) formées de divers éléments synthétisés durant leur séquence principale, comme l'hélium ou bien le carbone, l'oxygène ou le néon. Éléments qui auront fusionné très lentement à basse température, à la densité de la matière électronique dégénérée.
rdf:langString
Bintang besi (Iron Star) adalah jenis bintang hipotesis yang terbentuk dari isotop besi-56. Bintang ini memiliki ukuran yang sama dengan bintang neutron. Bintang besi pertama diperkirakan muncul pada Era Kehancuran pada Alam Semesta, yang diperkirakan dimulai pada sekitar 101500 tahun kedepan. Pembentukan jenis bintang hipotetikal ini tergantung oleh dua hal. Pembentukan bintang besi dapat terjadi jika kia mengasumsikan bahwa proton tidak meluruh, dan kemaitan panas alam semesta tidak terjadi.
rdf:langString
鉄の星（てつのほし、英: iron star、独: Eisenstern、仏: étoile de fer、露: железная звезда）は、非常に遠い未来に出現が可能視される仮説上の天体。これが出現し得る前提として、陽子崩壊が存在しないことが必要（2020年2月現在、陽子崩壊の確たる証拠は得られていない。理論予測に反し、陽子は安定な粒子である可能性を否定できない）。高エネルギー加速器研究機構教授の松原隆彦によると、陽子崩壊が存在しないと仮定すると、あらゆる原子はいつか必ず鉄に変化する。鉄よりも原子番号が小さい元素は、トンネル効果により低温核融合を起こし、最終的に最も安定な鉄56に変換される。鉄よりも原子番号が大きい元素は、核分裂やアルファ崩壊によりやはり鉄に変換され、最終的に恒星質量の冷たい鉄の塊が生成する。フリーマン・ダイソンは、鉄の星が出現するのは101500年後であろうと計算している。なお、ダイソンは、年後には鉄の星もさらに安定な中性子星またはブラックホールに変化するであろうとする。
rdf:langString
In astronomia, un termine stella di ferro si riferisce ad un ipotetico tipo di stelle che possa formarsi nell'universo tra 101500 anni. Si suppone che la fusione a freddo a causa dell'effetto tunnel porrà i nuclei leggeri a trasformarsi in nuclei del . La fissione e il decadimento alfa porrà quindi i nuclei pesanti a decadere nel ferro, trasformando gli oggetti di massa stellare in sfere fredde di ferro. La formazione di stelle di questo tipo è possibile solo se il protone non decade o il suo tempo di dimezzamento è più lungo del tempo necessario per la formazione di una stella di questo tipo.
rdf:langString
아이언 스타(영어: Iron Star)는 천문학에서 약 1.0×101500년 후에 우주에서 나타날 가상의 별이다.
rdf:langString
Em astronomia, uma estrela de ferro é um tipo de estrela que pode ocorrer no universo em 101500 anos. A premissa por trás das estrelas de ferro estabelece que a fusão fria através do tunelamento quântico faria com que os núcleos leves se fundissem em núcleos de . Os processos de fissão e emissão de partículas-alfa fariam com que o núcleo pesado decaísse em ferro, convertendo objetos de massa estelar em esferas frias de ferro. A formação dessas estrelas só seria possível caso venha a ser comprovado que próton não decai.
rdf:langString
Gwiazda żelazna – hipotetyczny typ gwiazd, składający się wyłącznie z żelaza, który mógłby powstać we Wszechświecie za 101500 lat, gdyby protony były absolutnie trwałe. Zakładając, że rozszerzanie Wszechświata będzie zachodzić w nieskończoność (na co wskazują obserwacje – por. śmierć cieplna Wszechświata) oraz że rozpad protonu nie zachodzi lub jest niezwykle wolny (co nie zgadza się z obecnymi poglądami), Freeman Dyson doszedł do wniosku, że cała materia Wszechświata osiągnie zerową temperaturę, co może nastać za około 1065 lat. Pomimo tego nadal zachodziłyby zarówno reakcje chemiczne, jak jądrowe, co powodowałoby, iż cała materia gwiazd powoli zamieniałaby się w żelazo-56, które jest najbardziej stabilnym pierwiastkiem chemicznym. Pierwiastki cięższe od żelaza będą się stopniowo rozpadać poprzez procesy rozszczepienia i rozpadu alfa, pierwiastki lżejsze od żelaza będą powoli łączyły się w procesie fuzji (zimnej fuzji) także w atomy żelaza. Gwiazdy żelazne miałyby strukturę białych karłów. Szacuje się, że taki proces może trwać 101500 lat. Następnie, po czasie oszacowanym na lat, żelazne białe karły zapadłyby się w wyniku kwantowego tunelowania do gwiazd neutronowych. Należy też wziąć pod uwagę czarne dziury, których powstawanie może zajmować czas zbliżony do powstawania gwiazd neutronowych, jeżeli czarne dziury muszą mieć przynajmniej masę Chandrasekhara, ale może też zajmować tylko lat, jeżeli najlżejsze możliwe czarne dziury mają masę Plancka (co Dyson uważa za najbardziej prawdopodobne), a nawet stosunkowo krótko, jeśli czarne dziury mogą mieć dowolnie małą masę.
rdf:langString
Желе́зная звезда́ — гипотетический тип звезды, которая может возникнуть во Вселенной за время около 101500 лет (несоизмеримо большее, чем современный возраст Вселенной — около 1,4·1010 лет). Предполагается, что подобная звезда может сформироваться за счёт холодного нуклеосинтеза, идущего путём квантового туннелирования, в результате которого лёгкие ядра превращаются в ядро наиболее стабильного из всех ядер изотопа железа 56Fe. Элементы, более тяжёлые, чем железо, тоже превращаются в последнее путём радиоактивного распада с излучением альфа-частиц. Образование таких звёзд возможно только в сценариях возможности длительного существования самой Вселенной и стабильности протона.
rdf:langString
Залізна зоря — гіпотетичний тип зорі, яка може виникнути у Всесвіті за час близько 101500 років (незрівнянно більше, ніж сучасний вік Всесвіту — близько 1,4·1010 років). Передбачається, що подібна зоря може формуватися за рахунок холодного нуклеосинтезу, що йде шляхом квантового тунелювання, в результаті якого легкі ядра перетворюються в ядро найбільш стабільного з усіх ядер ізотопу заліза Fe. Елементи, важчі, ніж залізо, теж перетворюються таким шляхом радіоактивного розпаду з випромінюванням альфа-частинок. Утворення таких зір можливе тільки в разі, якщо протон не розпадається.
rdf:langString
在天文學中，鐵星是一种存在于假设之中的天体，可能出現在恒星演化101500年后。量子遂穿效應所導致的核聚變應使小於鐵的物質融合成鐵-56，而自發裂變和核衰變也應使大於鐵的物質衰變成鐵，进而将整个恒星变成一个冰冷的铁球，此轉變時間将会非常之久。如果質子不会衰变，這种天体理论上可能在宇宙后期逐渐形成。
rdf:langString
Formation of a hypothetical type of compact star
xsd:nonNegativeInteger
4501