|
|
|
Polski Serwis Naukowy - OnLine od 1999 roku
 RSS
Dodaj do:
Warto przeczytać: Międzynarodowy zespół naukowców ustalił, że gwiazda supernowa zwana SN 2008ha, po raz pierwszy zaobserwowana w listopadzie 2008 r., jest mglistą, ubogą w wodór supernową. Ich odkrycie, częściowo finansowane przez Szósty program ramowy UE (PR6), może powiązać te wydarzenia z g... Finansowane ze środków unijnych badania, przeprowadzone przez zespół fizyków niemieckich, francuskich i węgierskich, wykazały w sposób rozstrzygający, że model standardowy w fizyce cząstek elementarnych - teoria opisująca podstawowe interakcje pomiędzy c... Wulgaryzmy, skrótowość konieczna przy korzystaniu z telefonu komórkowego i komputera, brutalizacja języka - to największe zagrożenia dla języka polskiego, jakie wskazywali uczestnicy Kongresu Języka Polskiego w Katowicach. W zgodnej opinii językoznawców ...
Ostatnio na Forum:
Dyskusje
8
odp.
4
odp. Reklama:
 Żółty nadolbrzymCzy wiesz że...? Hiperolbrzymy – najjaśniejsze i największe gwiazdy mające klasę jasności O. Są niezwykle rzadkie, najbliższy nam hiperolbrzym to VV Cephei odległy od Ziemi o około 3000 lat świetlnych. Hiperolbrzymy są nawet 100 razy masywniejsze od Słońca i tysiące razy jaśniejsze od niego. Średnice niektórych hiperolbrzymów są porównywalne ze średnicą orbity Saturna. Gwiazdy te żyją względnie krótko, około miliona lat. Terminem supernowa określa się kilka rodzajów kosmicznych eksplozji, które powodują powstanie na niebie niezwykle jasnego obiektu, który już po kilku tygodniach bądź miesiącach staje się niemal niewidoczny. Istnieją dwie możliwe drogi prowadzące do takiego wybuchu: w jądrze masywnej gwiazdy przestały zachodzić reakcje termojądrowe i pozbawiona ciśnienia promieniowania zaczyna zapadać się pod własnym ciężarem, lub też biały karzeł tak długo pobierał masę z sąsiedniej gwiazdy, aż przekroczył masę Chandrasekhara, co spowodowało eksplozję termojądrową. W obydwu przypadkach, następująca eksplozja supernowej z ogromną siłą wyrzuca w przestrzeń większość lub całą materię gwiazdy. Utworzona w ten sposób mgławica jest bardzo nietrwała i ulega całkowitemu zniszczeniu już po okresie kilkudziesięciu tysięcy lat, znikając zupełnie bez śladu. Z tego powodu w naszej Galaktyce znamy obecnie zaledwie 265 pozostałości po supernowych, choć szacunkowa liczba tego rodzaju wybuchów w ciągu ostatnich kilku miliardów lat jest rzędu wielu milionów. Żółty nadolbrzym – gwiazda, nadolbrzym typu widmowego F lub G. Gwiazdy te zwykle mają masę od 15 do 20 mas Słońca. Podobnie jak inne nadolbrzymy są to stare gwiazdy. Są one najczęściej w dość niestabilnej fazie przejściowej, prowadzącej zwykle dość szybko do przekształcenia w błękitnego lub czerwonego nadolbrzyma - w zależności od zawartości pierwiastków, uczestniczących w przemianach jądrowych w jądrach tych gwiazd. Do tej pory uważa się, że tylko nieliczne nadolbrzymy mogą spędzić dość długi czas w tej przejściowej fazie żółtego nadolbrzyma. Czerwony olbrzym – gwiazda będąca na schyłkowym etapie ewolucji. Nazwa pochodzi od ich obserwowanej barwy i dużych rozmiarów. Gwiazda po zsyntetyzowaniu helu z całej ilości wodoru w jądrze zaczyna syntezę helu z warstw wodoru położonych bliżej jej powierzchni, co powoduje znaczne zwiększenie rozmiarów gwiazdy. Jądro zaś zapada się pod wpływem sił grawitacji, co powoduje wzrost jego temperatury i w efekcie rozpoczęcie reakcji termojądrowych polegających na syntezie węgla z helu. Następuje zmniejszenie gęstości, temperatury i zmiana barwy gwiazdy w kierunku czerwieni.
Czerwony nadolbrzym – jeden z etapów rozwoju gwiazdy, charakteryzujący się dużymi rozmiarami, małą gęstością i niską temperaturą powierzchni. Następuje w chwili wyczerpania się w nich zapasów wodoru. Gwiazdy te mogą w rzadkich przypadkach wybuchać jako supernowe. Dotychczas zaobserwowano tylko kilka takich supernowych; najczęściej nadolbrzymy wybuchają jako supernowe, gdy są w fazie błękitnego nadolbrzyma (czyli gorętsze) lub w fazie czerwonego nadolbrzyma (czyli chłodniejsze). Nadolbrzym – gwiazda o masie od około 10 do 50 mas Słońca i promieniu dochodzącym nawet ponad 1500 promieni Słońca. Ich czas istnienia jest krótki, od 10 do 50 milionów lat, mogą więc być obserwowane w młodych strukturach, takich jak gromady otwarte, ramiona galaktyk spiralnych, czy galaktyki nieregularne. Nie obserwujemy ich w jądrach spiralnych galaktyk ani w galaktykach eliptycznych.
W astronomii typ widmowy to klasyfikacja gwiazd oparta na widmie światła wysyłanego przez gwiazdę. Widmo światła emitowanego przez gwiazdę jest określone przez trzy podstawowe parametry atmosfery gwiazdy, a mianowicie: Zobacz teżPrzypisy
Powyższa treść oraz zamieszczone w niej powiązane definicje/pojęcia - udostępniane są na licencji Creative Commons: uznanie autorstwa, na tych samych warunkach, z możliwością obowiązywania dodatkowych ograniczeń.
Zobacz szczegółowe informacje o warunkach korzystania
Wszystkie hasła znajdujące się w naszym mirrorze Wikipedii mają znaczenie informacyjne i edukacyjne. Nie mogą być traktowane jako porady. |
