47,696 matches
-
octombrie 2005. A debutat în Liga Campionilor în septembrie 2010, când a condus partida dintre AC Milan și AJ Auxerre. Este arbitrul român cu cele mai multe finale de Cupa României conduse și este pe locul 1 și în topul celor mai multe confruntări Steaua - Dinamo arbitrate. Arbitru din 1994, a debutat în Divizia A în 10 septembrie 2000, când a condus la centru o confruntare dintre Steaua București și FC Brașov. A condus peste 340 de meciuri în Liga 1 din România, fiind din
Cristian Balaj () [Corola-website/Science/317462_a_318791]
-
cu cele mai multe finale de Cupa României conduse și este pe locul 1 și în topul celor mai multe confruntări Steaua - Dinamo arbitrate. Arbitru din 1994, a debutat în Divizia A în 10 septembrie 2000, când a condus la centru o confruntare dintre Steaua București și FC Brașov. A condus peste 340 de meciuri în Liga 1 din România, fiind din acest punct de vedere pe locul 2 în clasamentul All Time. Deține recordul celor mai multe finale de Cupa România arbitrate (2002, 2004, 2009 și
Cristian Balaj () [Corola-website/Science/317462_a_318791]
-
de vedere pe locul 2 în clasamentul All Time. Deține recordul celor mai multe finale de Cupa România arbitrate (2002, 2004, 2009 și 2013) și este pe locul 1, alături de Aurel Bentu, în topul arbitrilor care au condus derby-ul clasic al României, Steaua - Dinamo, cu 9 astfel de meciuri oficiate (primul în mai 2002, cel mai recent în aprilie 2016). Este arbitru FIFA din 2003, primul său meci internațional fiind cel dintre Elfsborg și Spartak Moscova, în primul tur al Cupei UEFA, partidă
Cristian Balaj () [Corola-website/Science/317462_a_318791]
-
O supernovă de tip II aparține unei subcategorii de stele variabile cataclismice cunoscute sub denumirea de supernove cu colaps al miezului, ce rezultă din prăbușirea internă și explozia violentă a unei stele masive. Prezența hidrogenului în spectrul său este cea care distinge o supernovă de tip II de alte clase
Supernovă de tip II () [Corola-website/Science/317469_a_318798]
-
O supernovă de tip II aparține unei subcategorii de stele variabile cataclismice cunoscute sub denumirea de supernove cu colaps al miezului, ce rezultă din prăbușirea internă și explozia violentă a unei stele masive. Prezența hidrogenului în spectrul său este cea care distinge o supernovă de tip II de alte clase de supernove. O stea trebuie să aibă o masă de cel puțin 9 ori mai mare decât cea a Soarelui pentru a
Supernovă de tip II () [Corola-website/Science/317469_a_318798]
-
său este cea care distinge o supernovă de tip II de alte clase de supernove. O stea trebuie să aibă o masă de cel puțin 9 ori mai mare decât cea a Soarelui pentru a suferi acest tip de colaps. Stelele masive generează energie prin fuziunea nucleară a elementelor. Spre deosebire de Soare, aceste stele posedă masa necesară pentru a fuziona elemente cu masă atomică mai mare decât hidrogenul și heliul. Steaua evoluează pentru a favoriza fuziunea acestor elemente de masă mare, în
Supernovă de tip II () [Corola-website/Science/317469_a_318798]
-
clase de supernove. O stea trebuie să aibă o masă de cel puțin 9 ori mai mare decât cea a Soarelui pentru a suferi acest tip de colaps. Stelele masive generează energie prin fuziunea nucleară a elementelor. Spre deosebire de Soare, aceste stele posedă masa necesară pentru a fuziona elemente cu masă atomică mai mare decât hidrogenul și heliul. Steaua evoluează pentru a favoriza fuziunea acestor elemente de masă mare, în permanentă acumulare, până când, în cele din urmă, se formează un miez de
Supernovă de tip II () [Corola-website/Science/317469_a_318798]
-
decât cea a Soarelui pentru a suferi acest tip de colaps. Stelele masive generează energie prin fuziunea nucleară a elementelor. Spre deosebire de Soare, aceste stele posedă masa necesară pentru a fuziona elemente cu masă atomică mai mare decât hidrogenul și heliul. Steaua evoluează pentru a favoriza fuziunea acestor elemente de masă mare, în permanentă acumulare, până când, în cele din urmă, se formează un miez de fier. Fuziunea nucleară a fierului nu produce energie suficientă pentru a susține steaua, și astfel miezul devine
Supernovă de tip II () [Corola-website/Science/317469_a_318798]
-
decât hidrogenul și heliul. Steaua evoluează pentru a favoriza fuziunea acestor elemente de masă mare, în permanentă acumulare, până când, în cele din urmă, se formează un miez de fier. Fuziunea nucleară a fierului nu produce energie suficientă pentru a susține steaua, și astfel miezul devine o masă inertă susținută doar de presiunea de degenerare a electronilor. Această presiune se creează atunci când orice compresie suplimentară a stelei ar obliga electronii să ocupe aceeași stare cuantică, ceea ce nu este posibil pentru acest tip
Supernovă de tip II () [Corola-website/Science/317469_a_318798]
-
un miez de fier. Fuziunea nucleară a fierului nu produce energie suficientă pentru a susține steaua, și astfel miezul devine o masă inertă susținută doar de presiunea de degenerare a electronilor. Această presiune se creează atunci când orice compresie suplimentară a stelei ar obliga electronii să ocupe aceeași stare cuantică, ceea ce nu este posibil pentru acest tip de particulă. (Vezi Principiul de excluziune.) Când masa miezului de fier depășește 1,44 mase solare (limita Chandrasekhar), se declanșează o implozie. Miezul se contractă
Supernovă de tip II () [Corola-website/Science/317469_a_318798]
-
curbelor luminoase—grafice ale luminozității în raport cu timpul—din urma exploziei. Supernovele de tip II-L prezintă o scădere liniară a curbei luminoase, pe când cele de tip II-P prezintă o perioadă de scădere lentă (un „platou”), urmată de o scădere normală. Stelele mult mai masive decât soarele evoluează în moduri mai complexe. În miezul Soarelui, atomii de hidrogen fuzionează transformându-se în heliu și eliberând energie termică ce încălzește miezul Soarelui și furnizează o presiune ce împiedică straturile superioare să se prăbușească
Supernovă de tip II () [Corola-website/Science/317469_a_318798]
-
își reduc intensitatea și gravitația cauzează contracția miezului. Această contracție duce la creșterea suficient de mare a temperaturii pentru a iniția o fază scurtă de fuziune a heliului, care durează mai puțin de 10% din durata de viață a unei stele. În stelele mai mici de opt mase solare, carbonul produs de fuziunea heliului nu fuzionează mai departe, iar steaua se răcește treptat, devenind o pitică albă. Piticele albe, dacă au o companioană apropiată, pot deveni apoi supernove de tip Ia
Supernovă de tip II () [Corola-website/Science/317469_a_318798]
-
intensitatea și gravitația cauzează contracția miezului. Această contracție duce la creșterea suficient de mare a temperaturii pentru a iniția o fază scurtă de fuziune a heliului, care durează mai puțin de 10% din durata de viață a unei stele. În stelele mai mici de opt mase solare, carbonul produs de fuziunea heliului nu fuzionează mai departe, iar steaua se răcește treptat, devenind o pitică albă. Piticele albe, dacă au o companioană apropiată, pot deveni apoi supernove de tip Ia. O stea
Supernovă de tip II () [Corola-website/Science/317469_a_318798]
-
a iniția o fază scurtă de fuziune a heliului, care durează mai puțin de 10% din durata de viață a unei stele. În stelele mai mici de opt mase solare, carbonul produs de fuziunea heliului nu fuzionează mai departe, iar steaua se răcește treptat, devenind o pitică albă. Piticele albe, dacă au o companioană apropiată, pot deveni apoi supernove de tip Ia. O stea mult mai mare, însă, poate crea temperaturi și presiuni suficiente pentru a determina declanșarea fuziunii carbonului în
Supernovă de tip II () [Corola-website/Science/317469_a_318798]
-
treptat, devenind o pitică albă. Piticele albe, dacă au o companioană apropiată, pot deveni apoi supernove de tip Ia. O stea mult mai mare, însă, poate crea temperaturi și presiuni suficiente pentru a determina declanșarea fuziunii carbonului în miez odată ce steaua începe să se contracte din nou la sfârșitul etapei de fuziune a heliului. Miezurile acestor stele masive ajung să aibă mai multe straturi pe măsură ce se acumulează nuclee atomice din ce în ce mai grele în centru. Stratul cel mai exterior rămâne din hidrogen gazos
Supernovă de tip II () [Corola-website/Science/317469_a_318798]
-
de tip Ia. O stea mult mai mare, însă, poate crea temperaturi și presiuni suficiente pentru a determina declanșarea fuziunii carbonului în miez odată ce steaua începe să se contracte din nou la sfârșitul etapei de fuziune a heliului. Miezurile acestor stele masive ajung să aibă mai multe straturi pe măsură ce se acumulează nuclee atomice din ce în ce mai grele în centru. Stratul cel mai exterior rămâne din hidrogen gazos și înconjoară un strat de hidrogen care continuă să fuzioneze transformându-se în heliu; sub acest
Supernovă de tip II () [Corola-website/Science/317469_a_318798]
-
să fuzioneze transformându-se în heliu; sub acest strat se află un alt strat de heliu care se transformă în carbon, și așa mai departe, până la miez fiind mai multe straturi în care fuzionează elemente din ce în ce mai grele. Pe parcursul evoluției unei stele atât de masive, ea trece prin mai multe etape în care fuziunea din miez încetează, și miezul se prăbușește până când presiunea și temperatura sa sunt suficiente pentru a declanșa următoarea etapă de fuziune, care, odată începută, se opune prăbușirii. Factorul
Supernovă de tip II () [Corola-website/Science/317469_a_318798]
-
nucleon din toate elementele, nu se mai poate produce energie în miez prin fuziune, și miezul din nichel-fier crește. Acest miez suferă o presiune gravitațională uriașă. Întrucât nu există niciun proces de fuziune care să crească și mai mult temperatura stelei pentru a o împiedica să se prăbușească spre centrul său, ea este susținută doar de presiunea de degenerare a electronilor. În această stare, materia este atât de densă încât orice compresie suplimentară ar face ca mai mulți electroni să ocupe
Supernovă de tip II () [Corola-website/Science/317469_a_318798]
-
particule din care fac parte și electronii) să facă aceasta. Când masa miezului depășește limita Chandrasekhar, presiunea de degenerare nu o mai poate susține, și are loc un colaps catastrofal. Partea exterioară a miezului ajunge să se prăbușească spre centrul stelei cu viteze de până la 70.000 km/s (23% din viteza luminii). Miezul în plină comprimare se încălzește, producând radiații gamma de mari energii care duc la descompunerea nucleelor de fier în nuclee de heliu și neutroni liberi (prin fotodezintegrare
Supernovă de tip II () [Corola-website/Science/317469_a_318798]
-
elementare denumite neutrini. Întrucât neutrinii interacționează rareori cu materia normală, ei pot ieși din miez, transportând energie și accelerând și mai mult prăbușirea, care are loc pe o durată de câteva milisecunde. Pe măsură ce miezul se detașează de stratele exterioare ale stelei, unii dintre acești neutrini sunt absorbiți de aceste straturi exterioare, declanșând supernova. La supernovele de tip II, prăbușirea este în cele din urmă oprită de interacțiunile de respingere neutron-neutron la nivel micro (intermediate de forța nucleară tare), precum și de presiunea
Supernovă de tip II () [Corola-website/Science/317469_a_318798]
-
supernovă tipică de tip II, miezul de neutroni format are o temperatură inițială de aproximativ 100 de miliarde de kelvini; de 10 ori mai mare decât temperatura miezului soarelui. Mare parte din această energie termică trebuie disipată pentru formarea unei stele neutronice stabile (altfel neutronii ar „fierbe”), ceea ce se realizează printr-o nou degajare de neutrini. Acești neutrini „termici” formează perechi neutrino-antineutrino de toate tipurile, într-un număr de câteva ori mai mare decât neutrinii emiși prin capturarea electronilor de către protoni
Supernovă de tip II () [Corola-website/Science/317469_a_318798]
-
să concluzioneze că această imagine a prăbușirii miezului este, în esență, corectă. Instrumentele cu apă Kamiokande II și IMB au detectat antineutrini de origine termică, în timp ce instrumentul pe bază de galim-71 Baksan a detectat și neutrini de origine termică. Când steaua generatoare are dimensiunea mai mică de 20 mase solare (în funcție de puterea exploziei și de cantitatea de material care cade înapoi), rămășița degenerată a prăbușirii miezului este o stea neutronică. Peste această masă, rămășița se prăbușește formând o gaură neagră. Masa-limită
Supernovă de tip II () [Corola-website/Science/317469_a_318798]
-
bază de galim-71 Baksan a detectat și neutrini de origine termică. Când steaua generatoare are dimensiunea mai mică de 20 mase solare (în funcție de puterea exploziei și de cantitatea de material care cade înapoi), rămășița degenerată a prăbușirii miezului este o stea neutronică. Peste această masă, rămășița se prăbușește formând o gaură neagră. Masa-limită teoretică pentru acest tip de scenariu al prăbușirii miezului este de aproximativ 40-50 mase solare. Dacă masa este mai mare, se crede că o stea ar putea să
Supernovă de tip II () [Corola-website/Science/317469_a_318798]
-
altă parte, interacțiunea dintre protoni și neutroni implică forța nucleară tare, care nu este înțeleasă în suficientă profunzime. Marea problemă nerezolvată a supernovelor de tip II este aceea că nu se înțelege cum își transferă explozia de neutrini energia restului stelei, producând unda de șoc care face steaua să explodeze. Din discuția de mai sus, pentru a produce o explozie, trebuie transferat doar un procent din energie, dar explicarea felului în care are loc transferul acelui procent s-a dovedit a
Supernovă de tip II () [Corola-website/Science/317469_a_318798]
-
implică forța nucleară tare, care nu este înțeleasă în suficientă profunzime. Marea problemă nerezolvată a supernovelor de tip II este aceea că nu se înțelege cum își transferă explozia de neutrini energia restului stelei, producând unda de șoc care face steaua să explodeze. Din discuția de mai sus, pentru a produce o explozie, trebuie transferat doar un procent din energie, dar explicarea felului în care are loc transferul acelui procent s-a dovedit a fi foarte dificilă, deși interacțiunile între particule
Supernovă de tip II () [Corola-website/Science/317469_a_318798]