281 matches
-
albă să se răcească până la 5 grade Kelvin, în condiții ideale, este de 10 ani. Dacă teoria privind interacțiunea slabă a particulelor masive este adevărată atunci se estimează că în urma interacțiunii particulelor materiei întunecate din univers (posibil neutrino) cu materia piticelor albe s-ar elibera o cantitate de energie care le-ar ține temperatura mai ridicată, mărind astfel durata timpului necesar pentru răcire la 10 ani. Fred Adams și Gregory P. Laughlin au calculat că datorită posibilului efect de dezintegrare al
Pitică neagră () [Corola-website/Science/318630_a_319959]
-
ar elibera o cantitate de energie care le-ar ține temperatura mai ridicată, mărind astfel durata timpului necesar pentru răcire la 10 ani. Fred Adams și Gregory P. Laughlin au calculat că datorită posibilului efect de dezintegrare al protonilor materiei piticei albe în mesoni și positroni, temperatura stelei ar putea crește cu 0,06 grade Kelvin pe o perioadă de timp destul de mare. Deși este o temperatură foarte mică aceasta va fi totuși mai mare decât temperatura pe care o va
Pitică neagră () [Corola-website/Science/318630_a_319959]
-
este o temperatură foarte mică aceasta va fi totuși mai mare decât temperatura pe care o va avea radiația cosmică de fond la acea dată, adică peste 10 ani. În consecință, conform calculelor teoretice, timpul necesar de răcire al unei pitice albe, pentru a se transforma într-o pitică neagră, este de peste 10 ani. Dacă ținem cont de estimările referitoare la timpul necesar scăderii temperaturii materiei unei pitice albe și de faptul că vârsta estimată a universului este de 1,3
Pitică neagră () [Corola-website/Science/318630_a_319959]
-
totuși mai mare decât temperatura pe care o va avea radiația cosmică de fond la acea dată, adică peste 10 ani. În consecință, conform calculelor teoretice, timpul necesar de răcire al unei pitice albe, pentru a se transforma într-o pitică neagră, este de peste 10 ani. Dacă ținem cont de estimările referitoare la timpul necesar scăderii temperaturii materiei unei pitice albe și de faptul că vârsta estimată a universului este de 1,3 x 10 ani atunci, pentru a observa în
Pitică neagră () [Corola-website/Science/318630_a_319959]
-
10 ani. În consecință, conform calculelor teoretice, timpul necesar de răcire al unei pitice albe, pentru a se transforma într-o pitică neagră, este de peste 10 ani. Dacă ținem cont de estimările referitoare la timpul necesar scăderii temperaturii materiei unei pitice albe și de faptul că vârsta estimată a universului este de 1,3 x 10 ani atunci, pentru a observa în universul nostru stele în faza de pitice negre va trebui să mai așteptăm încă de cel puțin 4 ori
Pitică neagră () [Corola-website/Science/318630_a_319959]
-
ținem cont de estimările referitoare la timpul necesar scăderii temperaturii materiei unei pitice albe și de faptul că vârsta estimată a universului este de 1,3 x 10 ani atunci, pentru a observa în universul nostru stele în faza de pitice negre va trebui să mai așteptăm încă de cel puțin 4 ori mai mult timp cât a trecut de la Big Bang și până acuma. Numele de pitice negre mai este dat și obiectelor sub-stelare care nu au masă suficientă, aproximativ
Pitică neagră () [Corola-website/Science/318630_a_319959]
-
10 ani atunci, pentru a observa în universul nostru stele în faza de pitice negre va trebui să mai așteptăm încă de cel puțin 4 ori mai mult timp cât a trecut de la Big Bang și până acuma. Numele de pitice negre mai este dat și obiectelor sub-stelare care nu au masă suficientă, aproximativ 0,08 din masa solară, pentru a menține reacția nucleară de fuziune a hidrogenului. Aceste obiecte mai sunt cunoscute și sub numele de pitice maro, termen stabilit
Pitică neagră () [Corola-website/Science/318630_a_319959]
-
acuma. Numele de pitice negre mai este dat și obiectelor sub-stelare care nu au masă suficientă, aproximativ 0,08 din masa solară, pentru a menține reacția nucleară de fuziune a hidrogenului. Aceste obiecte mai sunt cunoscute și sub numele de pitice maro, termen stabilit în anul 1970. A nu se confunda piticele negre cu găurile negre sau stelele neutronice.
Pitică neagră () [Corola-website/Science/318630_a_319959]
-
care nu au masă suficientă, aproximativ 0,08 din masa solară, pentru a menține reacția nucleară de fuziune a hidrogenului. Aceste obiecte mai sunt cunoscute și sub numele de pitice maro, termen stabilit în anul 1970. A nu se confunda piticele negre cu găurile negre sau stelele neutronice.
Pitică neagră () [Corola-website/Science/318630_a_319959]
-
viitor și pentru obiectele de interes excepțional, ea ar putea să accepte ca astfel de obiecte să fie numite înainte ca acestea să fi fost numerotate, în mod oficial. Astronomul Michael E. Brown, codescoperitor al obiectului Sedna și al planetelor pitice Eris, Haumea și Makemake, a afirmat în 2006 că Sedna este obiectul transneptunian cel mai important științific găsit până la acea dată întrucât înțelegerea orbitei sale deosebite ar furniza informații de valoare asupra originii și evoluției inițiale a Sistemului Solar.În
Sedna () [Corola-website/Science/316078_a_317407]
-
O supernovă de tip Ia este o subcategorie de stele variabile cataclismice rezultată din explozia violentă a unei pitice albe. O pitică albă este restul unei stele care și-a încheiat ciclul normal de viață și a încetat să mai întrețină fuziune nucleară. Piticele albe de tipul cel mai comun, carbon-oxigen, sunt capabile de a mai întreține unele reacții
Supernovă de tip Ia () [Corola-website/Science/317408_a_318737]
-
O supernovă de tip Ia este o subcategorie de stele variabile cataclismice rezultată din explozia violentă a unei pitice albe. O pitică albă este restul unei stele care și-a încheiat ciclul normal de viață și a încetat să mai întrețină fuziune nucleară. Piticele albe de tipul cel mai comun, carbon-oxigen, sunt capabile de a mai întreține unele reacții de fuziune ce
Supernovă de tip Ia () [Corola-website/Science/317408_a_318737]
-
tip Ia este o subcategorie de stele variabile cataclismice rezultată din explozia violentă a unei pitice albe. O pitică albă este restul unei stele care și-a încheiat ciclul normal de viață și a încetat să mai întrețină fuziune nucleară. Piticele albe de tipul cel mai comun, carbon-oxigen, sunt capabile de a mai întreține unele reacții de fuziune ce eliberează o cantitate mare de energie, cu condiția ca temperatura lor să crească suficient de mult. Din punct de vedere fizic, piticele
Supernovă de tip Ia () [Corola-website/Science/317408_a_318737]
-
Piticele albe de tipul cel mai comun, carbon-oxigen, sunt capabile de a mai întreține unele reacții de fuziune ce eliberează o cantitate mare de energie, cu condiția ca temperatura lor să crească suficient de mult. Din punct de vedere fizic, piticele albe cu viteză redusă de rotație sunt limitate la mase mai reduse decât limita Chandrasekhar de aproximativ 1,38 mase solare. Aceasta este masa maximă ce poate fi suportată de presiunea de degenerare electronică. Dincolo de această limită, piticele albe își
Supernovă de tip Ia () [Corola-website/Science/317408_a_318737]
-
vedere fizic, piticele albe cu viteză redusă de rotație sunt limitate la mase mai reduse decât limita Chandrasekhar de aproximativ 1,38 mase solare. Aceasta este masa maximă ce poate fi suportată de presiunea de degenerare electronică. Dincolo de această limită, piticele albe își încep colapsul gravitațional. Dacă o pitică albă adună prin acreție masă de la o stea-companion într-un sistem binar, se crede că miezul său își atinge temperatura de declanșare a fuziunii carbonului. Dacă pitica albă se unește cu o
Supernovă de tip Ia () [Corola-website/Science/317408_a_318737]
-
rotație sunt limitate la mase mai reduse decât limita Chandrasekhar de aproximativ 1,38 mase solare. Aceasta este masa maximă ce poate fi suportată de presiunea de degenerare electronică. Dincolo de această limită, piticele albe își încep colapsul gravitațional. Dacă o pitică albă adună prin acreție masă de la o stea-companion într-un sistem binar, se crede că miezul său își atinge temperatura de declanșare a fuziunii carbonului. Dacă pitica albă se unește cu o altă stea (eveniment foarte rar), ea depășește imediat
Supernovă de tip Ia () [Corola-website/Science/317408_a_318737]
-
degenerare electronică. Dincolo de această limită, piticele albe își încep colapsul gravitațional. Dacă o pitică albă adună prin acreție masă de la o stea-companion într-un sistem binar, se crede că miezul său își atinge temperatura de declanșare a fuziunii carbonului. Dacă pitica albă se unește cu o altă stea (eveniment foarte rar), ea depășește imediat limita și începe colapsul, crescând din nou temperatura peste punctul de declanșare a fuziunii nucleare. În câteva secunde de la inițierea fuziunii nucleare, o porțiune substanțială de materie
Supernovă de tip Ia () [Corola-website/Science/317408_a_318737]
-
se unește cu o altă stea (eveniment foarte rar), ea depășește imediat limita și începe colapsul, crescând din nou temperatura peste punctul de declanșare a fuziunii nucleare. În câteva secunde de la inițierea fuziunii nucleare, o porțiune substanțială de materie din pitica albă intră într-un proces cu reacție pozitivă, prin care temperatura crește și mai mult, eliberând suficientă energie (1-2 × 10 jouli) to unbind the star in a supernova explosion. Această categorie de supernove produce luminozitate maximă constantă din cauza uniformității masei
Supernovă de tip Ia () [Corola-website/Science/317408_a_318737]
-
albă intră într-un proces cu reacție pozitivă, prin care temperatura crește și mai mult, eliberând suficientă energie (1-2 × 10 jouli) to unbind the star in a supernova explosion. Această categorie de supernove produce luminozitate maximă constantă din cauza uniformității masei piticelor albe care explodează prin mecanismul de acreție. Stabilitatea acestei valori permite acestor explozii să fie utile ca reper pentru măsurarea distanței până la galaxiile lor deoarece magnitudinea vizuală a supernovelor de acest tip depinde mai ales de distanță. Există mai multe
Supernovă de tip Ia () [Corola-website/Science/317408_a_318737]
-
măsurarea distanței până la galaxiile lor deoarece magnitudinea vizuală a supernovelor de acest tip depinde mai ales de distanță. Există mai multe mijloace prin care se poate forma o supernovă de acest tip, dar toate au un mecanism similar. Când o pitică albă cu viteză de rotație mică, și din carbon-oxigen adună prin acreție materie de la o stea-companion, ea nu poate depăși limita Chandrasekhar de aproximativ 1,38 mase solare, dincolo de care nu își mai poate susține propria greutate prin presiunea de
Supernovă de tip Ia () [Corola-website/Science/317408_a_318737]
-
de la o stea-companion, ea nu poate depăși limita Chandrasekhar de aproximativ 1,38 mase solare, dincolo de care nu își mai poate susține propria greutate prin presiunea de degenerare a electronilor și își începe colapsul. În absența unui proces de contrabalansare, pitica albă intră în colaps pentru a forma o stea neutronică, așa cum se întâmplă în mod normal în cazul unei pitice albe compusă mai ales din magneziu, neon și oxigen. Astronomii care modelează supernove de tipul Ia consideră că această limită
Supernovă de tip Ia () [Corola-website/Science/317408_a_318737]
-
poate susține propria greutate prin presiunea de degenerare a electronilor și își începe colapsul. În absența unui proces de contrabalansare, pitica albă intră în colaps pentru a forma o stea neutronică, așa cum se întâmplă în mod normal în cazul unei pitice albe compusă mai ales din magneziu, neon și oxigen. Astronomii care modelează supernove de tipul Ia consideră că această limită nu este, însă, atinsă, și deci acel colaps nu se declanșează. În schimb, creșterea presiunii și densității din cauza creșterii greutății
Supernovă de tip Ia () [Corola-website/Science/317408_a_318737]
-
din magneziu, neon și oxigen. Astronomii care modelează supernove de tipul Ia consideră că această limită nu este, însă, atinsă, și deci acel colaps nu se declanșează. În schimb, creșterea presiunii și densității din cauza creșterii greutății ridică temperatura miezului, iar pitica albă se apropie la aproximativ 1% de acea limită, și urmează o perioadă de convecție, ce durează aproximativ 1000 de ani. La un moment dat în această fază, se naște un front de deflagrație, alimentat de fuziunea carbonului. Detaliile mecanismului
Supernovă de tip Ia () [Corola-website/Science/317408_a_318737]
-
nici locul și nici numărul de puncte în care începe acest front. La scurt timp după aceasta începe fuziunea oxigenului, dar acest combustibil nu este consumat într-o proporție atât de mare cât este consumat carbonul. Odată fuziunea începută, temperatura piticei albe începe să crească. O stea din secvența principală susținută de presiunea termică s-ar expanda și s-ar răci pentru a contrabalansa creșterea energiei termice. Presiunea de degenerare, însă, nu depinde de temperatură; pitica albă nu poate regla procesul
Supernovă de tip Ia () [Corola-website/Science/317408_a_318737]
-
carbonul. Odată fuziunea începută, temperatura piticei albe începe să crească. O stea din secvența principală susținută de presiunea termică s-ar expanda și s-ar răci pentru a contrabalansa creșterea energiei termice. Presiunea de degenerare, însă, nu depinde de temperatură; pitica albă nu poate regla procesul de fuziune în felul în care o fac stelele normale și este vulnerabilă la declanșarea unui proces de reacție pozitivă ce accelerează fuziunea. Aceasta crește dramatic, în parte din cauza instabilității Rayleigh-Taylor și a interacțiunilor cu
Supernovă de tip Ia () [Corola-website/Science/317408_a_318737]