之间SN 1987A和超巨星相似
SN 1987A和超巨星有(在联盟百科)3共同点: 紅超巨星,超新星,藍超巨星。
紅超巨星
紅超巨星(RSG)是恆星的恆星光譜分類的約克光譜分類(光度分類)中的第一級,超巨星中的一種。雖然它們的質量不是最大的,但體積卻是宇宙中最大的恆星。 質量超過10個太陽質量的恆星,在燃燒完核心的氫元素,進入燃燒氦元素的階段之後,將成為紅超巨星。這些恆星的表面溫度很低(3500-4500 K),但有極大的半徑。已知在銀河系內最大的四顆紅超巨星是仙王座μ、人馬座KW、仙王座V354和天鵝座KY,它們的半徑都在太陽的1,500倍以上(大約是7天文單位,或是地球至太陽距離的7倍)。大部分紅巨星的半徑是太陽的200至800倍,已經足以到達並超越地球到太陽的距離。 這些巨大的恆星比起"熱真空"-沒有明確邊界的光球,只是單純的滲入星際空間內-還是非常小。它們有緩慢、密集的恆星風,而且如果核心的反應因為任何原因減緩(例如在殼層中燃燒的轉變),它們可能縮小成為藍超巨星。藍超巨星有較快速但是疏落的恆星風,能造成在紅超巨星階段已經被釋出的物質被壓迫進入擴展的殼層內 許多紅超巨星的質量都允許它們核心的最終產物是鐵元素,在接近生命期的結束時,它們將發展出來的元素會越來越重,而越重的元素也越接近核心。 相對來說,紅超巨星的階段很短暫,持續的時間只有數十萬至數百萬年。大多數大質量的紅超巨星會發展成為沃爾夫-拉葉星,而質量稍低的紅超巨星會以類似II型超新星結束它們的生命。 參宿四和心宿二是紅超巨星最著名的例子。.
超新星
超新星是某些恒星在演化接近末期时经历的一种剧烈爆炸。这种爆炸都极其明亮,过程中所突发的电磁辐射经常能够照亮其所在的整个星系,并可持续几周至几个月才会逐渐衰减变为不可见,而期间内一颗超新星所辐射的能量可以与太阳在其一生中辐射能量的总和相當。恒星通过爆炸会将其大部分甚至几乎所有物质以可高至十分之一光速的速度向外抛散,并向周围的星际物质辐射激波。这种激波会导致形成一个膨胀的气体和尘埃构成的壳状结构,这被称作超新星遗迹。超新星是星系引力波潛在的強大來源。初級宇宙射線有很大的比例來自超新星 。 超新星比新星更有活力。超新星的英文名稱為 supernova,nova在拉丁語中是“新”的意思,這表示它在天球上看上去是一顆新出現的亮星(其實原本即已存在,因亮度增加而被認為是新出現的);字首的super-是為了將超新星和一般的新星有所區分,也表示超新星具有更高的亮度。超新星這個名詞是沃爾特·巴德和弗裡茨·茲威基在1931年創造的。 超新星可以用兩種方式之一觸發:突然重新點燃核融合之火的簡併恆星,或是大質量恆星核心的重力塌陷。在第一種情況,一顆簡併的白矮星可以透過吸積從伴星那兒累積到足夠的質量,或是吸積或是合併,提高核心的溫度,點燃碳融合,並觸發失控的核融合,將恆星完全摧毀。在第二種情況,大質量恆星的核心可能遭受突然的引力坍縮,釋放重力位能,可以創建一次超新星爆炸。 最近一次觀測到銀河系的超新星是1604年的克卜勒之星(SN 1604);回顧性的分析已經發現兩個更新的殘骸 。對其它星系的觀測表明,在銀河系平均每世紀會出現三顆超新星,而且以現在的天文觀測設備,這些銀河超新星幾乎肯定會被觀測到 。它們作用的角色豐富了星際物質與高質量的化學元素。此外,來自超新星向外膨脹的激波可以觸發新恆星的形成。.
SN 1987A和超新星 · 超巨星和超新星 ·
藍超巨星
藍超巨星(BSGs)是恆星的恆星光譜分類中的第1級,光譜型為O或B型,屬於超巨星的其中一種,是宇宙中溫度及亮度最高的恆星。它們的溫度與亮度皆非常高,表面溫度為10,000-55,000K,質量約太陽的10-150倍。O型早期的蓝超巨星是宇宙中最亮最重的恒星。蓝超巨星的半径通常在太阳的15-50倍之间,O型超巨星的半径通常不会大于太阳的30倍,只有少部分特超巨星会超过这个数据。B型蓝超巨星则更大一些,但一般也不会超过太阳的60倍大。已知直径最大的B型星是手枪星,直径是太阳的306倍。最有名的藍超巨星是獵戶座的參宿七,SN 1987A也是一次藍超巨星爆炸造成的結果,這也是天文學家首次觀測到藍超巨星爆炸。.
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- 什么SN 1987A和超巨星的共同点。
- 什么是SN 1987A和超巨星之间的相似性
SN 1987A和超巨星之间的比较
SN 1987A有47个关系,而超巨星有42个。由于它们的共同之处3,杰卡德指数为3.37% = 3 / (47 + 42)。
参考
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