極超新星和沃爾夫–拉葉星

快捷方式: 差异，相似，杰卡德相似系数，参考。

極超新星和沃爾夫–拉葉星之间的区别

極超新星 vs. 沃爾夫–拉葉星

極超新星（superluminous supernova 或 hypernova。也称为骇新星），是超新星的一種，是年老的極超巨星在臨終前的爆發。這種超新星的威力比起一般的超新星要大得多，剩下的核心會直接塌縮為黑洞，在黑洞自轉的兩極會以接近光速射出高能量等離子體，充著伽玛射线，成為科學家認為伽玛射线暴的可能源頭之一。透過近幾年的多項觀測結果，人們對伽馬射線暴的瞭解增多。 1990年代，极超新星是指爆炸能量相当于100倍超新星爆发。现在则将所有极超巨星发生的爆发全部归入极超新星的范畴。 又由於會演變為黑洞的超巨星的數量極少，極超新星爆發的現象也同樣極少，天文學家預測在我們的銀河系內，平均每兩億年會出現一顆極超新星。. 沃爾夫–拉葉星（Wolf-Rayet stars），是一種在正在演化的大质量恒星，质量通常为太陽質量的8-25倍，但直径并不大，一般是太阳的1.5-4倍。大多数WR星是经历了红超巨星阶段的后期恒星，已经损失了一半以上的质量。但也有一部分恒星是即将演化到超巨星阶段的早期恒星，例如R136a1，这类WR星一般谱型较晚，但是光度、质量、半径均远远超过演化后期的WR星，它们一般重达太阳的60倍以上，大20倍，更比太阳亮百万倍，属于宇宙中最亮的恒星。WR星因其自身強勁的恒星風（300～2000公里/每秒），导致恒星質量的高速流失。太陽每年流失自身質量的10-14倍，但沃爾夫–拉葉星每年可流失自身质量的10-5倍。沃爾夫–拉葉星非常熾熱，呈深蓝色，表面溫度範圍由50,000至200,000 KSander, A.; Hamann, W. -R.; Todt, H. (2012).

伽玛射线暴

伽玛射线暴（Gamma Ray Burst，缩写GRB），又称伽玛暴，是来自天空中某一方向的伽玛射线强度在短时间内突然增强，随后又迅速减弱的现象，持续时间在0.01-1000秒，辐射主要集中在0.1-100 MeV的能段。伽玛暴发现于1967年，数十年来，人们对其本质了解得还不很清楚，但基本可以确定是发生在宇宙学尺度上的恒星级天体中的爆发过程。伽玛暴是目前天文学中最活跃的研究领域之一，曾在1997年和1999年两度被美国《科学》杂志评为年度十大科技进展之列。.

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紫外线

紫外線（Ultraviolet，簡稱為UV），為波長在10nm至400nm之間的電磁波，波長比可見光短，但比X射線長。太陽光中含有部分的紫外線，電弧、水銀燈、黑光燈也會發出紫外線。雖然紫外線不屬於游離輻射但紫外線仍會引發化學反應與使一些物質發出螢光。 而小于200纳米的紫外線輻射會被空氣強烈的吸收，因此稱之為真空紫外線The ozone layer protects humans from this.

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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。.

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黑洞

黑洞（英文：black hole）是根據廣義相對論所推論、在宇宙空間中存在的一種質量相當大的天體和星體（並非是一般認知的「洞」概念）。黑洞是由質量足够大的恒星在核聚变反应的燃料耗盡後，發生引力坍缩而形成。黑洞的質量是如此之大，它产生的引力场是如此之强，以致于大量可測物质和辐射都无法逃逸，就連传播速度極快的光子也逃逸不出來。由于类似热力学上完全不反射光线的黑体，故名黑洞。在黑洞的周圍，是一個無法偵測的事件視界，標誌著無法返回的臨界點，而在黑洞中心有一個密度趨近於無限的奇異點。 當恆星內部氫元素全部核融合完畢時，因燃料用完無法抵抗自身重力而開始向內塌陷，但隨著壓力越來越高，內部的重元素會重新開始燃燒導致瞬間膨脹，這時恆星的體積將暴增至原先的數十倍至百倍，這便是紅巨星，質量更大的恆星則會發生超新星爆炸，無論是紅巨星或是超新星，都會將外部物質全部吹飛，直到連重元素也燒完時，重力又會使得恆星繼續向內塌陷，最後形成一顆與月球差不多大小的白矮星，質量稍大的恆星則會形成中子星，會放出規律的電磁波，至於質量更大的恆星則會繼續塌陷，強大的重力使周圍的空間產生扭曲，最後形成一個密度每立方公分約一億噸的天體:「黑洞」。直至目前為止，所發現質量最小的黑洞大約有3.8倍太陽質量。 黑洞無法直接觀測，但可以藉由間接方式得知其存在與質量，並且觀測到它對其他事物的影響。藉由物體被吸入之前因高熱而放出紫外線和X射線的「邊緣訊息」，可以獲取黑洞的存在的訊息。推測出黑洞的存在也可藉由間接觀測恆星或星際雲氣團繞行黑洞軌跡，來取得位置以及質量。 黑洞是天文物理史上，最引人注目的題材之一，在科幻小說、電影甚至報章媒體經常可見將黑洞作為素材。迄今，黑洞的存在已得到天文學界和物理學界的绝大多數研究者所認同，並且天文界不時提出於宇宙中觀測到已存在的黑洞。 根據英國物理學者史蒂芬·霍金於2014年1月26日的論據：愛因斯坦的重力方程式的兩種奇點的解，分別是黑洞跟白洞。不過理論上黑洞應該是一種「有進沒出」的天體，而白洞則只能出而不能進。然而黑洞卻有粒子的輻射，所以不再適合稱其名為黑洞，而應該改其名為「灰洞」，先前認為黑洞可以毀滅資訊情報的看法，是他「最大的失誤」。.

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银河系

銀河星系（古稱银河、天河、星河、天汉、銀漢等），是一個包含太陽系 的棒旋星系。直徑介於100,000光年至180,000光年。估計擁有1,000億至4,000億顆恆星，並可能有1,000億顆行星。太陽系距離銀河中心約26,000光年，在有著濃密氣體和塵埃，被稱為獵戶臂的螺旋臂的內側邊緣。在太陽的位置，公轉週期大約是2億4,000萬年。從地球看，因為是從盤狀結構的內部向外觀看，因此銀河系呈現在天球上環繞一圈的帶狀。 銀河系中最古老的恆星幾乎和宇宙本身一樣古老，因此可能是在大爆炸之後不久的黑暗時期形成的。在10,000光年內的恆星形成核球，並有著一或多根棒從核球向外輻射。最中心處被標示為強烈的電波源，可能是個超大質量黑洞，被命名為人馬座A*。在很大距離範圍內的恆星和氣體都以每秒大約220公里的速度在軌道上繞著銀河中心運行。這種恆定的速度違反了开普勒動力學，因而認為銀河系中有大量不會輻射或吸收電磁輻射的質量。這些質量被稱為暗物質。 銀河系有幾個衛星星系，它們都是本星系群的成員，並且是室女超星系團的一部分；而它又是組成拉尼亞凱亞超星系團的一部分。整個銀河系對銀河系外的參考坐標系以大約每秒600公里的速度在移動。.

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