:: wikimiki.org ::

Hertzsprung-Russell Diagrammet

Hertzsprung-Russell diagrammet

Et Hertzsprung-Russell-diagram (ofte forkortet til H-R-diagram) er et koordinatsystem, hvori alle stjerner kan indplaceres som en prik ud fra to af deres egenskaber, der kan observeres fra Jorden: Deres lysstyrke og spektralklasse. To astronomer, danskeren Ejnar Hertzsprung og amerikaneren Henry Norris Russell, fandt omkring 1910 på at indtegne stjernerne i et koordinatsystem, som har spektralklasser hen ad abscisse-aksen ("x-aksen" eller den vandrette akse), og størrelsesklasser op ad ordinataksen ("y-aksen" eller den lodrette akse). Spektralklassen er indirekte et "mål" for, hvor varm en stjerne er, og absolut størrelsesklasse er et mål for stjernens størrelse, så en anden "variant" af Hertzsprung-Russell-diagrammet har temperatur langs abscisseaksen, og stjernediametre op ad ordinataksen. Når man indtegner pletter for et stort antal forskellige stjerner, synes de at samle sig i grupper eller "klumper" visse steder i diagrammet. En af de mest markante af disse grupperinger, er hovedserien ("Main Sequence" på illustrationen til højre); et "bånd" der strækker sig fra de store, varme stjerner øverst til venstre, til de små, kolde stjerner i nederste højre hjørne. Nye stjerner finder relativt hurtigt deres "plads" et sted i hovedserien, og forbliver dér for størsteparten af deres levetid. Når stjernen nærmer sig sit endeligt, sker der forandringer i dens indre, som ændrer dens egenskaber, og dermed ændres også stjernens placering i Hertzsprung-Russell-diagrammet. Små stjerner - dem, der er omtrent på Solens størrelse og nedefter, ender som såkaldte hvide dværge nederst og lidt til venstre i diagrammet ("White Dwarfs"), mens større stjerner "svulmer op" og afkøles, så de ender i en gruppe af kæmper ("Red Giants") eller superkæmper ("Supergiants") i diagrammets øverste højre hjørne. De allerstørste stjerner ender som en nova eller supernova, der efterlader hhv. en neutronstjerne og et sort hul. Kategori:Astronomi ja:ヘルツシュプルング・ラッセル図

Stjerne

med EUV-"briller", som "ser" bølgelængden 30,4 nm og farvelagt med synlige farver.]] En stjerne består primært af en stor mængde brint og helium, som ved fusion omdannes til tungere grundstoffer. I fusionsprocessen dannes store mængder energi, der bl.a. resulterer i udsendelse af synligt lys fra en stjernes overflade. Et eksempel er vores sol.

Stjerners liv og død

Alle stjerner »fødes« af skyer af interstellar gas, primært brint, som trækker sig sammen på grund af interne tyngdekræfter. Til at starte med er disse skyer ganske tynde, men når først kollapset er sat i gang (astronomerne har endnu ikke klarhed over hvad der udløser det), stiger tryk, tæthed og temperaturer. Er der brint nok, nåes det punkt, hvor de centrale dele er varme og tætte nok til at sætte gang i fusionsprocesser i den nye stjernes centrale dele. Varmen fra brint-fusionen får materialet i stjernens centrum til at udøve et udadrettet tryk, som i det meste af stjernens »liv« vil balancere mod vægten af det omkringliggende stjernemateriale. Stjerner i denne tilstand af ligevægt ligger i den såkaldte hovedserie i Hertzsprung-Russell diagrammet. Hertzsprung-Russell diagrammet Hvis den stofmængde der er til rådighed, er mindre end ca. en 20.-del af vor Sols masse, kommer kerneområdet dog aldrig op på tryk- og temperaturforhold der tillader fusionsprocesserne. I stedet skabes en såkaldt brun dværg - et lyssvagt legeme som skaber sin (stærkt begrænsede) energi ved simpel sammensynkning i stedet for kernefysik. Når brint-beholdningen i stjernens indre er ved at slippe op, »vinder« presset af tyngden af det omkringliggende materiale og presser kernen sammen indtil en ny fusionsproces, triple-alfa-processen (hvor 3 heliumatomer samles til en kerne af et kulstof-atom), kan finde sted: Varmen fra denne proces blæser de ydre lag af stjernen udad, så disse udvider sig og køles ned: Stjernen er nu det astronomerne kalder for en rød kæmpe (eller evt. rød superkæmpe). Tunge stjerner kan fortsætte med at fusionere stadig støre atomkerner, indtil de ender i en reaktion der danner jern: Dette grundstof er »endestationen«, fordi al kerneomdannelse af jernatomer kræver energi i stedet for at producere det. Når der ikke længere produceres energi i en stjernes indre, vil tyngden fra de ydre dele af stjernen presse den nu »døde« kerne sammen. Stjerner som vor egen sol vil blot falde sammen til en varm og lille stjerne af den slags der kaldes for en hvid dværg: Denne producerer ikke »ny« energi, men køler blot ganske langsomt af. For stjerner der er mere end ca. halvanden gange så tung som Solen, kan atomerne i kernens materiale ikke »bære vægten« af det sammensynkende materiale: Elektronerne omkring atomkernerne bliver ganske enkelt mast ind i kernen, hvor de reagerer med protonerne og danner neutroner. Denne kollaps er temmelig voldsom, og blæser de ydre dele af stjernen væk. Tilbage er blot et massivt legeme af tætpakkede neutroner - en såkaldt neutronstjerne. Når endnu større stjerner kollapser, kan end ikke sammenpressede neutroner »bære vægten«, og slutproduktet er et såkaldt sort hul - et legeme så tæt, at den lokale tyngdekraft omkring det er for stærk til at selv lys kan forlade det.

Farver og spektralklasser

Lyset fra en stjerne har et spektrum (farvesammensætning) der fortæller noget om stjernens temperatur og stofsammensætning, i det mindste for så vidt angår de lysudsendende dele af stjernens overflade. Af den grund inddeler man stjerner i forskellige spektralklasser - sorteret efter faldende, tilsvarende temperatur hedder stjernernes spektralklasser:
O, B, A, F, G, K, M, R, N, S Den lidt »tilfældige« bogstavfølge skyldes at klassifikationssystemet blev opfundet inden man lærte den nærmere betydning af de forskellige klasser. Man kan huske rækkefølgen ved hjælp af denne memotekniske remse: »Oh, be a fine girl, kiss me right now, sweetie!«. Hvis man varmer f.eks. et stykke jern op, vil det først blive rødglødende, siden skifter lyset fra gløden over orange og gult til »hvidglødende«: På samme måde er lyset de koldeste stjerner (med overfladetemperaturer på et par tusinde celsiusgrader) rødligt, mens varmere stjerner udsender gult, orange og hvidt lys - Solen med sin overfladetemperatur på knap 6000°C, klassificeres således som en »gul« stjerne af astronomerne. Og der findes langt varmere stjerner: De der er »varmere end hvidglødende« har et blåt skær i deres lys, fordi de udsender mest af det kortbølgede, blå lys. De varmeste blandt disse blå stjerner har overfladetemperaturer på henved 45.000°C.

Se også

- Dobbeltstjerne
- Solen

Eksterne henvisninger

- [http://www.cozmo.dk/astrofys/ Det astrofysiske grundlag for liv I]
- [http://as.dsri.dk/AstronomiskGuide/himmel.html Astronomisk Selskab, Astronomisk guide: Stjernerne på Himlen]
- [http://curious.astro.cornell.edu/stars.php Curious About Astronomy? Stars], [http://curious.astro.cornell.edu/stars.php#questions Curious About Astronomy? Stars, Questions]
- dmoz: [http://dmoz.org/Science/Astronomy/Stars/ Stars]
- NASA: [http://chandra.nasa.gov/ Chandra X-ray Observatory News], Harvard: [http://chandra.harvard.edu/ Chandra X-ray Observatory News]
- Hubblesite: [http://hubblesite.org/newscenter/archive/category/star/ Star]
- [http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/2983298.stm 13 June, 2003, BBCNews: Strange star puzzles astronomers] Citat: "...Achernar, otherwise known as Alpha Eridani...fairly close to us, being about 145 light-years distant...."
- [http://www.sciencedaily.com/releases/2003/11/031128082715.htm 2003-11-28, Science Daily: Biggest Star In Our Galaxy Sits Within A Rugby-ball Shaped Cocoon] Citat: "...Eta Carinae...100 times more massive than our Sun and 5 million times as luminous. This star has now entered the final stage of its life and is highly unstable..."
- [http://physicsweb.org/articles/news/9/1/8/1 13 January 2005, Physicsweb: All change for stellar evolution] Kategori:Astronomi ja:恒星 ko:항성 ms:Bintang simple:Star th:ดาวฤกษ์

Jorden

Jorden er den tredje planet fra solen i vores solsystem. Jorden er 12.756,270 kilometer i diameter og er en planet med en atmosfære. Jorden har en måne: Månen. Afstanden til solen er cirka 150 millioner kilometer, hvilket svarer til omkring otte lysminutter. Jordens historie er inddelt i forskellige tidsperioder, hvor planeten langsomt udvikler sig til et sted, hvor livet kan opstå og derefter udvikles, hvor arter langsomt udvikles, nogle dør, mens andre blomstrer op i en periode, hvorefter atter andre arter tager over.

Kredsløb om solen

art Afstand til Solen (massecenter)

Min.	147 098 073 km
Max.	152 097 701 km
Halve storakse	149 597 887 km
Halve lilleakse	149 576 999 km
Excentricitet	0,01671022
Siderisk omløbstid	1a 0t 10m 1,344s
Synodisk periode	—
Omløbshastighed Gnsn.	107.219 km/t
Omløbshastighed Min.	105.448 km/t
Omløbshastighed Max.	109.033 km/t
Banehældning	0,000 05° i fh. t. ekliptika,
Banehældning	7,25° i fh. t. Solens ækv.
Periapsisargument; Ω	114,207 83 °
Opstigende knudes længde; ω	348,739 36 °

Fysiske egenskaber

Radius	6.378,135 km ved ækvator, 6.356,750 km ved polerne, 6.372,795 km ved gennemsnitlig
Diameter	12.756,270 km ved ækvator, 12.713,500 km ved polerne, 12.745,591 km ved gennemsnitlig
b:a	0,996647139
Fladtrykthed	0,003352861
Overfladeareal	5,1×10⁸ km²
Rumfang	1,08×10¹² km³
Masse	(5,972.23 ± 0,00008)×10²⁴ kg
Massefylde	5,515×10³ kg/m³
Tyngdeacceleration ved overfladen	9,780 m/s²
Undvigelseshastighed ved ækvator	40 270 km/t
Rotationstid	23t 56m 3,091s
Aksehældning	23,439 281° i forhold til ekliptika
Nordpolens rektascension	-mangler-
Nordpolens deklination	90,000 °
Magnetfelt	30-60 μT
Albedo	36,7 %
Temperatur ved overfladen	Gnsn. 14 °C
Min. temperatur	-88 °C
Max. temperatur	+58 °C

Atmosfære

Atmosfæren består af Kvælstof, ilt, argon, carbondioxid (kultveilte) og vand. Atmosfæretryk ved havoverfladen er 101,325 hPa

Kvælstof:	77%
Ilt:	21%
Argon:	1%
Carbondioxid:	0,038%
Vand:	variabel

Struktur

vand Det indre af jorden er kemisk delt i en ydre siliciumholdig fast jordskorpe, en tyndtflydende (<-highly viscous?) kappe, en tyktflydende ydre kerne som er mindre flydende end kappen og en fast kerne. Den flydende ydre kerne er årsagen til det svage magnetiske felt pga. konvektion af dets elektrisk ledende materiale. Konstant finder nyt materiale vej op gennem jordoverfladen gennem vulkaner og revner i havbunden. Meget af jordens skorpe er mindre end 100 millioner (1×10⁸) år gammel; De ældste dele af skorpen er helt op til 4,4 milliarder (4,4×10⁹) år gamle [http://spaceflightnow.com/news/n0101/14earthwater/]. Under ét (atmosfære, jordskorpe, kappe, kerner) er jordens sammensætning efter masse [http://earthref.org/cgi-bin/er.cgi?s=erda.cgi?n=547]:

Jordens Indre

Indre varme

Det indre af jorden når temperaturer på 5.650 +/- 600 kelvin [http://www.es.ucl.ac.uk/people/d-price/papers/153.pdf] [http://www.carnegieinstitution.org/news_010905.html]. Planetens indre varme blev oprindeligt dannet ved samlingen af gas og støv (dets accretion) (se gravitational bindingsenergi) og da yderligere varme forsat bliver dannet pga. radiaktivt henfald som f.eks. uran, thorium og kalium. Varmemængden, som flyder fra det indre til jordoverfladen er kun 1/20.000 så stor som energien som modtages fra Solen.

Struktur

Jordens sammensætning (som dybde under havoverfladen):
- 0 to 60 km - Lithosfære (varierer lokalt mellem 5-200 km)
- 0 to 35 km - Jordskorpe (varierer lokalt mellem 5-70 km)
- 35 to 60 km - Øverste del af kappen
- 35 to 2890 km - Kappe
- 100 to 700 km - Asthenosphere
- 2890 to 5100 km - Ydre kerne
- 5100 to 6378 km - Indre kerne

Se også

- Verdens lande
- Oceanografi
- Corioliskraften
- Verdenshave
- Kontinent Kategori:Geografi Kategori:Geologi Kategori:Astronomi Kategori:Planeter Kategori:Solsystem

Kilder/referencer

- [http://www.cerncourier.com/main/article/40/6/11 CERN Courier: Measuring gravity with precision...]

Eksterne henvisninger

- [http://www.geogr.ku.dk Københavns Universitet, Geografisk Institut]
- [http://www.faglinks.dk/links.php?fag=7&under=5 FagLinks: Geografi - Jorden] ja:地球 ko:지구 ms:Bumi simple:Earth th:โลก zh-min-nan:Tē-kiû

Spektralklasse

Stjerner kan overordnet inddeles i 11 spektralklasser: W, O, B, A, F, G, K, M, R, N og S Disse kan igen opdeles i en række underklasser. De fleste stjerner falder indenfor klasserne fra B til M, hvor B-stjernerne er de varmeste og M-stjernerne de koldeste. B-stjerner er hvide til blålige med overfladetemperatur på 25.000°C (klasse B0)
Eksempler: Rigel, β Centauri A-stjerner er hvide med overfladetemperatur på 11.000°C (klasse A0)
Eksempler: Sirius, Altair F-stjerner er gullige med overfladetemperatur på 7000°C (klasse F0)
Eksempler: β Cassiopeiae, Procyon G-stjerner er gule med overfladetemperatur på 5300°C (klasse G0)
Eksempler: Solen, Capella K-stjerner er orange med overfladetmperatur på 4000°C (for en K0-kæmpe) til 4900°C (for en K0-dværg)
Eksempler: Pollux, α Cassiopeiae, Aldebaran M-stjerner er røde til rødorange med overfladetemperatur på 3000°C for kæmper til 3400°C for dværge
Eksempler: Betelgeuze, Mira

Morgan-Keenan spektralklassificeringer

Denne stjerne-spektralklassificering er den mest almindeligt anvendte. Klasserne er normalt listet fra varmest til koldest og er: Kategori:Astronomi ja:スペクトル分類

Henry Norris Russell

Henry Norris Russell (25. oktober 1877 – 18. februar 1957) var en amerikansk astronom. Samtidig med Ejnar Hertzsprung, men uafhængigt af denne, opstillede han i 1910 Hertzsprung–Russell-diagrammet.

Kilde/henvisning

- Lexopen Russell, Henry Norris Russell, Henry Norris ja:ヘンリー・ノリス・ラッセル

Absolut størrelsesklasse

Absolut størrelsesklasse (absolut magnitude) er i astronomien et mål for, hvor meget lys en stjerne udsender. Absolut størrelsesklasse betegnes med symbolet "M". Hvis den er bestemt fotometrisk ud fra et bestemt filter, kan den angives med dette også. Således hedder f.eks. den absolutte størrelsesklasse bestemt med det visuelle (505 nm til 595 nm) filter "M_v". Den tilsyneladende størrelsesklasse er et mål for, hvor meget lys vi modtager på Jorden fra en stjerne, men da dette stærkt afhænger af afstanden til stjernen, er det altså ikke et mål for lysudsendelsen fra stjernen. Det er den absolutte størrelsesklasse derimod, som er et mål, der er oprettet for at give astronomerne et redskab til at sammenligne stjernernes lysstyrker.

Afstandsmodulet

Den absolutte størrelsesklasse er ikke afstandsbestemt, ider den benytter standardafstanden 10 pc (parsec) (ca. 32 lysår). Man kan derfor ikke måle den absolutte størrelsesklasse, men man måler derimod den tilsyneladende størrelsesklasse og korrigerer for afstanden vha. det såkaldte afstandsmodul:

M=m-5 - log(r)+5

. Dette kræver selvfølgelig, at man kender afstanden til stjernen i forvejen. Hvis det er denne, man ønsker at finde ud fra de to størrelsesklasser, kan man nemt indse, at formlen bliver:

r=10^

Definition

Den absolutte størrelsesklasse er som sådan ikke nogen enhed, men betegnes med talværdien efterfulgt af et "m" opløftet. Et væsentligt aspekt af størrelsesklasseskalaen er, at den er omvendt, således at de laveste værdier svarer til de højeste lysstyrker. Værdierne kan sagtens være negative.

Abstrakt forklaring

For at forstå den absolutte størrelsesklasse skal man forestille sig, at man har en stjerne, for hvilken man kender den mængde lys, man modtager , og man så rykker denne hen til en afstand af 10 pc fra Jorden og så igen måler den modtagne lysmængde. Hvis stjernen var tættere på Jorden end de 10 pc, inden den blev rykket, modtager vi altså mindre lys fra den, hvilket svarer til at den absolutte størrelsesklasse er større end den tilsyneladende (da skalaerne jo er "omvendte"). Var den længere væk, inden den blev rykket, svarer det til, at vi nu modtager mere lys og dermed er den absolutte størrelsesklasse mindre end den tilsyneladende. Hvis man foretog dette trick med alle det synlige univers' stjerner, ville det oftest forekomme, at den absolutte størrelsesklasse er mindre end den tilsynelande størrelseklasse, simpelthen fordi hovedparten af alle Universets stjerner befinder sig mere end 10 pc væk. Kategori:Astronomi ko:절대 등급

Hvid dværg (astronomi)

Billede:hubble_m4wd_med.jpg
[http://hubblesite.org/newscenter/archive/2001/07/ Billede fra STScI/NASA] Billedet til højre viser hvide dværge (omcirklede). Billederne er fra stjernehoben M4, der ligger 7.000 lysår væk.

En hvid dværg kan blive dannet, efter en lille stjerne kollapser efter at have været en rød kæmpe. Når stjernen ikke længere kan lyse, ender den som en sort dværg.

Eksterne henvisninger

- dmoz: [http://dmoz.org/Science/Astronomy/Stars/Dwarf_Stars/ Dwarf Stars]
- [http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/dict_qz.html#white_dwarf white dwarf]
- [http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l1/dwarfs.html Introduction to White Dwarfs]
- [http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/dwarfs.html White Dwarf stars]
- [http://www.sciencedaily.com/releases/2004/02/040214080728.htm 2004-02-14, Sciencedaily: This Valentine's Day, Give The Woman Who Has Everything The Galaxy's Largest Diamond] Citat: "...We figured out that the carbon interior of this white dwarf has solidified to form the galaxy's largest diamond," says Metcalfe..." Kategori:Astronomi ja:白色矮星

Supernova

. Billedet er fra ca. 2004 og supernovaresternes sky er ca. 14 lysår bred og er med nogle "falske" farver da det er sammensat af 3 billeder med "farverne"; infrarødt, synligt lys og røntgenstråling ([http://www.nasa.gov/multimedia/imagegallery/image_feature_219.html kilde])]] En supernova er en stjerne som eksploderer. Det kan f.eks. være en stor stjerne på over 8 gange massen af vores sol, som mod sin slutfase eksploderer. Jo større en stjerne er, desto hurtigere løber den tør for brint. Mange af solsystemets planeter indeholder "gammelt" materiale fra supernovaeksplosioner. F.eks. består en stor del af jordens kerne af grundstoffet jern, som kun kan komme fra supernovaer.

Historisk om stella nova

Stella nova betyder ordret ny stjerne. Henviser ofte til den "nye" eller rettere eksploderende stjerne i stjernebilledet Cassiopeia, som Tycho Brahe bemærkede i 1572 og beskrev i den lille bog De Stella Nova (latin: Om Den Nye Stjerne). I dag kaldes eksploderende stjerner af denne type for supernovaer, og Tychos supernova hedder nu SN 1572.

Se også

- Hertzsprung-Russell-diagrammet
- Absolut størrelsesklasse

Eksterne henvisninger

- [http://www.ing.dk/apps/pbcs.dll/article?Avis=IG&Dato=20030430&Kategori=RUMFART&Lopenr=105020027&Ref=AR Ing.dk, 30.04.2003: Supernova eksplosion forudsagt] Citat: "...To forskergrupper brugte gammaglimt til at forudsige tilsynekomsten af en supernova..."
- [http://www.ing.dk/apps/pbcs.dll/article?Avis=IG&Dato=20020615&Kategori=RUMFART&Lopenr=106140016&Ref=AR Første foto af rester efter supernova] Citat: "...Supernovaen 1987A er den første, der kan undersøges i detaljer ved hjælp af Hubble-teleskopet...."
- [http://www.ing.dk/apps/pbcs.dll/article?AID=/20030510/RUMFART/105160007 Ing.dk, 10.05.2003: Jern fra universets første stjerner] Citat: "...Dette jern er »asken«, der er blevet efterladt fra supernovaeksplosioner fra den første generation af stjerner..."
- dmoz: [http://dmoz.org/Science/Astronomy/Stars/Novae_and_Supernovae/ Novae and Supernovae]
- [http://cfa-www.harvard.edu/iau/lists/OtherLists.html Harvard: Lists and Plots: Miscellaneous] Se under: "Lists of Supernovae"
- [http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/dict_qz.html#supernova Supernova]
- [http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/supernovae.html Advanced Science: Supernovae]
- [http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/supernova_remnants.html Advanced Science: Supernova Remnants]
- [http://www1.msfc.nasa.gov/NEWSROOM/news/releases/2003/03-041.html NASA, 03/24/03, Cosmic forensics confirms gamma-ray burst and supernova connection]
- [http://www.aip.org/enews/physnews/2001/split/530-1.html Number 530 #1, March 16, 2001, Physics News Update: Bosenova: Supernova in a Bottle] Citat: "...Half of the BEC atoms seem to disappear since they are not in the remnant or the expanding gas shell...phenomenon is as yet unknown..." Kategori:Astronomi ja:超新星 ko:초신성 th:ซูเปอร์โนวา

Neutronstjerne

En neutronstjerne formodes at kunne dannes som biprodukt ved nogle supernovaeksplosioner. Eksplosionen antages at kunne pakke noget af supernovaens grundstoffer så tæt, at det pressede center udgøres af tætpakkede neutroner, lidt ligesom en "gigantisk" atomkerne uden protoner eller elektronskyer. En neutronstjernes massefylde er tæt på atomkerners og neutroners. Nogle neutronstjerner udsender radiopulser og kaldes så pulsarer. Teoretisk menes der at findes neutronstjerner, som har et meget stærkt magnetfelt og hvis de findes kaldes de for magnetarer.

Billede:0211_illustration_ns4.jpg
[http://chandra.harvard.edu/resources/illustrations/neutronstars_4.html Neutronstjernes (venstre) og kvarkstjernes (højre) indre fra NASA/Harvard].

Billede:2000-35-a-web.jpg
[http://hubblesite.org/newscenter/archive/2000/35/ Billede af neutronstjernen RX J185635-3754 (kilde: NASA/STScI)] passage, ved 3 forskellige datoer. Den er kun 200 lysår fra jorden.

Eksterne henvisninger

- dmoz: [http://dmoz.org/Science/Astronomy/Stars/Neutron_Stars/ Neutron Stars]
- [http://chandra.harvard.edu/resources/illustrations/neutronstars_4.html Neutron Star/Quark Star Interior (billed til udskrift)]
- [http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/dictionary.html#neutron_star NASA, Imagine the Universe! Dictionary: neutron star]
- [http://spaceflightnow.com/news/n0306/11xmm/ Spaceflight Now, June 11, 2003: First measurement made of a dead star's magnetism] Citat: "...In the case of 1E1207.4-5209, this direct measurement using XMM-Newton reveals that the neutron star's magnetic field is 30 times weaker than predictions based on the indirect methods...." Kategori:Astronomi ja:中性子星 th:ดาวนิวตรอน

Kategori:Astronomi

Kategori:Akademiske discipliner Kategori:Natur Kategori:Naturvidenskab Kategori:Fysik Kategori:DK5 52 ja:Category:天文学 ko:분류:천문학 ms:Category:Astronomi simple:Category:Astronomy th:Category:ดาราศาสตร์ zh-min-nan:Category:Thian-bûn-ha̍k

Wikipedy:Bewurk-rie

: Wikipedy:Koart oersjoch

tablice eurotax wagi elektroniczne programy Forex

:: RELATED NEWS ::

Adnan Gulshair el Shukrijumah
Adnan Gulshair el Shukrijumah (born August 4, 1975) is a suspected operative of Osama bin Laden's al-Qaida terrorist network. It is believed he is in the United States suspected of plotting to carry out out a terrorist attack against U.S. interests abroad or domestically. When

Margaret Bourke-White
Margaret Bourke-White (June 14, 1904–August 27, 1971) was an American photographer and photo journalist. She was born in the Bronx, political issue in the United States regarding a tariff that President George W. Bush placed on imported steel on March 5, 2002 (took effect

2000 (number)
Two thousand (2000) is the natural number following 1999 and preceding 2001.

2000

Cardinal

Two thousand

Ordinal

Two thousandth

Factorization

2000 = 2^4 \cdot 5^3

Roman numeral

Irish Minister for Agriculture
The Minister for Agriculture and Food is the senior minister at the Department of Agriculture and Food (An Roinn Talmhaíochta agus Bia) in the Irish Government. The current Minister for Agriculture and Food is Mary Coughlan, TD. She is assisted by:
- zh:凱爾文學院 Calvin College is a comprehensive liberal arts college located in Grand Rapids, Michigan. Founded in 1876, Calvin College is an educational institution of the Christian Re

Two thousand
Two thousand (2000) is the natural number following 1999 and preceding 2001.

2000

Cardinal	Two thousand
Ordinal	Two thousandth
Factorization	$2000 = 2^4 \cdot 5^3$
Roman numeral	MM Read More...
Bridgeport, Chicago Bridgeport is a neighborhood on the south side of Chicago, Illinois, USA. It is one of 77 official community areas of Chicago. The area is primarily Irish because of the immigrant workers who settled there during the 1830s and 1840s. Read More...
Lalezar Ensemble The Lalezar Ensemble is a group which performs Ottoman classical music and is based in Instanbul and is part of a revival of Ottoman music. They released a four volume series on the Traditional Crossroads label: - Music of the Sultans, Sufis & Seraglio, Vol. 1 - Sultan Composers Consisting of songs and pieces composed by imperial sultans over five centuries. - Music of the Sultans, Sufis & Seraglio, Vol. 2 - Music of the Dancing Boys Consisting of so Read More...
Gray-bellied Night Monkey The Gray-bellied Night Monkey (Aotus lemurinus), also called the Gray-bellied Owl Monkey, is a small New World monkey of the family Aotidae. Native to tropical and subtropical forests of South and Central America, Gray-bellied Night Monkeys face a significant threat from hunting, harvesting for use in pharmaceutical re Read More...