ia超新星造句

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SN 2008id：Ia超新星，由凯克天文台观测其红移确认。
高红移Ia超新星的光变曲线还可用于检验宇宙膨胀理论。
利用Ia超新星可用作“标准烛光”的性质还可研究其母星系的本动。
Ia超新星缺乏氢和氦，光谱的峰值中以游离硅的615.0纳米波长的光最为明显。
最后，白矮星或是将燃料用尽，或是塌缩成为中子星，或是爆炸成为Ia超新星。
但不能和Ia超新星或其他恒星的爆炸混淆，包括加州理工学院在2007年5月首度发现的发光红新星。
几乎所有已知的Ia超新星都有相似的绝对发光度，使得它们成为外星系天文学辅助用的标准烛光。
观测数据表明红移z处的Ia超新星光变曲线宽度为z=0处的(1+z)倍，这为膨胀宇宙理论提供了又一个有力的支持。
观测数据表明红移z处的Ia超新星光变曲线宽度为z=0处的(1+z)倍.这为膨胀宇宙理论提供了又一个有力的支持。
当前的看法是（在天文学家之间对Ia超新星爆炸的模型认知）这个极限从未真正被达到，因此塌缩也未曾发生过。
用ia超新星造句挺难的，這是一个万能造句的方法
这个超新星可能属于Ia超新星，它原本是一颗白矮星，因为从伴星取得物质，使质量超过钱德拉塞卡极限，从而发生爆发。
而在成为Ia超新星之前，一对靠近的联星系统可能耗费了数百万年的时间进行质量的传输（可能形成持续性的新星爆发）。
这个超新星可能属于Ia超新星：它原本是一颗白矮星，因为从伴星取得物质，使质量超过钱德拉塞卡极限，从而发生爆发。
当II型超新星的光谱被研究之后，一般说来会有氢原子吸收能量特征的巴耳麦吸收线?，这条谱线的出现可以用来与Ia超新星有所区别。
第二种Ia超新星的可能是（较难发生）：两颗白矮星发生合并引发的机制，而合并后的质量超过钱德拉塞卡极限（这种称为超钱德拉塞卡质量白矮星）。
2009.5.7，美国宇航局NASA发布最新的Hubble常数测定值，根据对遥远星系Ia超新星的最新测量结果，常数被确定为(74.2±3.6)km/(s*Mpc)，不确定度进一步缩小到5%以内。
当II型超新星的光度被描绘一段时间之后，会在典型特征的亮度高峰之后出现光度的下降，光度区线平均以每天0.008星等的斜率下降，这比Ia超新星的速率要慢许多。
如果吸积的过程持续进行的足够久，白矮星的质量将会达到钱德拉塞卡极限，内部增加的密度可能点燃已经死寂的碳，融合并触发Ia超新星的爆炸，将白矮星完全的摧毁。
Ia超新星的哈勃图（更确切地说是星等-红移关系）现在成为研究宇宙膨胀历史的最强有力的工具：其线性部分用于确定哈勃常数；弯曲部分可以研究膨胀的演化，如加速，甚至构成宇宙的不同物质及能量组分。
对标准烛光的主要困难问题是她们有多标准，例如，所有的观测都显示在相同距离上的Ia超新星有相同的亮度（在经过光度曲线的校正之后），但是并不知道她们为何会有相同的亮度，以及遥远距离上的Ia超新星和邻近的Ia超新星在性质上不同的机率有多少。