Data Table
PropertyValue
dbpedia-owl:abstract
  • 超新星に関する年表は、超新星、白色矮星、中性子星の理論の発展とそれに関する発見の年表である。 185年: 『後漢書』天文志の記録に残る「客星」がSN 185に同定されており、最古の超新星の記録となっている。 1006年: おおかみ座の超新星(SN 1006)が記録に残っており、-9等星という明るさであったとされる。 1054年: おうし座の超新星(SN 1054)が記録に残っており、 かに星雲はその超新星残骸である。 1572年: ティコ・ブラーエがカシオペヤ座に 超新星(SN 1572)を発見した。ティコの星と呼ばれる。 1604年: ヨハネス・ケプラーがへびつかい座に超新星(SN 1604)を発見し、ケプラーの新星と呼ばれる。 1862年: Alvan ClarkがシリウスBを観測する。 1866年: ウィリアム・ハギンズが光のスペクトルを研究し、新星のまわりを水素の雲が包んでいるのを発見した。 1885年: アンドロメダ銀河 M31 に超新星が観測され、新星と超新星の成因が異なることが知られた。(発見者はエルンスト・ハルトヴィッヒ) 1914年: ウォルター・シドニー・アダムズがシリウスBの密度が極めて高いことを示した。 1926年: ラルフ・ファウラーが白色矮星の性質を説明するのにフェルミ・ディラック統計を用いた。 1930年: スブラマニアン・チャンドラセカールが白色矮星となる恒星に質量の限界があることを示した。(チャンドラセカール限界) 1933年: フリッツ・ツビッキーとウォルター・バーデが中性子星のアイデアを提案し、超新星は通常の恒星が中性子星となる時の爆発であるという説を提案した。また超新星爆発が宇宙線の起源であるという説を示した。 1939年: ロバート・オッペンハイマーとGeorge Volkoffが最初の中性子モデルの計算を行った。 1942年: J.J.L. Duyvendak、Nicholas Mayallとヤン・オールトがかに星雲が1054年の超新星の名残りであることを示す。 1958年: エヴリー・シャツマン、Kent Harrison、若野省己、ジョン・ホイーラーが白色矮星がベータ崩壊の逆過程に対して不安定であることを示す。 1962年: リカルド・ジャコーニ、Herbert Gursky、Frank Paolini、ブルーノ・ロッシがX線星さそり座 X-1を発見する。 1967年: ジョスリン・ベルとアントニー・ヒューイッシュがパルサーを発見する。 1967年: J.R. Harries、Ken McCracken、R.J. Francey、A.G. Fenton が最初のX線新星(X-ray transient)(Cen X-2)を発見する。 1968年: トーマス・ゴールドがパルサーは回転する中性子星であると提案する。 1969年: David Staelin、E.C. Reifenstein、William J. Cocke、Mike Disney、Donald Taylorがかに星雲にパルサーを発見し、超新星と中性子星とパルサーがむすびついた。 1971年: リカルド・ジャコーニ、Herbert Gursky、Ed Kellogg、R. Levinson、E. Schreier、H. Tananbaum が Cen X-3 から4.8秒周期のX線パルスを発見する。 1974年: ラッセル・ハルスとジョゼフ・テイラーが連星パルサー PSR 1913+16 を発見する。 1977年: キップ・ソーンとアンナ・ジトコフ(Anna Zytkow)がThorne-Zytkow objectの解析をおこなう。 1982年: Donald Backer、シリニヴァス・クルカルニ、Carl Heiles、Michael Davis、Miller Gossがミリ秒パルサー PSR 1937+214を発見する。 1985年: Michiel van der Klisが30 Hz quasi-periodic oscillations を GX 5-1に発見する。 1987年: Ian Sheltonが超新星SN 1987Aを大マゼラン雲に発見する。 ... 2006年: Robert Quimby & P. Mondolが超新星SN 2006gyをNGC 1260銀河に発見する。 史上最大規模の爆発となった。 2008年: 超新星SN 2008dcがNGC 2770銀河に発見される。爆発の一部始終が解析された最初の例となる。
dbpedia-owl:wikiPageID
  • 396652 (xsd:integer)
dbpedia-owl:wikiPageLength
  • 2359 (xsd:integer)
dbpedia-owl:wikiPageOutDegree
  • 62 (xsd:integer)
dbpedia-owl:wikiPageRevisionID
  • 46950528 (xsd:integer)
dbpedia-owl:wikiPageWikiLink
dcterms:subject
rdfs:comment
  • 超新星に関する年表は、超新星、白色矮星、中性子星の理論の発展とそれに関する発見の年表である。 185年: 『後漢書』天文志の記録に残る「客星」がSN 185に同定されており、最古の超新星の記録となっている。 1006年: おおかみ座の超新星(SN 1006)が記録に残っており、-9等星という明るさであったとされる。 1054年: おうし座の超新星(SN 1054)が記録に残っており、 かに星雲はその超新星残骸である。 1572年: ティコ・ブラーエがカシオペヤ座に 超新星(SN 1572)を発見した。ティコの星と呼ばれる。 1604年: ヨハネス・ケプラーがへびつかい座に超新星(SN 1604)を発見し、ケプラーの新星と呼ばれる。 1862年: Alvan ClarkがシリウスBを観測する。 1866年: ウィリアム・ハギンズが光のスペクトルを研究し、新星のまわりを水素の雲が包んでいるのを発見した。 1885年: アンドロメダ銀河 M31 に超新星が観測され、新星と超新星の成因が異なることが知られた。(発見者はエルンスト・ハルトヴィッヒ) 1914年: ウォルター・シドニー・アダムズがシリウスBの密度が極めて高いことを示した。 1926年: ラルフ・ファウラーが白色矮星の性質を説明するのにフェルミ・ディラック統計を用いた。 1930年: スブラマニアン・チャンドラセカールが白色矮星となる恒星に質量の限界があることを示した。(チャンドラセカール限界) 1933年: フリッツ・ツビッキーとウォルター・バーデが中性子星のアイデアを提案し、超新星は通常の恒星が中性子星となる時の爆発であるという説を提案した。また超新星爆発が宇宙線の起源であるという説を示した。 1939年: ロバート・オッペンハイマーとGeorge Volkoffが最初の中性子モデルの計算を行った。 1942年: J.J.L.
rdfs:label
  • 超新星に関する年表
owl:sameAs
prov:wasDerivedFrom
foaf:isPrimaryTopicOf
is dbpedia-owl:wikiPageWikiLink of
is foaf:primaryTopic of