La supernova thermonucléaire, ou supernova de type Ia, est un des deux types principaux du phénomène de supernova.Il consiste en l'explosion intégrale d'un cadavre stellaire de type naine blanche, par dépassement de la limite de Chandrasekhar (dépassement de la pression de dégénérescence électronique) initié par la capture de matière déversée par un compagnon proche.

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  • La supernova thermonucléaire, ou supernova de type Ia, est un des deux types principaux du phénomène de supernova.Il consiste en l'explosion intégrale d'un cadavre stellaire de type naine blanche, par dépassement de la limite de Chandrasekhar (dépassement de la pression de dégénérescence électronique) initié par la capture de matière déversée par un compagnon proche. Physiquement, les naines blanches de type carbone-oxygène ayant un faible taux de rotation sont limitées à moins de 1,38 de masses solaires,. Au-delà de cela, elles peuvent se rallumer et, dans certains cas, provoquer une explosion de type supernova.
  • Supernowa typu Ia – odmiana supernowej powstająca w wyniku eksplozji białego karła.W odróżnieniu do innych rodzajów supernowych, obiekty typu Ia są zazwyczaj znajdowane we wszystkich typach galaktyk, nawet eliptycznych. Nie wykazują żadnych związków z obszarami formowania gwiazd.Eksplozje supernowych typu Ia uwalniają najwięcej energii spośród wszystkich znanych rodzajów supernowych. Najdalszy kiedykolwiek zaobserwowany pojedynczy obiekt (pomijamy galaktyki i gromady kuliste) był supernową Ia oddaloną miliardy lat świetlnych od Ziemi.
  • Az Ia (kimondva: „Egy a”) típusú szupernóva a szupernóvák egy alosztálya, szoros kettős vagy többes rendszerekben lévő fehér törpék végső robbanása.
  • Сверхновая типа Ia (англ. Type Ia supernova) — подкатегория сверхновых звёзд, которые, в свою очередь, являются подкатегорией катаклизмических переменных звёзд, являющаяся результатом взрыва белого карлика. Белый карлик является «остатком» звезды, которая завершила свой нормальный жизненный цикл и в которой прекратились термоядерные реакции. Тем не менее, в белых карликах при определённых условиях могут происходить дальнейшие реакции углеродно-кислородного синтеза, которые высвобождают огромное количество энергии, если его температура поднимается достаточно высоко.Физически белые карлики с низкой скоростью вращения ограничены по своей массе пределом Чандрасекара (около 1,38 солнечных масс). Это максимальная масса, которая может быть скомпенсирована давлением вырождения электронов. После достижения этого предела белый карлик начнет сжиматься. Если белый карлик постепенно «срастается» массой со второй компонентой (аккреция), то, по общепринятой гипотезе, его ядро достигнет температуры ядерного горения углерода по мере приближения к пределу. Если белый карлик сливается с другой звездой (очень редкий случай), он на мгновение может превысить предел своей массы и начнёт разрушаться, снова поднимая свою температуру до точки воспламенения при прошлом ядерном синтезе. В течение нескольких секунд после начала ядерного синтеза со значительной частью вещества белого карлика происходит быстрая термоядерная реакция с выделением достаточного количества энергии (1 — 2 × 1044 Дж), вызывающая взрыв новой сверхновой звезды.Эта категория сверхновых обладает одинаковой максимальной светимостью из-за однородной массы белых карликов, которые взрываются посредством механизма аккреции. Постоянство этого значения позволяет этим взрывам использоваться в качестве стандартных измерителей (т.н. «стандартная свеча») для измерения расстояния до их галактик, поскольку визуальная звёздная величина сверхновых зависит прежде всего от расстояния.
  • Supernova vom Typ Ia sind eine relativ homogene Gruppe von Supernovae. Beim explosiven Aufleuchten zeigen sie in ihren Spektren keine Anzeichen von Wasserstoff oder Helium. Ihr charakteristisches Merkmal sind starke Absorptionslinien des Siliziums in der Zeit nach dem Maximum. Typ-Ia-Supernovae werden auch nach ihrem vermuteten Explosionsmechanismus als thermonukleare Supernovae bezeichnet. In ihren Supernovaüberresten befindet sich kein überlebender Zentralstern im Gegensatz zu allen anderen Supernovaarten. Supernovae vom Typ Ia sind die am genauesten bekannten Standardkerzen zur Entfernungsbestimmung im Bereich kosmologischer Distanzen.
  • Tip Ia süpernova, alt kataklizmik değişen yıldızlar kategorisinde olan bir beyaz cüce yıldızın, şiddetli patlamasının sonuçlarından biri. Süpernovalar ani patlayan ve parlaklıklarında büyük bir artış gösteren sistemler olup görünür parlaklıkları -16 ile -20 kadire kadar yükselebilir. Novalardan çok daha büyük patlama şiddetlerine sahiptirler. Ani patlamaları nedeniyle Kataklizmik değişenler sınıfına dahil edilirler.Tip Ia Süpernovalarının (Tip Ia SN), kütleli beyaz cüceler üzerinde madde yığılmasıyla oluşan Termonükleer patlamalar sonucu gerçekleştiği bilinmektedir. Patlama anında parlaklıkları, bir gökadanın toplam parlaklığına ulaşabilen Tip Ia SN'lar gökada ötesi uzaklıkları saptamak ve temel kozmolojik parametreleri ölçmek için iyi adaydırlar. Bunun yanı sıra Tip Ia SN'lar yıldızlar arası ortamdaki maddenin kimyasal zenginliklerine ağır elementler bakımından katkıda bulunurlar. Yıldızlar arası ortama SN'lar tarafından fırlatılan enerji yeni bir yıldızın oluşumunu tetikler. Tip Ia SN'lar gökada oluşumda geri besleyici bir etki oluşturur. Bu da gökadaların oluşumu ve yıldızlar arası ortamın evrimi hakkında bilgiler verir.
  • Type Ia supernovae occur in binary systems (two stars orbiting one another) in which one of the stars is a white dwarf while the other can vary from a giant star to an even smaller white dwarf. A white dwarf is the remnant of a star that has completed its normal life cycle and has ceased nuclear fusion. However, white dwarfs of the common carbon-oxygen variety are capable of further fusion reactions that release a great deal of energy if their temperatures rise high enough.Physically, carbon-oxygen white dwarfs with a low rate of rotation are limited to below 1.38 solar masses. Beyond this, they re-ignite and in some cases trigger a supernova explosion. Somewhat confusingly, this limit is often referred to as the Chandrasekhar mass, despite being marginally different from the absolute Chandrasekhar limit where electron degeneracy pressure is unable to prevent catastrophic collapse. If a white dwarf gradually accretes mass from a binary companion, the general hypothesis is that its core will reach the ignition temperature for carbon fusion as it approaches the limit. If the white dwarf merges with another star (a very rare event), it will momentarily exceed the limit and begin to collapse, again raising its temperature past the nuclear fusion ignition point. Within a few seconds of initiation of nuclear fusion, a substantial fraction of the matter in the white dwarf undergoes a runaway reaction, releasing enough energy (1–2×1044 J) to unbind the star in a supernova explosion.This category of supernovae produces consistent peak luminosity because of the uniform mass of white dwarfs that explode via the accretion mechanism. The stability of this value allows these explosions to be used as standard candles to measure the distance to their host galaxies because the visual magnitude of the supernovae depends primarily on the distance.
  • Una supernova de tipus Ia és una subcategoria de supernoves que resulta de la violenta explosió d'una estrella nana blanca. Una nana blanca és el romanent d'una estrella que ha completat el seu cicle de vida normal i ha deixat de fer fusió nuclear. No obstant això, les nanes blanques de la varietat carboni-oxigen comú són capaços de fer reaccions de fusió, a més, d'alliberar una gran quantitat d'energia si les temperatures pugen prou alt.Físicament, les nanes blanques carboni-oxigen amb una baixa taxa de rotació es limiten a menys d'1,38 masses solars. Més enllà d'això, es tornen a encendre i, en alguns casos, provocar l'explosió d'una supernova. Confusament, aquest límit es refereix sovint com la massa de Chandrasekhar, tot i ser subtilment diferent del límit de Chandrasekhar absolut on la pressió de degeneració d'electrons no és capaç d'evitar el col·lapse catastròfic. Si una nana blanca gradualment acreta massa d'una companya binària, la hipòtesi general és que el seu nucli s'arriba a la temperatura d'ignició per a la fusió del carboni a mesura que s'acosta al límit. Si la nana blanca es fusiona amb una altra estrella (un fet molt poc freqüent), en un moment excedirà el límit i començaran a esfondrar-se, en elevar la seva temperatura més enllà del punt de fusió d'ignició nuclear. Als pocs segons de l'inici de la fusió nuclear, una fracció substancial de la matèria a la nana blanca es sotmet a una reacció fora de control, alliberant energia suficient (1-2 × 1044 J) per deslligar l'estrella en una explosió de supernova. Aquesta categoria de supernoves produeixen lluminositat pic consistent a causa de la massa uniforme de les nanes blanques que esclaten a través del mecanisme d'acreció. L'estabilitat d'aquest valor permet que aquestes explosions puguin ser utilitzades com candeles estàndard per mesurar la distància a les seves galàxies amfitriones perquè la magnitud aparent de les supernoves depèn principalment de la distància.
  • Una supernova di tipo Ia è una tipologia di supernova originata dall'esplosione di una nana bianca. Una nana bianca è ciò che resta di una stella di massa medio-piccola che ha completato il suo ciclo vitale e al cui interno la fusione nucleare è cessata; tuttavia, le nane bianche al carbonio-ossigeno, le più comuni dell'Universo, sono in grado, se le loro temperature salgono a sufficienza, di far perdurare le reazioni di fusione, che rilasciano una gran quantità di energia.Da un punto di vista fisico, le nane bianche a lenta rotazione possiedono una massa limite, definita limite di Chandrasekhar, che equivale a circa 1,44 masse solari (M☉). Questa è la massa più elevata che può essere supportata dalla pressione esercitata dagli elettroni degenerati; oltre questo limite le nane bianche tendono a collassare. Se una nana bianca aumenta gradualmente la propria massa accrescendola da una compagna in un sistema binario, si ritiene che, nel momento in cui si approssima al limite, il suo nucleo possa raggiungere la temperatura richiesta per la fusione del carbonio. Se la nana bianca si fonde poi con un'altra stella (un evento in realtà molto raro), essa potrebbe persino superare il limite e iniziare a collassare, riaumentando la temperatura fino al punto di fusione. Entro pochi secondi dall'inizio della fusione, una sostanziale frazione della materia della nana bianca subisce una reazione termica incontrollata che rilascia un'energia sufficiente (1-2 × 1044 J) a disgregare la stella in una violenta esplosione.Questa categoria di supernovae produce un picco notevole di luminosità assoluta, che si presenta pressoché simile in tutte le esplosioni di questo tipo a causa della relativa uniformità delle masse delle nane bianche che esplodono in seguito ai processi di accrescimento. Per tale ragione le supernovae di tipo Ia sono utilizzate come candele standard per misurare la distanza della loro galassia ospitante, poiché la loro magnitudine apparente dipende quasi esclusivamente dalla distanza a cui si trovano.
  • Ia형 초신성(Type Ia supernova)은 초신성의 하위 범주로, 백색 왜성이 격렬하게 폭발한 결과물이다. 백색 왜성이란 핵융합이 끝나 일반적인 삶의 주기가 종료된 항성의 잔해이다. 그런데 백색 왜성 중 온도가 높아지면 엄청난 양의 에너지를 방출하여 핵융합을 다시 시작할 수 있는 것이 있다.자전 속도가 낮은 백색 왜성의 질량은 찬드라세카르 한계인 약 1.44 태양질량 이하로 물리적으로 제한된다. 이것은 별이 전자 축퇴압으로 유지될 수 있는 최대한의 질량이다. 이 한계를 넘어서면 백색 왜성은 붕괴해 버린다. 만약 백색 왜성이 동반성의 질량을 점차적으로 뺏어온다면, 그 질량이 한계점에 가까워짐에 따라 백색 왜성의 핵이 탄소 연소를 일으킬 수 있는 발화 온도에 도달하게 된다는 것이 통설이다. 만약 백색 왜성이 다른 별과 하나로 합쳐진다면(매우 드문 경우), 그 온도는 핵융합 발화 온도보다 훨씬 뜨거워지고, 순간적으로 찬드라세카르 한계를 뛰어넘어 붕괴하기 시작한다. 핵융합이 일어나는 찰나의 순간동안 백색 왜성을 이루는 물질의 상당량이 열폭주 반응을 일으켜 1~2×1044 J 상당의 에너지를 방출한다. 이 에너지는 별의 속박을 풀어 버리고 초신성 폭발을 일으키기에 충분한 양이다.강착 메커니즘을 통해 폭발하는 백색 왜성의 질량이 균일하기에, 이 종류의 초신성은 최고 광도가 일정하다. 이 값의 안정성 때문에, Ia형 초신성 폭발은 그 실시 등급이 주로 지구까지의 거리에 의해 결정되는 고로, 초신성이 속해 있는 모은하까지의 거리를 재는 척도로 사용된다.
  • Ia型超新星(Type Ia supernova)は、超新星、激変星のサブカテゴリーの1つである。白色矮星の激しい爆発の結果生じる。白色矮星は、核融合を終え、寿命が尽きた恒星の残骸である。しかし、炭素と酸素に富む白色矮星は、温度が十分に高いと、莫大なエネルギーを放出してさらに核融合を進めることができる。物理学的に、自転速度の遅い白色矮星は、太陽質量のおよそ1.38倍のチャンドラセカール限界よりも小さい質量に限定される。これは、電子縮退圧によって支えることのできる最大の質量である。この限界を超えると、白色矮星は崩壊を始める。伴星から白色矮星に徐々に質量転移が起こり、物質が降着すると、核が炭素燃焼過程を開始する温度に達する。非常に稀ではあるが、白色矮星が別の恒星と融合すると、瞬間的に限界を超えて崩壊を始め、核融合が開始される温度を超える。核融合開始後、数秒の間に、白色矮星を構成する物質のかなりの部分が熱暴走を起こし、1-2×1044Jものエネルギーを放出して、超新星爆発を起こす。この種類の超新星は、白色矮星の質量が均一であるため、ピークの明るさが一定している。この安定性により、Ia型超新星は、視等級の大きさが距離に依存するため、それが含まれる銀河までの距離を測定する標準光源として用いることができる。
  • Una supernova de tipo Ia es una subcategoría de estrellas variables que se producen después de la violenta explosión de una enana blanca. Las enanas blancas son los restos de estrellas que han completado su ciclo normal de vida y han cesado su fusión nuclear. Sin embargo, las enanas blancas de oxígeno y carbono común son capaces de desencadenar fusiones adicionales que liberan una gran cantidad de energía si su temperatura es lo suficientemente alta. Físicamente, las enanas blancas con una tasa baja de rotación están limitadas a una masa que está por debajo del límite de Chandrasekhar alrededor de 1.38 masas solares. Esta es la masa máxima que puede ser soportada por la presión degenerada de electrones. Más allá de estos límites, la enana blanca comenzará a colapsarse. Si una enana blanca acrecenta poco a poco la masa de una compañera binaria, se cree que su núcleo puede alcanzar la temperatura de ignición por la fusión del carbono al acercarse a los límites. Si la enana blanca se junta con otra estrella (algo muy extraño), momentáneamente excederá los límites y empezará a colapsarse, aumentando nuevamente su temperatura más allá del punto de ignición de la fusión nuclear. A los pocos segundos del comienzo de la fusión nuclear, una parte considerable de la materia de la enana blanca es sometida a una reacción térmica, liberando bastante energía (1-2 × 1044 julios) para separarla de la estrella en una explosión de supernova.Esta categoría de supernovas produce picos coherentes de luminosidad a causa de la masa uniforme de las enanas blancas que explotan a través del mecanismo de acreción. La estabilidad de su valor permite que estas explosiones se usen como medidas para medir la distancia a sus galaxias anfitrionas porque la magnitud aparente de las supernovas depende principalmente de la distancia.
  • Uma supernova tipo Ia é uma sub-categoria das estrelas variáveis cataclísmicas, resultado de uma violenta explosão de uma estrela anã branca. Uma anã branca é o resíduo de uma estrela que completou o seu ciclo de vida normal e cessou sua fusão nuclear. Entretanto, anãs brancas do tipo comum de carbono-oxigênio são capazes de futuras reações de fusão, que liberam uma grande quantidade de energia se sua temperatura estiver alta o suficiente. Fisicamente, as anãs brancas de baixo índice de rotação são limitadas a massas que estão abaixo do limite de Chandrasekhar, de cerca de 1,38 massas solares. Essa é a massa máxima que pode ser suportada pela pressão de degenerescência dos elétrons. Além desse limite, a anã branca entraria em colapso. Se uma anã branca gradualmente acresce da massa de uma companheira binária, acredita-se que seu núcleo atinge a temperatura de ignição da fusão do carbono, uma vez que esta alcança o limite. Se a anã branca fundir-se com outra estrela (um fato muito raro), ela irá momentaneamente ultrapassar o limite e entrar em colapso, mais uma vez elevando sua temperatura anterior ao ponto de ignição de fusão nuclear. Dentro de poucos segundos após o início da fusão nuclear, uma fração substancial de matéria da anã branca sofre uma reação nuclear que libera energia suficiente (1-2 × 1044 joules) para liberar a estrela em uma explosão de supernova.Essa categoria de supernovas produz um consistente pico de luminosidade por causa da massa uniforme das anãs brancas que explodem pelo mecanismo de acresção. A estabilidade desse valor permite que essas explosões sejam usadas como velas padrão para medir a distância de suas galáxias hospedeiras porque a magnitude aparente das supernovas depende sobretudo da distância.
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  • La supernova thermonucléaire, ou supernova de type Ia, est un des deux types principaux du phénomène de supernova.Il consiste en l'explosion intégrale d'un cadavre stellaire de type naine blanche, par dépassement de la limite de Chandrasekhar (dépassement de la pression de dégénérescence électronique) initié par la capture de matière déversée par un compagnon proche.
  • Az Ia (kimondva: „Egy a”) típusú szupernóva a szupernóvák egy alosztálya, szoros kettős vagy többes rendszerekben lévő fehér törpék végső robbanása.
  • Ia型超新星(Type Ia supernova)は、超新星、激変星のサブカテゴリーの1つである。白色矮星の激しい爆発の結果生じる。白色矮星は、核融合を終え、寿命が尽きた恒星の残骸である。しかし、炭素と酸素に富む白色矮星は、温度が十分に高いと、莫大なエネルギーを放出してさらに核融合を進めることができる。物理学的に、自転速度の遅い白色矮星は、太陽質量のおよそ1.38倍のチャンドラセカール限界よりも小さい質量に限定される。これは、電子縮退圧によって支えることのできる最大の質量である。この限界を超えると、白色矮星は崩壊を始める。伴星から白色矮星に徐々に質量転移が起こり、物質が降着すると、核が炭素燃焼過程を開始する温度に達する。非常に稀ではあるが、白色矮星が別の恒星と融合すると、瞬間的に限界を超えて崩壊を始め、核融合が開始される温度を超える。核融合開始後、数秒の間に、白色矮星を構成する物質のかなりの部分が熱暴走を起こし、1-2×1044Jものエネルギーを放出して、超新星爆発を起こす。この種類の超新星は、白色矮星の質量が均一であるため、ピークの明るさが一定している。この安定性により、Ia型超新星は、視等級の大きさが距離に依存するため、それが含まれる銀河までの距離を測定する標準光源として用いることができる。
  • Tip Ia süpernova, alt kataklizmik değişen yıldızlar kategorisinde olan bir beyaz cüce yıldızın, şiddetli patlamasının sonuçlarından biri. Süpernovalar ani patlayan ve parlaklıklarında büyük bir artış gösteren sistemler olup görünür parlaklıkları -16 ile -20 kadire kadar yükselebilir. Novalardan çok daha büyük patlama şiddetlerine sahiptirler.
  • Ia형 초신성(Type Ia supernova)은 초신성의 하위 범주로, 백색 왜성이 격렬하게 폭발한 결과물이다. 백색 왜성이란 핵융합이 끝나 일반적인 삶의 주기가 종료된 항성의 잔해이다. 그런데 백색 왜성 중 온도가 높아지면 엄청난 양의 에너지를 방출하여 핵융합을 다시 시작할 수 있는 것이 있다.자전 속도가 낮은 백색 왜성의 질량은 찬드라세카르 한계인 약 1.44 태양질량 이하로 물리적으로 제한된다. 이것은 별이 전자 축퇴압으로 유지될 수 있는 최대한의 질량이다. 이 한계를 넘어서면 백색 왜성은 붕괴해 버린다. 만약 백색 왜성이 동반성의 질량을 점차적으로 뺏어온다면, 그 질량이 한계점에 가까워짐에 따라 백색 왜성의 핵이 탄소 연소를 일으킬 수 있는 발화 온도에 도달하게 된다는 것이 통설이다. 만약 백색 왜성이 다른 별과 하나로 합쳐진다면(매우 드문 경우), 그 온도는 핵융합 발화 온도보다 훨씬 뜨거워지고, 순간적으로 찬드라세카르 한계를 뛰어넘어 붕괴하기 시작한다.
  • Una supernova de tipo Ia es una subcategoría de estrellas variables que se producen después de la violenta explosión de una enana blanca. Las enanas blancas son los restos de estrellas que han completado su ciclo normal de vida y han cesado su fusión nuclear. Sin embargo, las enanas blancas de oxígeno y carbono común son capaces de desencadenar fusiones adicionales que liberan una gran cantidad de energía si su temperatura es lo suficientemente alta.
  • Supernowa typu Ia – odmiana supernowej powstająca w wyniku eksplozji białego karła.W odróżnieniu do innych rodzajów supernowych, obiekty typu Ia są zazwyczaj znajdowane we wszystkich typach galaktyk, nawet eliptycznych. Nie wykazują żadnych związków z obszarami formowania gwiazd.Eksplozje supernowych typu Ia uwalniają najwięcej energii spośród wszystkich znanych rodzajów supernowych.
  • Una supernova de tipus Ia és una subcategoria de supernoves que resulta de la violenta explosió d'una estrella nana blanca. Una nana blanca és el romanent d'una estrella que ha completat el seu cicle de vida normal i ha deixat de fer fusió nuclear.
  • Supernova vom Typ Ia sind eine relativ homogene Gruppe von Supernovae. Beim explosiven Aufleuchten zeigen sie in ihren Spektren keine Anzeichen von Wasserstoff oder Helium. Ihr charakteristisches Merkmal sind starke Absorptionslinien des Siliziums in der Zeit nach dem Maximum. Typ-Ia-Supernovae werden auch nach ihrem vermuteten Explosionsmechanismus als thermonukleare Supernovae bezeichnet.
  • Uma supernova tipo Ia é uma sub-categoria das estrelas variáveis cataclísmicas, resultado de uma violenta explosão de uma estrela anã branca. Uma anã branca é o resíduo de uma estrela que completou o seu ciclo de vida normal e cessou sua fusão nuclear. Entretanto, anãs brancas do tipo comum de carbono-oxigênio são capazes de futuras reações de fusão, que liberam uma grande quantidade de energia se sua temperatura estiver alta o suficiente.
  • Сверхновая типа Ia (англ. Type Ia supernova) — подкатегория сверхновых звёзд, которые, в свою очередь, являются подкатегорией катаклизмических переменных звёзд, являющаяся результатом взрыва белого карлика. Белый карлик является «остатком» звезды, которая завершила свой нормальный жизненный цикл и в которой прекратились термоядерные реакции.
  • Type Ia supernovae occur in binary systems (two stars orbiting one another) in which one of the stars is a white dwarf while the other can vary from a giant star to an even smaller white dwarf. A white dwarf is the remnant of a star that has completed its normal life cycle and has ceased nuclear fusion.
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