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K > ニュートリノは数は多い。数で言うと世の中の物質のほとんどはニュートリノ。暗黒物質の10億倍?。ただ、ニュートリノは一つ一つが軽い。[宇宙論/天文学] [宇宙学][2016/3/30]
K > エネルギーの内訳:星と銀河0.5%。ニュートリノ0.1〜0.7%。普通の物質(原子・宇宙ではガスなど)4.9%。暗黒物質27%。暗黒エネルギー68%。反物質0%。[宇宙論/天文学] [宇宙学][2016/3/30]
K > 太陽系は毎秒220キロで銀河の中を回る [宇宙学 天文学][2016/3/29]
K > ファーストスターはビッグバンから40万年後、太陽の40倍の重さ [宇宙学 天文学][2016/3/29]
K > ビックバンから1秒で陽子や中性子を合成 [宇宙学 天文学][2016/3/29]
K > ビッグバン元素合成(予言) H:He=3:1(質量比) 観測と良く合う [ビッグバンから3分でヘリウムまで合成] [宇宙学 天文学][2016/3/29]
K > 天文学者の用語ではHeより大きい元素は全部金属 [宇宙学][2016/3/29]
K > オリオン座のベテルギウス:平家星。太陽の20倍の重さ。640光年。15年で15%小さく。 [天文学 宇宙学][2016/3/29]
K > E=mc^2。太陽は毎秒40億キログラム軽くなる。 [天文学 宇宙学][2016/3/29]
K > ビッグバン直後は(元素は)水素とヘリウムだけ [宇宙学 天文学][2016/3/29]
小惑星:おもに火星と木星の間にある。隕石:おもに小惑星の破片。[2013年更新/引用元:2012年度高校講座 科学と人間生活 第16回/宇宙学/天文学]

系外惑星:恒星のゆらぎや明るさの変化で探す[2013年更新/引用元:2012年度NHK高校講座地学/宇宙学/天文学]

系外惑星の発見法:ドップラー法(惑星の質量が重要)とトランジット法(惑星の大きさが重要)[2013年更新/引用元:2012年度NHK高校講座地学/宇宙学/天文学]

地球型惑星は太陽に近いのでガスが吹きとばされ岩石質になった。木星型惑星は太陽から遠いのでガスがたまって大きくなった。[2013年更新/引用元:2012年度NHK高校講座地学/宇宙学/天文学/太陽系惑星]

木星型惑星は水素やヘリウムが主成分のガスにおおわれている[2013年更新/引用元:2012年度NHK高校講座地学/宇宙学/天文学/太陽系惑星]

火星:二酸化炭素の薄い大気。ドライアイスの極冠。[2013年更新/引用元:2012年度NHK高校講座地学/宇宙学/天文学/太陽系惑星]

金星:濃い大気。硫酸の雲と二酸化炭素の大気。表面温度は500度C。[2013年更新/引用元:2012年度NHK高校講座地学/宇宙学/天文学/太陽系惑星]

水星:大気がほとんどない。昼は400度C、夜は-200度C。[2013年更新/引用元:2012年度NHK高校講座地学/宇宙学/天文学/太陽系惑星]

太陽系には小天体があり、起源は惑星と同じ[2013年更新/引用元:2012年度NHK高校講座地学/天文学/宇宙学]

宇宙のちりから衝突や合体をくり返し惑星に成長[2013年更新/引用元:2012年度NHK高校講座地学/天文学/宇宙学]

ガスとちりでできた回転する円盤から太陽系が誕生[2013年更新/引用元:2012年度NHK高校講座地学/天文学/宇宙学]

恒星は星間雲の中から生まれた。太陽系も星間雲の中から生まれ、太陽を中心に回転しながらできた。[2013年更新/引用元:2012年度NHK高校講座理科総合/天文学/宇宙学]

地球型惑星と木星型惑星の違いは内部構造と自転の速さの違い[2013年更新/引用元:2012年度NHK高校講座理科総合/天文学/宇宙学]

太陽系は惑星のほか太陽系外縁天体、小惑星、彗星など含む[2013年更新/引用元:2012年度NHK高校講座理科総合/天文学/宇宙学]

太陽系の特徴:ほぼ円軌道。同一平面上。遠いほど間隔がひろい。[2013年更新/引用元:2012年度NHK高校講座地学/天文学/宇宙学]

地球が受け取るエネルギーは太陽の放射エネルギーの20億分の1[2013年更新/引用元:2012年度NHK高校講座理科総合(第4回)/天文学/宇宙学]

太陽の中心核では毎秒5億5千万トンの水素が核融合反応[2013年更新/引用元:2012年度NHK高校講座理科総合(第4回)/天文学/宇宙学]

太陽の中心核:1500万度。2千億気圧。[2013年更新/引用元:2012年度NHK高校講座理科総合(第4回)/天文学/宇宙学]

1天文単位:太陽から地球までの距離。1億5千万キロメートル弱。[2013年更新/引用元:2012年度NHK高校講座理科総合(第4回)/天文学/宇宙学]

超新星爆発をおこす星は、質量が太陽の10倍以上で、核融合反応で鉄までつくる[2013年更新/引用元:2012年度NHK高校講座地学[恒星の最期]/天文学/宇宙学]

白色わい星:核融合反応が終わり、余熱で光る[2013年更新/引用元:2012年度NHK高校講座地学[恒星の最期]/天文学/宇宙学]

白色わい星の密度は1立方センチメートルあたり1トン。中性子星の密度は1立方センチメートルあたり10億トン[2013年更新/引用元:2012年度NHK高校講座地学[恒星の最期]/天文学/宇宙学]

白色わい星:質量の小さな星の最期。超新星爆発:質量の大きな星の最期。[2013年更新/引用元:2012年度NHK高校講座地学[恒星の最期]/天文学/宇宙学/はくしょくわいせい]

鉄は核融合反応でできる最終元素[2013年更新/引用元:2012年度NHK高校講座地学[恒星の最期]/天文学/宇宙学]

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