Versio 12. lokakuuta 2012 kello 00.06 muokkaa Ukkeli637 (keskustelu \| muokkaukset) 101 muokkausta Ei muokkausyhteenvetoa ← Vanhempi muutos		Versio 12. lokakuuta 2012 kello 00.07 muokkaa kumoa Ukkeli637 (keskustelu \| muokkaukset) 101 muokkausta Ei muokkausyhteenvetoa Uudempi muutos →
Rivi 1: [[Image:EtaCarinae.jpg\|250px\|right\|thumb\|[[Eta Carinae]], yksi lähimmistä mahdollisista tulevista hypernovista]] [[Tiedosto:[[R136a1]].jpg\|pienoiskuva\|Wolfin–Rayetin tähti R136a1 päättää päivänsä todennäköisesty hypernovalla.]] '''Hypernova''' voi syntyä, kun erittäin suuri [[tähti]] romahtaa elinkaarensa lopussa. [[1990-luku\|1990-luvulle]] asti hypernova määriteltiin [[supernova]]ksi, jossa vapautuu yli 10<sup>48</sup> [[joule]]a [[energia]]a. Tämä on noin 100 kertaa enemmän kuin tavanomaisten tyypin II supernovien räjähdyksessä vapautuu. Hypernovat voivat olla pitkän matkan [[gammapurkaus\|gammapurkausten]] alkuperä.<ref>http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l1/why_hyper.html</ref>

Ero sivun ”Hypernova” versioiden välillä