1、空調IA型與IB型有什麼不同
表示空調適應的氣候類型，也就是空調所能承受的最高環境溫度的高低不同。
2、誰介紹一下1a型超新星和1a型白矮星
注意：只有Ia超新星的說法。
Ia型超新星屬於一種變星，准確說來，它是由白矮星產生劇烈爆炸結果的激變變星。
第一種Ia超新星的發生情況：
形成這類超新星的模型是近密雙星系統。原來的雙星系統的兩個或以上的恆星，它們都處在主星序。
假設1：其中質量較大的是主星。由質量較大的恆星開始，在這一對恆星中的主星先演變成巨星，恆星的外層擴展成非常的巨大。如果這一對恆星共用恆星外層，那麼系統可能會因為角動量的減少、軌道半徑和超出洛希瓣等因素，失去相當大的質量。
由此，可提出第二個假設：在主星演化成白矮星之後，伴星也演化成為紅巨星，並且質量逐漸因吸積而累積至主星上。在最後的共享包層階段，角動量的丟失使兩顆星呈螺旋狀的型式更為靠近，成為更加靠近的雙星。如果吸積持續的時間夠長，白矮星的質量最終可能接近錢德拉塞卡極限而發生爆炸。
第二種Ia超新星的：
兩個超錢德拉塞卡極限的星在合並後的質量超過錢德拉塞卡極限。但是在這種情況下，總質量卻不會受到錢德拉塞卡極限的限制， 兩顆白矮星發生便同時發生爆炸。
PS：
從亞巨星或主序星等星體，只要它們軌道接近，白矮星也可以累積質量。其演變過程和質量的累積、角動量和速度有關。
Ia超新星普遍出現各種類型星系中的各個區域里。關於產生的物質，我個人根據它的光變曲線認為：物質中的，鎳-56經由鈷-56成為鐵-56的放射性衰變過程中產生了許多高能量的光子。
3、世界上第一種實用型的艦載預警機是什麼？
第二次世界大戰以後，美國將C-IA小型運輸機的單垂尾改為雙垂尾，裝上雷達天線罩，改裝成XTE-IW型早期預警機。1956年12月17日首次試飛，後經改進，裝上新型的電子設備。1958年3月3日正式試飛成功。定名為E-IB「跟蹤者刀艦載預警機」，這是世界上第一種實用型的艦載預警機。它的作戰探測對象是海面艦只和空中入侵目標，並可進行反潛。當發現情況時，它即及時對己方戰斗機實施指揮和引導，准確攻擊入侵目標。
4、AB型和O型血後代
一般情況下不可能，除非母親有O型隱性！
就是ABO型血，那樣只會顯出AB來！
那麼孩子應該是遺傳了母親的O型隱性！
由於這種情況很少，ABO型血在一般醫院也查不出來，所以要選擇大醫院仔細檢查，才能發現有隱性存在。
呼呼！希望能幫到你！
5、請詳細介紹Ia，Ib，Ic超新星的區別和誕生條件、過程
天文學家利用超新星的光度曲線和不同的化學元素在光譜中會產生不同的吸收線嘗試來為它們分類，作為了解超新星的一部分。分類的第一個依據是是否存在氫元素造成的吸收譜線。如果一顆超新星的光譜中包含氫的譜線(在可見光部分的譜線是巴耳末系)，它就屬於II型超新星；否則就是I型超新星。在這兩種類型中，每種都會依據存在於譜線中的其它元素或光度曲線的形狀再細分 (依據這顆超新星的視星等相對於時間的函數關系圖) 。
I型超新星
I型超新星依據譜線為基礎再細分，典型的Ia型超新星有強烈的硅吸收線。這條譜線不明顯或不強烈的I型超新星被歸類為Ib或Ic型超新星，Ib型超新星顯示出強烈的中性氦譜線， Ic型超新星則缺乏這種譜線。所有I型超新星的光度曲線都與Ia型超新星相似，所以光度曲線不是I型超新星分類的依據。
少數的Ia型超新星顯現出不尋常的特徵，如非標準的光度或寬廣的光度曲線，但檢視它們在早期的樣本中都會顯示出與分類典型相似的特徵。例如，低光度的 SN 2008ha通常分類為類SN 2002cx或是Ia-2002cx。
II型超新星
II型超新星也可以依據光譜來細分。大部分的II型超新星都顯現非常寬的發射線，這表示它是以每秒數千公里 (Km/Sec.) 的速度在膨脹。有些，像是SN 2005gl，有著相對狹窄的譜線，它們被分類為IIn型超新星，其中的'n'代表'狹窄'。
少數的超新星，像是SN 1987K和SN 1993J，顯示出不同的類型：初期，它們顯示出氫的譜線，但是經過幾周或幾個月的衰減期之後，光線中主要是氦的譜線。IIb型超新星的功能就是用來描述II型超新星和Ib相關聯的組合。
II型超新星在光度下降的過程中，依然廣泛的呈現由氫主導的光譜，因此細分類主要是依據其光度曲線。最常見的類型是在最大亮度之後不久，光度的下降曲線中會出現"高原區"，視星等會維持幾個月的穩定不變，然後才繼續下降。這一形稱為II-P型超新星，P代表高原。較罕見的缺乏高原區特徵的II-L型超新星，"L"代表是線性的，因為光度曲線實際上是一條直線。
並不是所有的超新星都能正常的分類，不能吻合上述特徵的分類為特異型超新星，或標示為'pec'。
當前的模型
Ia型
這一類的超新星的形成途徑有多種，但這些途徑都共有一個相同的內在機制：如果一個以碳-氧[nb 2]為主要成分的白矮星吸積了足夠多的物質並達到了約為1.38倍太陽質量的錢德拉塞卡極限（對於一個不發生自轉的恆星而言），它將無法再通過電子簡並壓力來平衡自身的引力從而會發生坍縮。不過，當今天體物理學界普遍認為在一般情形下這個極限是無法達到的：在坍縮發生之前隨著白矮星內核溫度和密度的不斷上升，在白矮星質量離極限還差1%時就會引爆碳燃燒過程。在幾秒鍾之內白矮星的相當一部分物質會發生核聚變，從中釋放足夠的能量（1-2×1044焦耳）而引起超新星爆發。一束向外擴散的激波會由此產生並可達到5000-20000千米/秒的速度，其大約相當於光速的3%。同時恆星的光度會有非常顯著的增加，絕對星等可達-19.3等（相當於比太陽亮五十億倍），並且這一光度幾乎不會變化。
研究此類超新星形成的模型之一是一個密近雙星系統。雙星中質量較大的一顆恆星在演化過程中會更早地離開主星序並膨脹為一顆紅巨星[45]。隨著雙星的共同軌道的逐漸收縮，紅巨星最終將其絕大多數外層物質向外噴射，直到它內部不能繼續進行核聚變。此時它演化為一顆主要由碳和氧構成的白矮星。其後系統中的另一顆恆星也將演化為紅巨星，並且這顆紅巨星的質量會被臨近的白矮星吸積，使後者質量不斷增長。在軌道足夠接近的情形下，白矮星也有可能從包括主序星在內的其他類型的伴星吸積質量。
Ia型超新星爆發形成的另一種模型是兩顆白矮星的合並，屆時合並後的質量將有可能超過錢德拉塞卡極限，但此類情形較前者發生幾率較低。
Ia型超新星具有特徵性的光度曲線，在爆炸發生後它的光度是時間的函數。它所發出的光輻射來自內部從鎳-56經鈷-56到鐵-56的放射性衰變所釋放的能量。現在一般認為那些由單一質量吸積形成的Ia型超新星的光度曲線普遍都具有一個相同的光度峰值，這使得它們可被輔助用作天文學上的標准燭光，並用於測量它們宿主星系的距離。不過，最近的觀測表明它們的光度曲線的平均寬度也會發生一定的演化，這意味著Ia型超新星的固有光度也會發生變化，盡管這種變化在一個較大的紅移尺度上才表現得較為顯著。
Ib和Ic型
這兩類超新星的形成機制很可能類似於大質量恆星內部核反應燃料耗盡而形成II型超新星的過程；但有所不同的是，形成Ib或Ic型超新星的恆星由於強烈的恆星風或與其伴星的相互作用而失去了由氫元素構成的外層。Ib型超新星被認為是大質量的沃爾夫-拉葉星坍縮後的產物。另外還有一些證據認為少量的Ic型超新星是伽瑪射線暴的產生原因，但也有觀點認為任何氫元素外層被剝離的Ib或Ic型超新星在爆炸的幾何條件允許的情形下都有可能生成伽瑪射線暴。
II型
質量不小於九倍太陽質量的大質量恆星具有相當復雜的演化風格[5]。在恆星內核中的氫元素不斷地通過核聚變產生氦元素，其中釋放的能量會產生向外的輻射壓，從而保證了內核的流體靜力學平衡而避免恆星自身巨大的引力導致的坍縮。
而當恆星內核的氫元素消耗殆盡而無法再產生足夠的輻射壓來平衡引力時，內核的坍縮開始，這期間會使內核的溫度和壓力急劇升高並能夠將氦元素點燃。由此恆星內核的氦元素開始聚變為碳元素，並能夠產生相當的輻射壓來中止坍縮。這使得內核膨脹並稍微冷卻，此時的內核具有一個氫聚變的外層和一個更高溫高壓的氦聚變的中心。（其他元素如鎂、硫、鈣也會產生並在某些情形下在後續反應中燃燒。）
上述的過程會反復幾次，每一次的內核坍縮都會由下一個更重的元素的聚變過程而中止，並不斷地產生更高的溫度和壓力。星體由此變成了像洋蔥一樣的層狀結構，越靠近外層的元素越容易發生聚變反應。每一層都依靠著其內部下一層的聚變反應所產生的熱能和輻射壓力來中止坍縮，直到這一層的聚變燃料消耗殆盡；並且每一層都比其外部一層的溫度更高、燃燒更快：從硅到鎳的燃燒過程只需要一天或幾天左右的時間。
在這樣過程的後期，不斷增加的重元素參與了核聚變，而生成的相關元素原子的結合能也在不斷增加，從而導致聚變反應釋放的能量不斷減少。並且在更高的能量下內核會發生光致蛻變以及電子俘獲過程，這都會導致內核的能量降低並一般會加速核聚變反應以保持平衡。這種重元素的不斷合成在鎳-56處終止，這一聚變反應中不再有能量釋放（但能夠通過放射性衰變產生鐵-56）這樣的結果導致了這個鎳-鐵成分的內核無法再產生任何能夠平衡星體自身引力的向外的輻射壓，而唯一能夠起到一定平衡作用的是內核的電子簡並壓力。如果恆星的質量足夠大，則這個內核的質量最終將有可能超過錢德拉塞卡極限，這樣電子簡並壓力也不足以平衡引力坍縮。最終在星體自身強大的引力作用下，內核最內層的原本將原子核彼此分開的力也無法支撐，星體由此開始毀滅性的坍縮，並且此時已沒有任何聚變反應能夠阻止坍縮的發生。