เร็วกว่าเบราว์เซอร์!
15 ความสัมพันธ์: กระจุกดาวลูกไก่การจัดประเภทดาวฤกษ์รัศมีรัศมีดวงอาทิตย์อุณหภูมิยังผลดวงอาทิตย์ดาวยักษ์ใหญ่ดาวฤกษ์ดาวดวงแก้วดาวคาเพลลาดาวไมราดาวไฮเปอร์ไจแอนท์ความส่องสว่างแถบลำดับหลักไดอะแกรมของแฮร์ทสชปรุง-รัสเซลล์
กระจุกดาวลูกไก่
กระจุกดาวลูกไก่ หรือ กระจุกดาวไพลยาดีส (Pleiades) หรือวัตถุเมสสิเยร์ M45 หรือ ดาวพี่น้องทั้งเจ็ด เป็นกระจุกดาวเปิดในกลุ่มดาววัว ประกอบด้วยดาวฤกษ์ระดับ B ที่มีประวัติการสังเกตมาตั้งแต่สมัยกลาง นับเป็นหนึ่งในกระจุกดาวที่อยู่ใกล้โลกมากที่สุด และอาจเป็นกระจุกดาวที่มีชื่อเสียงมากที่สุดและสามารถมองเห็นได้อย่างชัดเจนด้วยตาเปล่า กระจุกดาวนี้ประกอบด้วยดาวฤกษ์สีน้ำเงินที่มีอายุราว 100 ล้านปี แต่เดิมเคยเชื่อว่าเศษฝุ่นที่ทำให้เกิดการสะท้อนแสงจาง ๆ เรืองรองรอบดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุดน่าจะเป็นเศษที่หลงเหลือจากการก่อตัวของกระจุกดาว (จึงมีชื่อเรียกอีกชื่อหนึ่งว่า เนบิวลามายา ตามชื่อดาวมายา) แต่ปัจจุบันเป็นที่ประจักษ์แล้วว่าไม่มีความเกี่ยวข้องกัน เป็นเพียงฝุ่นเมฆในสสารระหว่างดาวที่ดาวฤกษ์กำลังเคลื่อนผ่านเท่านั้น นักดาราศาสตร์คาดการณ์ว่ากระจุกดาวนี้จะมีอายุต่อไปอีกอย่างน้อย 250 ล้านปี หลังจากนั้นก็จะกระจัดกระจายออกไปเนื่องจากปฏิกิริยาแรงโน้มถ่วงที่เกิดจากดาราจักรเพื่อนบ้านใกล้เคียง.
ใหม่!!: ดาวยักษ์และกระจุกดาวลูกไก่ · ดูเพิ่มเติม »
การจัดประเภทดาวฤกษ์
ในวิชาดาราศาสตร์ การจัดประเภทของดาวฤกษ์ คือระบบการจัดกลุ่มดาวฤกษ์โดยพิจารณาจากอุณหภูมิพื้นผิวของดาวและคุณลักษณะทางสเปกตรัมที่เกี่ยวข้อง และอาจมีรายละเอียดปลีกย่อยอื่นๆ ติดตามมาก็ได้ อุณหภูมิของดาวฤกษ์หาได้จาก กฎการแทนที่ของเวียน แต่วิธีการนี้ทำได้ค่อนข้างยากสำหรับดาวที่อยู่ห่างไกลออกไปมากๆ สเปกโตรสโกปีของดาวทำให้เราสามารถจัดประเภทดาวได้จากแถบการดูดกลืนแสง ซึ่งสามารถสังเกตเห็นได้เฉพาะในช่วงอุณหภูมิเฉพาะเจาะจงช่วงหนึ่ง การจัดประเภทของดาวฤกษ์แบบดั้งเดิมมีการจัดระดับตั้งแต่ A ถึง Q ซึ่งเป็นที่มาของการกำหนดรหัสสเปกตรัมในปัจจุบัน.
ใหม่!!: ดาวยักษ์และการจัดประเภทดาวฤกษ์ · ดูเพิ่มเติม »
รัศมี
รูปวงกลมที่แสดงถึงรัศมี เส้นผ่านศูนย์กลาง จุดศูนย์กลาง และเส้นรอบวง รัศมี (อังกฤษ: radius พหูพจน์: radii) ของรูปวงกลมหรือทรงกลม คือส่วนของเส้นตรงใดๆ ที่เชื่อมต่อระหว่างจุดศูนย์กลาง ไปยังเส้นรอบวงหรือพื้นผิวของทรงกลม อีกนัยหนึ่งหมายถึงความยาวของส่วนของเส้นตรงนั้น รัศมีเป็นส่วนครึ่งหนึ่งของเส้นผ่านศูนย์กลาง ในทางวิทยาศาสตร์และวิศวกรรมศาสตร์ มีการใช้คำว่า รัศมีความโค้ง (radius of curvature) แทนความหมายที่คล้ายกับรัศมี ในกรณีทั่วไปที่ไม่ใช่สำหรับรูปวงกลมหรือทรงกลม อาทิ ทรงกระบอก รูปหลายเหลี่ยม กราฟ หรือชิ้นส่วนจักรกลต่างๆ รัศมีสามารถหมายถึงระยะทางที่วัดจากจุดกึ่งกลางหรือแกนสมมาตรไปยังจุดอื่นที่อยู่ภายนอก ซึ่งในกรณีนี้รัศมีอาจมีความยาวมากกว่าครึ่งหนึ่งของเส้นผ่านศูนย์กลางก็ได้ ความสัมพันธ์ระหว่างรัศมี r กับเส้นรอบวง c ของรูปวงกลมคือ.
ใหม่!!: ดาวยักษ์และรัศมี · ดูเพิ่มเติม »
รัศมีดวงอาทิตย์
รัศมีดวงอาทิตย์ เป็นหน่วยวัดระยะทางซึ่งถูกใช้เพื่อแสดงถึงขนาดของดาวฤกษ์ในทางดาราศาสตร์ โดยมีค่าเท่ากับรัศมีในปัจจุบันของดวงอาทิตย์: รัศมีดวงอาทิตย์มีค่าประมาณ 695,500 กิโลเมตร (432,450 ไมล์) หรือประมาณ 110 เท่าของรัศมีโลก หรือราว 10 เท่าของรัศมีโดยเฉลี่ยของดาวพฤหัสบดี ค่าดังกล่าวเปลี่ยนแปลงได้เล็กน้อยเนื่องจากการหมุนรอบตัวเองของดาว ซึ่งมีผลต่อความรีแป้น 10 ส่วนในล้านส่วน ดูเพิ่มที่ 1 จิกะเมตร สำหรับระยะห่างที่คล้ายกัน.
ใหม่!!: ดาวยักษ์และรัศมีดวงอาทิตย์ · ดูเพิ่มเติม »
อุณหภูมิยังผล
อุณหภูมิยังผล (Effective Temperature) ของวัตถุเช่นดาวฤกษ์หรือดาวเคราะห์คืออุณภูมิที่หาได้จากพลังงานทั้งหมดของการแผ่คลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าของวัตถุดำ อุณหภูมิยังผลจะใช้บ่อยในการประมาณอุณหภูมิของวัตถุเมื่อไม่ทราบโค้งการแผ่รังสี (emissivity curve) (ที่เป็นฟังก์ชันของความยาวคลื่น).
ใหม่!!: ดาวยักษ์และอุณหภูมิยังผล · ดูเพิ่มเติม »
ดวงอาทิตย์
วงอาทิตย์เป็นดาวฤกษ์ ณ ใจกลางระบบสุริยะ เป็นพลาสมาร้อนทรงเกือบกลมสมบูรณ์ โดยมีการเคลื่อนท่พาซึ่งผลิตสนามแม่เหล็กผ่านกระบวนการไดนาโม ปัจจุบันเป็นแหล่งพลังงานสำคัญที่สุดสำหรับสิ่งมีชีวิตบนโลก มีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 1.39 ล้านกิโลเมตร ใหญ่กว่าโลก 109 เท่า และมีมวลประมาณ 330,000 เท่าของโลก คิดเป็นประมาณ 99.86% ของมวลทั้งหมดของระบบสุริยะ มวลประมาณสามในสี่ของดวงอาทิตย์เป็นไฮโดรเจน ส่วนที่เหลือเป็นฮีเลียมเป็นหลัก โดยมีปริมาณธาตุหนักกว่าเล็กน้อย รวมทั้งออกซิเจน คาร์บอน นีออนและเหล็ก ดวงอาทิตย์เป็นดาวฤกษ์ลำดับหลักระดับจี (G2V) ตามการจัดประเภทดาวฤกษ์ ซึ่งเรียกอย่างไม่เป็นทางการว่า "ดาวแคระเหลือง" ดวงอาทิตย์เกิดเมื่อประมาณ 4.6 พันล้านปีก่อนจากการยุบทางความโน้มถ่วงของสสารภายในบริเวณเมฆโมเลกุลขนาดใหญ่ สสารนี้ส่วนใหญ่รวมอยู่ที่ใจกลาง ส่วนที่เหลือแบนลงเป็นแผ่นโคจรซึ่งกลายเป็นระบบสุริยะ มวลใจกลางร้อนและหนาแน่นมากจนเริ่มเกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชั่น ณ แก่น ซึ่งเชื่อว่าเป็นกระบวนการเกิดดาวฤกษ์ส่วนใหญ่ ดวงอาทิตย์มีอายุประมาณครึ่งอายุขัย ไม่มีการเปลี่ยนแปลงมากนักเป็นเวลากว่า 4 พันล้านปีมาแล้วและจะค่อนข้างเสถียรไปอีก 5 พันล้านปี หลังฟิวชันไฮโดรเจนในแก่นของมันลดลงถึงจุดที่ไม่อยู่ในดุลยภาพอุทกสถิตต่อไป แก่นของดวงอาทิตย์จะมีความหนาแน่นและอุณหภูมิเพิ่มขึ้นส่วนชั้นนอกของดวงอาทิตย์จะขยายออกจนสุดท้ายเป็นดาวยักษ์แดง มีการคำนวณว่าดวงอาทิตย์จะใหญ่พอกลืนวงโคจรปัจจุบันของดาวพุทธและดาวศุกร์ และทำให้โลกอาศัยอยู่ไม่ได้ มนุษย์ทราบความสำคัญของดวงอาทิตย์ที่มีโลกมาตั้งแต่สมัยก่อนประวัติศาสตร์ และบางวัฒนธรรมถือดวงอาทิตย์เป็นเทวดา การหมุนของโลกและวงโคจรรอบดวงอาทิตย์ของโลกเป็นรากฐานของปฏิทินสุริยคติ ซึ่งเป็นปฏิทินที่ใช้กันแพร่หลายในปัจจุบัน.
ใหม่!!: ดาวยักษ์และดวงอาทิตย์ · ดูเพิ่มเติม »
ดาวยักษ์ใหญ่
วยักษ์ใหญ่ (Supergiants) เป็นหนึ่งในบรรดาดาวฤกษ์มวลมากที่สุด ถ้าพิจารณาจากไดอะแกรมของเฮิร์ตสปรัง-รัสเซลล์ ดาวยักษ์ใหญ่จะอยู่บริเวณด้านบนของแผนภูมิ จากการจัดประเภทสเปกตรัมของ Yerkes ดาวยักษ์ใหญ่จัดอยู่ในประเภท Ia สำหรับดาวยักษ์ใหญ่ที่สว่างมาก หรือ Ib สำหรับดาวยักษ์ใหญ่ที่สว่างน้อย มีค่าความส่องสว่างปรากฏอยู่ระหว่าง -5 ถึง -12 โดยมากดาวยักษ์ใหญ่ที่สว่างที่สุดจะถูกจัดประเภทเป็น hypergiant ระดับ 0.
ใหม่!!: ดาวยักษ์และดาวยักษ์ใหญ่ · ดูเพิ่มเติม »
ดาวฤกษ์
นก่อตัวของดาวฤกษ์ในดาราจักรเมฆแมเจลแลนใหญ่ ภาพจาก NASA/ESA ดาวฤกษ์ คือวัตถุท้องฟ้าที่เป็นก้อนพลาสมาสว่างขนาดใหญ่ที่คงอยู่ได้ด้วยแรงโน้มถ่วง ดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้โลกมากที่สุด คือ ดวงอาทิตย์ ซึ่งเป็นแหล่งพลังงานหลักของโลก เราสามารถมองเห็นดาวฤกษ์อื่น ๆ ได้บนท้องฟ้ายามราตรี หากไม่มีแสงจากดวงอาทิตย์บดบัง ในประวัติศาสตร์ ดาวฤกษ์ที่โดดเด่นที่สุดบนทรงกลมท้องฟ้าจะถูกจัดเข้าด้วยกันเป็นกลุ่มดาว และดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุดจะได้รับการตั้งชื่อโดยเฉพาะ นักดาราศาสตร์ได้จัดทำบัญชีรายชื่อดาวฤกษ์เพิ่มเติมขึ้นมากมาย เพื่อใช้เป็นมาตรฐานในการตั้งชื่อดาวฤกษ์ ตลอดอายุขัยส่วนใหญ่ของดาวฤกษ์ มันจะเปล่งแสงได้เนื่องจากปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์ฟิวชั่นที่แกนของดาว ซึ่งจะปลดปล่อยพลังงานจากภายในของดาว จากนั้นจึงแผ่รังสีออกไปสู่อวกาศ ธาตุเคมีเกือบทั้งหมดซึ่งเกิดขึ้นโดยธรรมชาติและหนักกว่าฮีเลียมมีกำเนิดมาจากดาวฤกษ์ทั้งสิ้น โดยอาจเกิดจากการสังเคราะห์นิวเคลียสของดาวฤกษ์ระหว่างที่ดาวยังมีชีวิตอยู่ หรือเกิดจากการสังเคราะห์นิวเคลียสของซูเปอร์โนวาหลังจากที่ดาวฤกษ์เกิดการระเบิดหลังสิ้นอายุขัย นักดาราศาสตร์สามารถระบุขนาดของมวล อายุ ส่วนประกอบทางเคมี และคุณสมบัติของดาวฤกษ์อีกหลายประการได้จากการสังเกตสเปกตรัม ความสว่าง และการเคลื่อนที่ในอวกาศ มวลรวมของดาวฤกษ์เป็นตัวกำหนดหลักในลำดับวิวัฒนาการและชะตากรรมในบั้นปลายของดาว ส่วนคุณสมบัติอื่นของดาวฤกษ์ เช่น เส้นผ่านศูนย์กลาง การหมุน การเคลื่อนที่ และอุณหภูมิ ถูกกำหนดจากประวัติวิวัฒนาการของมัน แผนภาพคู่ลำดับระหว่างอุณหภูมิกับความสว่างของดาวฤกษ์จำนวนมาก ที่รู้จักกันในชื่อ ไดอะแกรมของแฮร์ทสชปรุง-รัสเซลล์ (H-R ไดอะแกรม) ช่วยทำให้สามารถระบุอายุและรูปแบบวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ได้ ดาวฤกษ์ถือกำเนิดขึ้นจากเมฆโมเลกุลที่ยุบตัวโดยมีไฮโดรเจนเป็นส่วนประกอบหลัก รวมไปถึงฮีเลียม และธาตุอื่นที่หนักกว่าอีกจำนวนหนึ่ง เมื่อแก่นของดาวฤกษ์มีความหนาแน่นมากเพียงพอ ไฮโดรเจนบางส่วนจะถูกเปลี่ยนเป็นฮีเลียมผ่านกระบวนการนิวเคลียร์ฟิวชั่นอย่างต่อเนื่อง ส่วนภายในที่เหลือของดาวฤกษ์จะนำพลังงานออกจากแก่นผ่านทางกระบวนการแผ่รังสีและการพาความร้อนประกอบกัน ความดันภายในของดาวฤกษ์ป้องกันมิให้มันยุบตัวต่อไปจากแรงโน้มถ่วงของมันเอง เมื่อเชื้อเพลิงไฮโดรเจนที่แก่นของดาวหมด ดาวฤกษ์ที่มีมวลอย่างน้อย 0.4 เท่าของดวงอาทิตย์ จะพองตัวออกจนกลายเป็นดาวยักษ์แดง ซึ่งในบางกรณี ดาวเหล่านี้จะหลอมธาตุที่หนักกว่าที่แก่นหรือในเปลือกรอบแก่นของดาว จากนั้น ดาวยักษ์แดงจะวิวัฒนาการไปสู่รูปแบบเสื่อม มีการรีไซเคิลบางส่วนของสสารไปสู่สสารระหว่างดาว สสารเหล่านี้จะก่อให้เกิดดาวฤกษ์รุ่นใหม่ซึ่งมีอัตราส่วนของธาตุหนักที่สูงกว่า ระบบดาวคู่และระบบดาวหลายดวงประกอบด้วยดาวฤกษ์สองดวงหรือมากกว่านั้นซึ่งยึดเหนี่ยวกันด้วยแรงโน้มถ่วง และส่วนใหญ่มักจะโคจรรอบกันในวงโคจรที่เสถียร เมื่อดาวฤกษ์ในระบบดาวดังกล่าวสองดวงมีวงโคจรใกล้กันมากเกินไป ปฏิกิริยาแรงโน้มถ่วงระหว่างดาวฤกษ์อาจส่งผลกระทบใหญ่หลวงต่อวิวัฒนาการของพวกมันได้ ดาวฤกษ์สามารถรวมตัวกันเป็นส่วนหนึ่งอยู่ในโครงสร้างขนาดใหญ่ที่ยึดเหนี่ยวกันด้วยแรงโน้มถ่วง เช่น กระจุกดาว หรือ ดาราจักร ได้.
ใหม่!!: ดาวยักษ์และดาวฤกษ์ · ดูเพิ่มเติม »
ดาวดวงแก้ว
|- bgcolor.
ใหม่!!: ดาวยักษ์และดาวดวงแก้ว · ดูเพิ่มเติม »
ดาวคาเพลลา
วคาเพลลา (Capella; ชื่ออื่น: α Aur / α Aurigae / Alpha Aurigae) เป็นดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุดในกลุ่มดาวสารถี และเป็นดาวที่สว่างที่สุดลำดับที่ 11 บนท้องฟ้า เมื่อมองด้วยตาเปล่าเราอาจเห็นเป็นดาวดวงเดียว แต่ที่แท้แล้วเป็นดาวคู่สีเหลืองขนาดใหญ่สองดวงที่อยู่ใกล้กันมาก และมีดาวคู่อีกคู่หนึ่งจางๆ อยู่ใกล้ๆ ด้วย ดาวคาเพลลาเป็นที่รู้จักในหมู่ชนต่างๆ ทั่วโลกด้วยชื่อที่แตกต่างกันออกไปดังนี้.
ใหม่!!: ดาวยักษ์และดาวคาเพลลา · ดูเพิ่มเติม »
ดาวไมรา
วไมรา (Mira) อยู่ในกลุ่มดาวซีตัส ห่างจากโลกเราประมาณ 200-400 ปีแสง เป็นระบบดาวคู่ที่ประกอบด้วยดาวยักษ์แดง 2 ดวงคือ ดาวไมรา เอ (Mira A) และดาวไมรา บี (Mira B) ดาวไมรา เอ ยังเป็นดาวแปรแสงและเป็นดาวแปรแสงซึ่งมิใช่ซูเปอร์โนวาดวงแรกที่มีการค้นพบอีกด้วย หากไม่นับรวม Eta Carinae ในกลุ่มดาวกระดูกงูเรือแล้ว ไมราจัดว่าเป็นดาวแปรแสงแบบมีวงรอบที่สว่างที่สุดบนท้องฟ้า แต่อาจมองด้วยตาเปล่าไม่เห็นในบางช่วงของวงรอบการส่องสว่างของมัน.
ใหม่!!: ดาวยักษ์และดาวไมรา · ดูเพิ่มเติม »
ดาวไฮเปอร์ไจแอนท์
ปรียบเทียบขนาดระหว่างดวงอาทิตย์กับวีวาย สุนัขใหญ่ ดาวไฮเปอร์ไจแอนท์ที่มีขนาดใหญ่ที่สุดเท่าที่รู้จักกันในปัจจุบัน ไฮเปอร์ไจแอนท์ (Hypergiant; ระดับความส่องสว่าง 0) คือดาวฤกษ์ที่มีมวลและความส่องสว่างขนาดมหาศาล ซึ่งเป็นตัวแสดงว่ามีอัตราการสูญเสียมวลที่สูงมาก ดาวฤกษ์ชนิดไฮเปอร์ไจแอนท์มีระดับความสว่างสูงยิ่งยวด ถึงหลายล้านเท่าของความส่องสว่างดวงอาทิตย์ทีเดียว และมีอุณหภูมิสูงมากระหว่าง 3,500 K ถึง 35,000 K มวลของดาวไฮเปอร์ไจแอนท์มีมหาศาล ทำให้ช่วงอายุของดาวนี้สั้นมากเมื่อพิจารณาในเส้นเวลาทางดาราศาสตร์ คือเพียงไม่กี่ล้านปีเท่านั้น เมื่อเทียบกับอายุของดาวฤกษ์อื่น เช่น ดวงอาทิตย์ของเรา ซึ่งมีอายุราวหมื่นล้านปี ด้วยเหตุนี้ ดาวไฮเปอร์ไจแอนท์จึงมีอยู่น้อยมาก ที่รู้จักกันในปัจจุบันนี้ก็มีเพียงไม่กี่ดวงเท่านั้น.
ใหม่!!: ดาวยักษ์และดาวไฮเปอร์ไจแอนท์ · ดูเพิ่มเติม »
ความส่องสว่าง
วามส่องสว่าง หรือ สภาพส่องสว่าง (Luminance หรือ luminosity) เป็นการวัดเชิงแสง (photometric) เพื่อบอกความเข้ม ของความเข้มส่องสว่าง (density of luminous intensity) ในทิศทางที่กำหนด โดยจะระบุปริมาณแสงที่ผ่านทะลุ หรือเปล่งแสงออกมาจากพื้นที่หนึ่งๆ และตกกระทบในมุมตันที่กำหนด หน่วยเอสไอ (SI) ของค่าความส่องสว่างนั้น เรียกว่า "แคนเดลา ต่อ ตารางเมตร" (candela per square metre) เขียนย่อเป็น (cd/m2) สำหรับหน่วย CGS ของค่าความส่องสว่าง คือ (stilb) ซึ่งมีค่าเท่ากับ 1 แคนเดลาต่อตารางเซนติเมตร หรือ 10 kcd/m2 ค่าความส่องสว่างนั้น มักจะใช้ระบุถึงการเปล่งแสง หรือการสะท้อนแสงจากพื้นผิวราบที่กระจายแสง ความส่องสว่างนี้จะบอกว่า ตาของเราที่มองดูพื้นผิวจากมุมหนึ่งๆ นั้น รับรู้ถึงกำลังความส่องสว่างได้มากเท่าใด ความส่องสว่างจึงเป็นตัวบ่งบอกว่าพื้นผิวนั้นดูสว่างเพียงใด ในกรณีนี้ มุมตันที่แสงตกกระทบนั้น จึงเป็นมุมตันที่เกิดจากระนาบของจากรูม่านตานั่นเอง ในอุตสาหกรรมภาพวิดีโอจะใช้ค่าความส่องสว่าง เป็นตัวบอกถึงความสว่างของจอแสดงภาพ และในอุตสาหกรรมนี้ จะเรียกหน่วยค่าความสว่าง 1 แคนเดลลา ต่อตารางเมตร ว่า nit สำหรับจอคอมพิวเตอร์โดยทั่วไป จะให้ค่าความส่องสว่างประมาณ 50 – 300 nit ความส่องสว่างนั้นแปรผันต่างกันไปในบรรดาทัศนูปกรณ์ทางเรขาคณิต นั่นหมายความว่า สำหรับระบบทัศนูปกรณ์ในอุดมคติหนึ่งๆ ค่าความส่องสว่างขาออก จะเท่ากับค่าความส่องสว่างขาเข้า ตัวอย่างเช่น หากเราสร้างภาพย่อด้วยเลนส์ กำลังความส่องสว่างจะถูกบีบในพื้นที่ขนาดเล็กลง นั่นหมายความว่าง ค่าความส่องสว่างที่ภาพดังกล่าวจะสูงขึ้น แต่แสงที่ระนาบของภาพจะเติมมุมตันที่ใหญ่ขึ้น ทำให้ค่าคว่างส่องสว่างออกมาเท่าเดิม โดยถือว่าไม่มีการสูญเสียที่เลนส์ และภาพนั้นก็ไม่มีทางที่จะสว่างมากไปกว่าภาพเดิม การหาค่าความส่องสว่าง อาจคิดได้จากสูตรต่อไปนี้ โดยที.
ใหม่!!: ดาวยักษ์และความส่องสว่าง · ดูเพิ่มเติม »
แถบลำดับหลัก
ไดอะแกรมของแฮร์ทสชปรุง-รัสเซลล์ ที่พล็อตความสว่างแท้จริง (หรือความส่องสว่างสัมบูรณ์) ของดาวฤกษ์เทียบกับดัชนีสี แถบลำดับหลักจะมองเห็นเป็นแถบขวางโดดเด่นวิ่งจากด้านบนซ้ายลงไปยังด้านล่างขวา แถบลำดับหลัก (Main sequence) คือชื่อเรียกแถบต่อเนื่องและมีลักษณะพิเศษที่ปรากฏอยู่บนแผนภาพคู่ลำดับระหว่างสีของดาวฤกษ์กับความสว่าง แผนภาพคู่ลำดับสี-ความสว่างนี้รู้จักกันทั่วไปในชื่อ ไดอะแกรมของแฮร์ทสชปรุง-รัสเซลล์ หรือ HR Diagram ซึ่งเป็นผลการศึกษาร่วมกันระหว่างเอจนาร์ แฮร์ทสชปรุง กับเฮนรี นอร์ริส รัสเซลล์ ดาวที่อยู่บนแถบนี้จะรู้จักกันว่า ดาวบนแถบลำดับหลัก หรือดาวฤกษ์แคระ หลังจากที่ดาวฤกษ์ก่อตัวขึ้นแล้ว มันจะสร้างพลังงานออกมาจากย่านใจกลางอันหนาแน่นและร้อนจัดโดยปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันของอะตอมไฮโดรเจนไปเป็นฮีเลียม ระหว่างที่กระบวนการนี้ดำเนินไปในช่วงอายุของดาว จะสามารถระบุตำแหน่งบนแถบลำดับหลักได้โดยใช้มวลของดาวเป็นข้อมูลเบื้องต้น ประกอบกับข้อมูลองค์ประกอบทางเคมีและปัจจัยอื่น ๆ อีก โดยทั่วไปยิ่งดาวฤกษ์มีมวลมากก็จะยิ่งมีช่วงอายุบนแถบลำดับหลักสั้นยิ่งขึ้น หลังจากเชื้อเพลิงไฮโดรเจนที่แกนกลางถูกใช้จนหมดไป ดาวฤกษ์ก็จะเคลื่อนออกไปจากแถบลำดับหลัก บางคราวอาจพิจารณาแถบลำดับหลักออกเป็นแถบบนและแถบล่าง ขึ้นกับกระบวนการที่ดาวฤกษ์ใช้ในการสร้างพลังงาน ดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยกว่า 1.5 เท่าของมวลดวงอาทิตย์จะหลอมอะตอมไฮโดรเจนเข้าด้วยกันพร้อมกับกระบวนการสร้างฮีเลียม กระบวนการนี้เรียกว่า ปฏิกิริยาลูกโซ่โปรตอน-โปรตอน ถ้าดาวฤกษ์มีมวลมากกว่านี้ ก็จะอยู่ในแถบลำดับหลักบน นิวเคลียร์ฟิวชันจะใช้อะตอมของคาร์บอน ไนโตรเจน และออกซิเจนเป็นสื่อกลางในการผลิตฮีเลียมจากอะตอมไฮโดรเจน เนื่องจากอุณหภูมิของดาวฤกษ์ที่แกนกลางกับที่พื้นผิวดาวนั้นมีความเหลื่อมล้ำกันอยู่ จึงมีการส่งผ่านพลังงานขึ้นมาอย่างต่อเนื่องผ่านชั้นดาวจนกระทั่งมันแผ่รังสีออกไปจากบรรยากาศของดาว กลไกสองประการที่ใช้ในการส่งผ่านพลังงานเหล่านี้คือ การแผ่รังสี และการพาความร้อน ในประเภทที่ขึ้นกับเงื่อนไขเฉพาะของดาวแต่ละดวง การพาความร้อนจะเกิดขึ้นในบริเวณที่อุณหภูมิมีความแตกต่างกันอย่างมาก หรือเป็นพื้นที่อับแสง หรือทั้งสองอย่าง เมื่อมีการพาความร้อนเกิดขึ้นในแกนกลาง มันจะกระตุ้นเศษเถ้าฮีเลียมขึ้น เป็นการรักษาระดับสัดส่วนของเชื้อเพลิงที่จะนำไปใช้ในปฏิกิริยาฟิวชัน หมวดหมู่:ดาวฤกษ์แถบลำดับหลัก หมวดหมู่:ประเภทของดาวฤกษ์ หมวดหมู่:วิวัฒนาการของดาวฤกษ์.
ใหม่!!: ดาวยักษ์และแถบลำดับหลัก · ดูเพิ่มเติม »
ไดอะแกรมของแฮร์ทสชปรุง-รัสเซลล์
อะแกรมของแฮร์ทสชปรุง-รัสเซลล์ (Hertzsprung-Russell diagram; บางครั้งเรียกย่อว่า H-R Diagram หรือ HRD) เป็นแผนภาพคู่ลำดับระหว่างสีของดาวฤกษ์กับความสว่างของดาว (colour-magnitude diagram; เรียกย่อว่า CMD) ซึ่งแสดงให้เห็นความสัมพันธ์ระหว่างค่าความส่องสว่างสัมบูรณ์ ความส่องสว่าง ประเภทของดาวฤกษ์ และอุณหภูมิของดาวฤกษ์ แผนภาพสร้างขึ้นในช่วงคริสต์ทศวรรษ 1910 โดย เอจนาร์ แฮร์ทสชปรุง และ เฮนรี นอร์ริส รัสเซลล์ ได้ส่งผลกระทบอย่างใหญ่หลวงต่อการศึกษาทำความเข้าใจวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ หรือ "ช่วงชีวิตของดาวฤกษ์" ไดอะแกรมของแฮร์ทสชปรุง-รัสเซลล.
ใหม่!!: ดาวยักษ์และไดอะแกรมของแฮร์ทสชปรุง-รัสเซลล์ · ดูเพิ่มเติม »
