ความคล้ายคลึงกันระหว่าง ดาวฤกษ์และดาวแคระขาว
ดาวฤกษ์และดาวแคระขาว มี 29 สิ่งที่เหมือนกัน (ใน ยูเนี่ยนพีเดีย): ฟรีดดริค เบสเซลพลาสมากลศาสตร์ควอนตัมกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลการหลอมนิวเคลียสการจัดประเภทดาวฤกษ์การเคลื่อนที่เฉพาะมวลสารระหว่างดาวมวลดวงอาทิตย์มหานวดารามหานวดาราประเภท 1เอรัศมีดวงอาทิตย์สสารเสื่อมสเปกตรัมหลุมดำอุณหภูมิยังผลฮีเลียมทางช้างเผือกดวงอาทิตย์ดาวยักษ์แดงดาวซิริอุสดาวนิวตรอนดาวแคระดำดาวแคระน้ำตาลดาวแคระแดงแถบลำดับหลักไดอะแกรมของแฮร์ทสชปรุง-รัสเซลล์เอกภพเนบิวลาดาวเคราะห์
ฟรีดดริค เบสเซล
ฟรีดดริค วิลเฮล์ม เบสเซล (Friedrich Wilhelm Bessel; 22 กรกฎาคม ค.ศ. 1784- 17 มีนาคม ค.ศ. 1846) เป็นนักคณิตศาสตร์ นักดาราศาสตร์ชาวเยอรมัน ผู้สร้างระบบฟังก์ชันของเบสเซล (ต่อมาค้นพบโดย ดาเนียล เบอร์นูลี) เขาเป็นนักวิทยาศาสตร์ร่วมสมัยกับ คาร์ล เกาส์ ซึ่งเป็นทั้งนักคณิตศาสตร์และนักดาราศาสตร์เช่นกัน ดาวเคราะห์น้อย 1552 เบสเซล ได้ตั้งชื่อตามชื่อสกุลของเขาเพื่อเป็นเกียรต.
ดาวฤกษ์และฟรีดดริค เบสเซล · ดาวแคระขาวและฟรีดดริค เบสเซล ·
พลาสมา
ลาสมา คือ อะตอมของแก๊สมีตระกูล หรือ Noble Gases เช่น ฮีเลียม นีออน อาร์กอน คริปตอน ซีนอน และเรดอน.
ดาวฤกษ์และพลาสมา · ดาวแคระขาวและพลาสมา ·
กลศาสตร์ควอนตัม
'''ฟังชันคลื่น''' (Wavefunction) ของอิเล็กตรอนในอะตอมของไฮโดรเจนที่ทรงพลังงานกำหนดแน่ (ที่เพิ่มลงล่าง ''n''.
กลศาสตร์ควอนตัมและดาวฤกษ์ · กลศาสตร์ควอนตัมและดาวแคระขาว ·
กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล
กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล (Hubble Space Telescope) คือ กล้องโทรทรรศน์ในวงโคจรของโลกที่กระสวยอวกาศดิสคัฟเวอรีนำส่งขึ้นสู่วงโคจรเมื่อเดือนเมษายน..
กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลและดาวฤกษ์ · กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลและดาวแคระขาว ·
การหลอมนิวเคลียส
้นโค้งพลังงานยึดเหนี่ยวนิวเคลียส, นิวคลีออน (หมายถึงองค์ประกอบของนิวเคลียส หมายถึงโปรตอนหรือนิวตรอน) ที่มีมวลสูงถึง Iron-56 โดยทั่วไปจะปลดปล่อยพลังงานออกมา ส่วนพวกที่หนักกว่านั้นโดยทั่วไปจะดูดซับพลังงาน ดวงอาทิตย์จะผลิตพลังงานออกมาโดยการหลอมนิวเคลียสของไฮโดรเจนจนกลายเป็นฮีเลียม ในแกนกลางของมัน ดวงอาทิตย์จะหลอมไฮโดรเจน 620 ล้านเมตริกตันทุกวินาที การหลอมนิวเคลียส (nuclear fusion) ในทางฟิสิกส์นิวเคลียร์ เป็นปฏิกิริยานิวเคลียร์อย่างหนึ่งที่นิวเคลียสของอะตอมหนึ่งตัวหรือมากกว่าเข้ามาอยู่ใกล้กัน แล้วชนกันที่ความเร็วสูง รวมตัวกันกลายเป็นนิวเคลียสของอะตอมใหม่ที่หนักขึ้น ในระหว่างกระบวนการนี้ มวลของมันจะไม่เท่าเดิมเพราะมวลบางส่วนของนิวเคลียสที่รวมต้วจะถูกเปลี่ยนไปเป็นพลังงานโปรตอน การหลอมนิวเคลียสสองนิวเคลียสที่มีมวลต่ำกว่าเหล็ก-56 (ที่ พร้อมกับนิกเกิล-62 มีพลังงานยึดเหนี่ยวต่อนิวคลีออนที่ใหญ่ที่สุด) โดยทั่วไปจะปลดปล่อยพลังงานออกมา ในขณะที่การหลอมนิวเคลียสที่หนักกว่าเหล็กจะ "ดูดซับ" พลังงาน การทำงานที่ตรงกันข้ามเรียกว่า "การแบ่งแยกนิวเคลียส" ซึ่งหมายความว่าโดยทั่วไปองค์ประกอบที่เบากว่าเท่านั้นที่สามารถหลอม เช่นไฮโดรเจนและฮีเลียม และในทำนองเดียวกันโดยทั่วไปองค์ประกอบที่หนักกว่าเท่านั้นที่สามารถแบ่งแยกได้ เช่นยูเรเนียมและพลูโทเนียม มีเหตุการณ์ทางดาราศาสตร์แบบสุดขั้วอย่างมากที่สามารถนำไปสู่ช่วงเวลาสั้น ๆ ของการหลอมด้วยนิวเคลียสที่หนักกว่า นี้เป็นกระบวนการที่ก่อให้เกิด nucleosynthesis ที่เป็นการสร้างธาตุหนักในช่วงเหตุการณ์ที่เรียกว่ามหานวดารา หลังการค้นพบ "อุโมงค์ควอนตัม" โดยนักฟิสิกส์ นายฟรีดริช ฮุนท์ ในปี 1929 นายโรเบิร์ต แอตกินสันและนายฟริตซ์ Houtermans ใช้มวลขององค์ประกอบเบาที่วัดได้ในการคาดการณ์ว่าจำนวนมากของพลังงานสามารถที่จะถูกปลดปล่อยจากการทำหลอมนิวเคลียสขนาดเล็ก การหลอมในห้องปฏิบัติการของไอโซโทปของไฮโดรเจน เมื่อสร้างขึ้นระหว่างการทดลองการแปรนิวเคลียสโดยเออร์เนสต์ รัทเทอร์ฟอร์ด ที่ได้ดำเนินการมาหลายปีก่อนหน้านี้ ก็ประสบความสำเร็จเป็นครั้งแรกโดยนายมาร์ค Oliphant ในปี 1932 ในช่วงที่เหลือของทศวรรษนั้น ขั้นตอนของวงจรหลักของการหลอมนิวเคลียสในดวงดาวได้รับการทำงานโดยนายฮันส์ Bethe การวิจัยในหลอมเพื่อวัตถุประสงค์ทางทหารเริ่มต้นขึ้นในช่วงต้นของทศวรรษที่ 1940 เมื่อเป็นส่วนหนึ่งของโครงการแมนแฮตตัน การหลอมก็ประสบความสำเร็จในปี 1951 ด้วยการทดสอบนิวเคลียร์แบบ "รายการเรือนกระจก" การหลอมนิวเคลียสในขนาดที่ใหญ่ในการระเบิดครั้งหนึ่งได้มีการดำเนินการครั้งแรกในวันที่ 1 พฤศจิกายน 1952 ในการทดสอบระเบิดไฮโดรเจนรหัสไอวีไมก์ (Ivy Mike) การวิจัยเพื่อการพัฒนา thermonuclear fusion ที่ควบคุมได้สำหรับวัตถุประสงค์ทางพลเรือนก็ได้เริ่มขึ้นอย่างจริงจังในปี 1950 เช่นกัน และยังคงเป็นไปจนทุกวันนี้.
การหลอมนิวเคลียสและดาวฤกษ์ · การหลอมนิวเคลียสและดาวแคระขาว ·
การจัดประเภทดาวฤกษ์
ในวิชาดาราศาสตร์ การจัดประเภทของดาวฤกษ์ คือระบบการจัดกลุ่มดาวฤกษ์โดยพิจารณาจากอุณหภูมิพื้นผิวของดาวและคุณลักษณะทางสเปกตรัมที่เกี่ยวข้อง และอาจมีรายละเอียดปลีกย่อยอื่นๆ ติดตามมาก็ได้ อุณหภูมิของดาวฤกษ์หาได้จาก กฎการแทนที่ของเวียน แต่วิธีการนี้ทำได้ค่อนข้างยากสำหรับดาวที่อยู่ห่างไกลออกไปมากๆ สเปกโตรสโกปีของดาวทำให้เราสามารถจัดประเภทดาวได้จากแถบการดูดกลืนแสง ซึ่งสามารถสังเกตเห็นได้เฉพาะในช่วงอุณหภูมิเฉพาะเจาะจงช่วงหนึ่ง การจัดประเภทของดาวฤกษ์แบบดั้งเดิมมีการจัดระดับตั้งแต่ A ถึง Q ซึ่งเป็นที่มาของการกำหนดรหัสสเปกตรัมในปัจจุบัน.
การจัดประเภทดาวฤกษ์และดาวฤกษ์ · การจัดประเภทดาวฤกษ์และดาวแคระขาว ·
การเคลื่อนที่เฉพาะ
การเคลื่อนที่ของดาวเบอร์นาร์ด ทุกๆ 5 ปี ตั้งแต่ ค.ศ. 1985 - 2005 การเคลื่อนที่เฉพาะ (proper motion) หรือ การเคลื่อนที่เฉพาะของดาวฤกษ์ คือการวัดค่าการเปลี่ยนตำแหน่งของดาวบนท้องฟ้าเมื่อเวลาผ่านไประยะหนึ่งหลังการเคลื่อนที่ไม่เฉพาะผ่านไประยะหนึ่ง แตกต่างจากความเร็วแนวเล็งซึ่งเป็นอัตราการเปลี่ยนแปลงระยะทางที่เคลื่อนเข้าหาหรือออกห่างจากผู้สังเกต เอ็ดมันด์ ฮัลเลย์ เป็นผู้ค้นพบการเคลื่อนที่เฉพาะในปี ค.ศ. 1718 เมื่อเขาสังเกตเห็นดาวซิริอุส ดาวดวงแก้ว และดาวตาวัวเคลื่อนไปประมาณครึ่งองศาจากตำแหน่งเดิมที่นักดาราศาสตร์ชาวกรีกโบราณ ฮิปปาร์คัส เคยจัดทำเอาไว้เมื่อ 1850 ปีก่อนหน้านั้น งานวิจัยในปี..
การเคลื่อนที่เฉพาะและดาวฤกษ์ · การเคลื่อนที่เฉพาะและดาวแคระขาว ·
มวลสารระหว่างดาว
การกระจายตัวของประจุไฮโดรเจน ซึ่งนักดาราศาสตร์เรียกว่า เอชทู ในช่องว่างระหว่างดาราจักร ที่สังเกตการณ์จากซีกโลกด้านเหนือผ่าน Wisconsin Hα Mapper มวลสารระหว่างดาว (interstellar medium; ISM) ในทางดาราศาสตร์หมายถึงกลุ่มแก๊สและฝุ่นที่กระจายตัวอยู่ในพื้นที่ว่างระหว่างดวงดาว เป็นสสารที่ดำรงอยู่ระหว่างดาวฤกษ์ต่างๆ ในดาราจักร เติมเติมช่องว่างระหว่างดวงดาวและผสานต่อเนื่องกับช่องว่างระหว่างดาราจักรที่อยู่โดยรอบ การแผ่คลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าเป็นพลังงานของสสารมีปริมาณเท่ากันกับสนามการแผ่รังสีระหว่างดวงดาว มวลสารระหว่างดาวประกอบด้วยองค์ประกอบอันเจือจางอย่างมากของไอออน อะตอม โมเลกุล ฝุ่นขนาดใหญ่ รังสีคอสมิก และสนามแม่เหล็กของดาราจักร โดยที่ 99% ของมวลของสสารเป็นแก๊ส และอีก 1% เป็นฝุ่น มีความหนาแน่นเฉลี่ยในดาราจักรทางช้างเผือก ระหว่างไม่กี่พันจนถึงหลักร้อยล้านหน่วยอนุภาคต่อลูกบาศก์เมตร ประมาณ 90% ของแก๊สเป็นไฮโดรเจน ส่วนอีกประมาณ 10% เป็นฮีเลียม เมื่อพิจารณาตามจำนวนของนิวเคลียส โดยมีสสารมวลหนักผสมอยู่บ้างเล็กน้อย มวลสารระหว่างดาวมีบทบาทสำคัญอย่างยิ่งสำหรับการศึกษาฟิสิกส์ดาราศาสตร์ เนื่องจากมันอยู่ในระหว่างกลางของเหล่าดวงดาวในดาราจักร ดาวฤกษ์ใหม่จะเกิดขึ้นจากย่านที่หนาแน่นที่สุดของสสารนี้กับเมฆโมเลกุล โดยได้รับสสารและพลังงานมาจากเนบิวลาดาวเคราะห์ ลมระหว่างดาว และซูเปอร์โนวา ความสัมพันธ์ระหว่างดาวฤกษ์กับมวลสารระหว่างดาวช่วยให้นักดาราศาสตร์สามารถคำนวณอัตราการสูญเสียแก๊สของดาราจักร และสามารถคาดการณ์ช่วงเวลาการก่อตัวของดาวฤกษ์กัมมันต์ได้.
ดาวฤกษ์และมวลสารระหว่างดาว · ดาวแคระขาวและมวลสารระหว่างดาว ·
มวลดวงอาทิตย์
มวลดวงอาทิตย์ เป็นวิธีพื้นฐานในการบรรยายค่ามวลในทางดาราศาสตร์ สำหรับใช้อธิบายถึงมวลดาวฤกษ์หรือมวลดาราจักร มีค่าเท่ากับมวลของดวงอาทิตย์ คือประมาณ 2 โนนิลเลียนกิโลกรัม หรือเท่ากับ 332,950 เท่าของมวลของโลก หรือ 1,048 เท่าของมวลของดาวพฤหัสบดี สัญลักษณ์และค่าพื้นฐานของมวลดวงอาทิตย์แสดงได้ดังนี้ เราสามารถบรรยายมวลดวงอาทิตย์ในรูปของระยะทางเป็นปี คือระยะห่างจากโลกถึงดวงอาทิตย์ (หนึ่งหน่วยดาราศาสตร์ หรือ AU) กับค่าคงที่แรงโน้มถ่วง (G) ได้ดังนี้ จนกระทั่งปัจจุบันยังไม่สามารถบอกตัวเลขที่แท้จริงของหน่วยดาราศาสตร์หรือค่าคงที่แรงโน้มถ่วงได้อย่างถูกต้อง อย่างไรก็ดี การอธิบายถึงมวลสัมพันธ์ของดาวเคราะห์อื่นในระบบสุริยะหรือในระบบดาวคู่ด้วยหน่วยของมวลดวงอาทิตย์ มิได้มีความจำเป็นต้องทราบถึงค่าแท้จริงเหล่านั้น ดังนั้นการบรรยายถึงมวลต่างๆ ด้วยหน่วยของมวลดวงอาทิตย์จึงเป็นวิธีที่มีประโยชน์ที.
ดาวฤกษ์และมวลดวงอาทิตย์ · ดาวแคระขาวและมวลดวงอาทิตย์ ·
มหานวดารา
ำลองจากศิลปินแสดงให้เห็นมหานวดารา SN 2006gy ที่กล้องโทรทรรศน์อวกาศรังสีเอกซ์จันทราจับภาพได้ อยู่ห่างจากโลก 240 ล้านปีแสง มหานวดารา นิพนธ์ ทรายเพชร, อารี สวัสดี และ บุญรักษา สุนทรธรรม.
ดาวฤกษ์และมหานวดารา · ดาวแคระขาวและมหานวดารา ·
มหานวดาราประเภท 1เอ
accessdate.
ดาวฤกษ์และมหานวดาราประเภท 1เอ · ดาวแคระขาวและมหานวดาราประเภท 1เอ ·
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.
ดาวฤกษ์และรัศมีดวงอาทิตย์ · ดาวแคระขาวและรัศมีดวงอาทิตย์ ·
สสารเสื่อม
รสถานะซ้อน (Degenerate matter) คือสสารที่มีความหนาแน่นสูงมากอย่างยิ่งยวดจนกระทั่งองค์ประกอบแรงดันส่วนใหญ่ทำให้เกิดหลักการกีดกันของเพาลี แรงดันที่รักษาเอาไว้ภายในสสารเสื่อมนี้เรียกว่า "แรงดันสถานะซ้อน" (degeneracy pressure) และเพิ่มขึ้นเนื่องจากหลักของเพาลีทำให้อนุภาคที่เป็นองค์ประกอบไม่สามารถดำรงสถานะควอนตัมเดียวกันได้ การพยายามบีบให้อนุภาคเหล่านั้นเข้าใกล้กันมากๆ เสียจนไม่สามารถจะแยกสถานะของตัวเองออกจากกันทำให้อนุภาคเหล่านั้นต้องอยู่ในระดับพลังงานที่ต่างกัน ดังนั้นการลดปริมาตรลงจึงจำเป็นต้องทำให้อนุภาคทั้งหลายเข้าไปสู่สถานะควอนตัมที่มีระดับพลังงานที่สูงกว่า ซึ่งต้องอาศัยแรงบีบอัดเพิ่มขึ้น ทำให้มีแรงดันต่อต้านอย่างชัดเจน.
ดาวฤกษ์และสสารเสื่อม · ดาวแคระขาวและสสารเสื่อม ·
สเปกตรัม
ีต่อเนื่องของรุ้งกินน้ำ สเปกตรัม (ละติน spectrum ภาพ, การปรากฏ) หมายถึง เงื่อนไขอย่างหนึ่ง ที่ไม่ได้จำกัดเฉพาะกลุ่มของค่าหนึ่งๆ แต่สามารถแปรผันได้อย่างไม่สิ้นสุดภายใต้ความต่อเนื่อง (continuum) คำนี้มีการใช้เป็นครั้งแรกในเรื่องวิทยาศาสตร์ที่เกี่ยวกับทัศนศาสตร์ (optics) โดยเฉพาะแถบสีรุ้งที่ปรากฏจากการแยกแสงขาวด้วยปริซึม นอกจากนั้นแล้วสามารถใช้ในความหมายอื่นที่ไม่ใช่วิทยาศาสตร์ เช่น สเปกตรัมของความคิดเห็นทางการเมือง สเปกตรัมของการออกฤทธิ์ของยา ซึ่งค่าต่างๆ ในสเปกตรัมไม่จำเป็นต้องเป็นจำนวนที่นิยามไว้อย่างแม่นยำเหมือนในทัศนศาสตร์ แต่เป็นค่าบางค่าที่อยู่ภายในช่วงของสเปกตรัม สเปกตรัมที่มองเห็นได้ แสงเป็นคลื่นของการแผ่รังสีแม่เหล็กไฟฟ้า " แสงสีขาว" เป็นส่วนผสมชองแสงสีต่างๆ แต่ละแสงสีมีความถี่และความยาวคลื่นเฉพาะ ตัวสีเหล่านี้รวมตัวเป็นสเปกตรัมที่มองเห็นได้ ตาและสมองของเรารับรู้สิ่งต่างๆ จากความแตกต่างของความยาวคลื่นของสีที่เรามองเห็นได้ แสงสีที่ปล่อยออกมา ลำแสงขาวที่ถูกหักเหขณะที่มันผ่านเข้าและออกจากปริซึม ปริซึมหักเหแสงที่มีความยาวคลื่นต่างๆกันด้วยปริมาณต่างกัน แล้วปล่อยให้ลำแสงขาวออกมาเป็นสเปกตรัมที่มองเห็นได้ แสงสี และความร้อน อะตอมของวัตถุร้อนจะให้รังสีอินฟราเรด และแสงสีแดงบางส่วนออกมา ขณะทีวัตถุร้อนขึ้น อะตอมของวัตถุจะให้แสงสีที่มีความยาวคลื่นสั้นลง ได้แก่ แสงสีส้มแล้วเป็นแสงสีเหลือง วัตถุที่ร้อนมากจะให้แสงสีทั้งสเปกตรัมทำให้เห็นเป็นแสงสีขาว สีดิฟแฟรกชั่น พลังงานคลื่นทุกรูปจะ "ดิฟแฟรก" หรือกระจายออกจาเมื่อผ่านช่องว่าง หรือรอบๆวัตถุ แผ่นดิฟแฟรกชันเกรตติ้ง เป็นแผ่นแก้วที่สลักเป็นช่องแคบๆ รังสีแสงจะกระจายออก ขณะที่ผ่านช่องแคบนั้นและมีสอดแทรกระหว่างรังสีโค้งเหล่านั้นเกิดเป็นทางของสีต่างๆกัน สีท้องฟ้า ท้องฟ้าสีฟ้า ดวงอาทิตย์ให้แสงสีขาวบริสุทธิ์ ซึ่งจะกระเจิงโดยโมเลกุลของอากาศ ขณะที่ส่องเข้ามาในบรรยากาศของโลก แสงสีฟ้าจะกระเจิงได้ดีกว่าแสงสีอื่น จึงทำให้ท้องฟ้าเป็นสีฟ้า ท้องฟ้าสีแดง เมื่อดวงอาทิตย์ใกล้จะลับขอบฟ้า แสงสีฟ้าทางปลายอีกด้านหนึ่งของสเปกตรัมจะกระเจิง เราจะเห็นดวงอาทิตย์เป็นแสงสีแดง-ส้ม เพราะแสงสีจากปลายสเปกตรัมด้านนี้ผ่านมายังตาเรา แต่แสงสีฟ้าหายไป รุ้งปฐมภูมิ จะเห็นรุ้งในขณะทีฝนตก เมื่อดวงอาทิตย์ อยู่ช้างหลังเรา รังสีแสงอาทิตย์ส่องผ่านหยดน้ำฝน ในท้องฟ้า หยดน้ำฝนนั้นคล้ายปริซึมเล็กๆ แสงขาวจะหักเหเป็นสเปกตรัมภายในหยดน้ำฝน และจะสะท้อนกลับออกมาสู่อากาศเป็นแนวโค้งสีต่างๆ อ้างอิง.
ดาวฤกษ์และสเปกตรัม · ดาวแคระขาวและสเปกตรัม ·
หลุมดำ
มุมมองจำลองของหลุมดำด้านหน้าของทางช้างเผือก โดยมีมวลเทียบเท่าดวงอาทิตย์ 10 ดวงจากระยะทาง 600 กิโลเมตร หลุมดำ (black hole) หมายถึงเทหวัตถุในเอกภพที่มีแรงโน้มถ่วงสูงมาก ไม่มีอะไรออกจากบริเวณนี้ได้แม้แต่แสง ยกเว้นหลุมดำด้วยกัน เราจึงมองไม่เห็นใจกลางของหลุมดำ หลุมดำจะมีพื้นที่หนึ่งที่เป็นขอบเขตของตัวเองเรียกว่าขอบฟ้าเหตุการณ์ ที่ตำแหน่งรัศมีชวาร์สชิลด์ ถ้าหากวัตถุหลุดเข้าไปในขอบฟ้าเหตุการณ์ วัตถุจะต้องเร่งความเร็วให้มากกว่าความเร็วแสงจึงจะหลุดออกจากขอบฟ้าเหตุการณ์ได้ แต่เป็นไปไม่ได้ที่วัตถุใดจะมีความเร็วมากกว่าแสง วัตถุนั้นจึงไม่สามารถออกมาได้อีกต่อไป เมื่อดาวฤกษ์ที่มีมวลมหึมาแตกดับลง มันอาจจะทิ้งสิ่งที่ดำมืดที่สุด ทว่ามีอำนาจทำลายล้างสูงสุดไว้เบื้องหลัง นักดาราศาสตร์เรียกสิ่งนี้ว่า "หลุมดำ" เราไม่สามารถมองเห็นหลุมดำด้วยกล้องโทรทรรศน์ใดๆ เนื่องจากหลุมดำไม่เปล่งแสงหรือรังสีใดเลย แต่สามารถตรวจพบได้ด้วยกล้องโทรทรรศน์วิทยุ และคลื่นโน้มถ่วงของหลุมดำ (ในเชิงทฤษฎี โครงการแอลไอจีโอ) และจนถึงปัจจุบันได้ค้นพบหลุมดำในจักรวาลแล้วอย่างน้อย 6 แห่ง หลุมดำเป็นซากที่สิ้นสลายของดาวฤกษ์ที่ถึงอายุขัยแล้ว สสารที่เคยประกอบกันเป็นดาวนั้นได้ถูกอัดตัวด้วยแรงดึงดูดของตนเองจนเหลือเป็นเพียงมวลหนาแน่นที่มีขนาดเล็กยิ่งกว่านิวเคลียสของอะตอมเดียว ซึ่งเรียกว่า ภาวะเอกฐาน หลุมดำแบ่งได้เป็น 4 ประเภท คือ หลุมดำมวลยวดยิ่ง เป็นหลุมดำในใจกลางของดาราจักร, หลุมดำขนาดกลาง, หลุมดำจากดาวฤกษ์ ซึ่งเกิดจากการแตกดับของดาวฤกษ์, และ หลุมดำจิ๋วหรือหลุมดำเชิงควอนตัม ซึ่งเกิดขึ้นในยุคเริ่มแรกของเอกภพ แม้ว่าจะไม่สามารถมองเห็นภายในหลุมดำได้ แต่ตัวมันก็แสดงการมีอยู่ผ่านการมีผลกระทบกับวัตถุที่อยู่ในวงโคจรภายนอกขอบฟ้าเหตุการณ์ ตัวอย่างเช่น หลุมดำอาจจะถูกสังเกตเห็นได้โดยการติดตามกลุ่มดาวที่โคจรอยู่ภายในศูนย์กลางหลุมดำ หรืออาจมีการสังเกตก๊าซ (จากดาวข้างเคียง) ที่ถูกดึงดูดเข้าสู่หลุมดำ ก๊าซจะม้วนตัวเข้าสู่ภายใน และจะร้อนขึ้นถึงอุณหภูมิสูง ๆ และปลดปล่อยรังสีขนาดใหญ่ที่สามารถตรวจจับได้จากกล้องโทรทรรศน์ที่โคจรอยู่รอบโลก การสำรวจให้ผลในทางวิทยาศาสตร์เห็นพ้องต้องกันว่าหลุมดำนั้นมีอยู่จริงในเอกภพ แนวคิดของวัตถุที่มีแรงดึงดูดมากพอที่จะกันไม่ให้แสงเดินทางออกไปนั้นถูกเสนอโดยนักดาราศาสตร์มือสมัครเล่นชาวอังกฤษ จอห์น มิเชล ในปี 1783 และต่อมาในปี 1795 นักฟิสิกส์ชาวฝรั่งเศส ปีแยร์-ซีมง ลาปลาส ก็ได้ข้อสรุปเดียวกัน ตามความเข้าใจล่าสุด หลุมดำถูกอธิบายโดยทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป ซึ่งทำนายว่าเมื่อมีมวลขนาดใหญ่มากในพื้นที่ขนาดเล็ก เส้นทางในพื้นที่ว่างนั้นจะถูกทำให้บิดเบี้ยวไปจนถึงศูนย์กลางของปริมาตร เพื่อไม่ให้วัตถุหรือรังสีใดๆ สามารถออกมาได้ ขณะที่ทฤษฏีสัมพัทธภาพทั่วไปอธิบายว่าหลุมดำเป็นพื้นที่ว่างที่มีความเป็นภาวะเอกฐานที่จุดศูนย์กลางและที่ขอบฟ้าเหตุการณ์บริเวณขอบ คำอธิบายนี่เปลี่ยนไปเมื่อค้นพบกลศาสตร์ควอนตัม การค้นคว้าในหัวข้อนี้แสดงให้เห็นว่านอกจากหลุมดำจะดึงวัตถุไว้ตลอดกาล แล้วยังมีการค่อย ๆ ปลดปล่อยพลังงานภายใน เรียกว่า รังสีฮอว์คิง และอาจสิ้นสุดลงในที่สุด อย่างไรก็ตาม ยังไม่มีคำอธิบายเกี่ยวกับหลุมดำที่ถูกต้องตามทฤษฎีควอนตัม.
ดาวฤกษ์และหลุมดำ · ดาวแคระขาวและหลุมดำ ·
อุณหภูมิยังผล
อุณหภูมิยังผล (Effective Temperature) ของวัตถุเช่นดาวฤกษ์หรือดาวเคราะห์คืออุณภูมิที่หาได้จากพลังงานทั้งหมดของการแผ่คลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าของวัตถุดำ อุณหภูมิยังผลจะใช้บ่อยในการประมาณอุณหภูมิของวัตถุเมื่อไม่ทราบโค้งการแผ่รังสี (emissivity curve) (ที่เป็นฟังก์ชันของความยาวคลื่น).
ดาวฤกษ์และอุณหภูมิยังผล · ดาวแคระขาวและอุณหภูมิยังผล ·
ฮีเลียม
ีเลียม (Helium) เป็นธาตุเคมีที่มีสัญลักษณ์ว่า He และมีเลขอะตอมเท่ากับ 2 ฮีเลียมเป็นแก๊สไม่มีสี ไม่มีกลิ่น ไม่มีรส ไม่เป็นพิษ เฉื่อย มีอะตอมเดี่ยวซึ่งถูกจัดให้อยู่ในหมู่แก๊สมีตระกูลบนตารางธาตุ จุดเดือดและจุดหลอมเหลวของฮีเลียม มีค่าต่ำสุดกว่าบรรดาธาตุทั้งหมดในตารางธาตุ และมันจะปรากฏในอยู่รูปของแก๊สเท่านั้น ยกเว้นในสภาวะที่เย็นยิ่งยว.
ดาวฤกษ์และฮีเลียม · ดาวแคระขาวและฮีเลียม ·
ทางช้างเผือก
ทางช้างเผือก คือดาราจักรที่มีระบบสุริยะและโลกของเราอยู่ เมื่อมองบนท้องฟ้าจะปรากฏเป็นแถบขมุกขมัวคล้ายเมฆของแสงสว่างสีขาว ซึ่งเกิดจากดาวฤกษ์จำนวนมากภายในดาราจักรที่มีรูปร่างเป็นแผ่นจาน ส่วนที่สว่างที่สุดของทางช้างเผือกอยู่ในกลุ่มดาวคนยิงธนู ซึ่งเป็นทิศทางไปสู่ใจกลางดาราจักร แต่เดิมนั้น นักดาราศาสตร์คิดว่าดาราจักรทางช้างเผือกมีลักษณะเป็นดาราจักรชนิดก้นหอยธรรมดา แต่หลังจากผ่านการประเมินครั้งใหม่ในปี พ.ศ. 2548 พบว่าทางช้างเผือกน่าจะเป็นดาราจักรชนิดก้นหอยมีคานเสียมากกว่า เมื่อเทียบกับเส้นศูนย์สูตรฟ้า ทางช้างเผือกขึ้นไปเหนือสุดที่กลุ่มดาวแคสซิโอเปีย และลงไปใต้สุดบริเวณกลุ่มดาวกางเขนใต้ ซึ่งแสดงให้เห็นว่าระนาบศูนย์สูตรของโลก ทำมุมเอียงกับระนาบดาราจักรอยู่มาก คนในเมืองใหญ่ไม่มีโอกาสมองเห็นทางช้างเผือกเนื่องจากมลภาวะทางแสงและฝุ่นควันในตัวเมือง แถบชานเมืองและในที่ห่างไกลสามารถมองเห็นทางช้างเผือกได้ แต่บางคนอาจนึกว่าเป็นก้อนเมฆในบรรยากาศ มุมมองของทางช้างเผือกไปทางกลุ่มดาวแมงป่อง (รวมถึงศูกย์กลางดาราจักร) เห็นได้จากการปนเปื้อในนเขตที่ไม่ใช่แสง (ทะเลทรายหินสีดำ, รัฐเนวาด้า, สหรัฐอเมริกา) เมื่อสังเกตเห็นท้องฟ้ายามค่ำคืนคำว่า "ทางช้างเผือก" ถูกจำกัดกลุ่มหมอกของแสงสีขาวบาง 30 องศา ลอยกว้างข้ามท้องฟ้า (แม้ว่าทั้งหมดของดาวที่สามารถมองเห็นได้ด้วยตาเปล่าเป็นส่วนหนึ่งของดาราจักรทางช้างเผือก) แสงในแถบนี้มาจากดาวที่สลายและวัสดุอื่น ๆ ที่อยู่ภายในระนาบทางช้างเผือก บริเวณมืดภายในวง เช่น ระแหงดี และถุงถ่าน ที่สอดคล้องกับบริเวณที่มีแสงจากดาวไกลถูกบล็อกโดย ฝุ่นละอองระหว่างดวงดาว ดาราจักรทางช้างเผือก มีความสว่างพื้นผิวที่ค่อนข้างต่ำ การมองเห็นของมันสามารถลดน้อยลงโดยแสงพื้นหลังเช่น มลพิษทางแสงหรือแสงเล็ดลอดจากดวงจันทร์ เราสามารถมองเห็นได้อย่างง่ายดายเมื่อมีขนาด จำกัดคือ 5.1 หรือมากกว่า ในขณะที่แสดงการจัดการที่ดีของรายละเอียดที่ 6.1 ซึ่งทำให้ทางช้างเผือกมองเห็นได้ยากจากใด ๆ สถานที่ในเมืองหรือชานเมืองสดใสสว่าง แต่ที่โดดเด่นมากเมื่อมองจากพื้นที่ชนบทเมื่อดวงจันทร์อยู่ใต้เส้นขอบฟ้า ดาราจักรทางช้างเผือกผ่านส่วนในประมาณ 30 กลุ่มดาว ศูนย์กลางของดาราจักรที่อยู่ในทิศทางของกลุ่มดาวคนยิงธนู มันอยู่ที่นี่ว่าทางช้างเผือกเป็นที่สว่างที่สุด จากราศีธนู กลุ่มหมอกแสงสีขาวที่ปรากฏขึ้นจะผ่านไปทางทิศตะวันตกในทางช้างเผือกไปยังไม่ใช้ศูนย์กลางของทางช้างเผือกในกลุ่มดาวสารถี กลุ่มดาวแล้วยังไปทางทิศตะวันตกส่วนที่เหลือของทางรอบท้องฟ้ากลับไปกลุ่มดาวคนยิงธนู ข้อเท็จจริงที่ว่ากลุ่มแบ่งออกท้องฟ้ายามค่ำคืนเป็นสองซีกโลกเท่ากับแสดงให้เห็นว่าระบบสุริยะตั้งอยู่ใกล้กับระนาบทางช้างเผือก ระนาบทางช้างเผือก มีแนวโน้มเอียงประมาณ 60 องศาไปสุริยุปราคา (ระนาบของวงโคจรของโลก) เมื่อเทียบกับเส้นศูนย์สูตร ที่ผ่านเท่าทิศเหนือของกลุ่มดาวค้างคาว และเท่าทิศใต้ของกลุ่มดาวกางเขนใต้ แสดงให้เห็นความโน้มเอียงสูงของระนาบเส้นศูนย์สูตรของโลกและระนาบสัมพันธ์สุริยุปราคากับระนาบทางช้างเผือก ขั้วโลกเหนือทางช้างเผือกที่ตั้งอยู่ที่ขวาขึ้น 12h 49m ลดลง +27.4° (B1950) อยู่ใกล้กับ Beta Comae Berenices และขั้วโลกทางช้างเผือกทิศใต้ที่อยู่ใกล้กับดาวอัลฟา ช่างแกะสลัก เนื่องจากการแนวโน้มเอียงสูง ขึ้นอยู่กับเวลากลางคืนและปี ส่วนโค้งของทางช้างเผือกจะปรากฏค่อนข้างต่ำหรือค่อนข้างสูงในท้องฟ้า สำหรับผู้สังเกตการณ์จากประมาณ 65 องศาเหนือถึง 65 องศาใต้บนพื้นผิวโลกทางช้างเผือกผ่านโดยตรงข้างบนวันละสองครั้ง ตาปลา โมเสกในดาราจักรทางช้างเผือก โค้งที่เอียงสูงทั่วท้องฟ้ายามค่ำคืนที่ถ่ายจากตำแหน่งที่ตั้งท้องฟ้ามืดใน ชิลี.
ดาวฤกษ์และทางช้างเผือก · ดาวแคระขาวและทางช้างเผือก ·
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.
ดวงอาทิตย์และดาวฤกษ์ · ดวงอาทิตย์และดาวแคระขาว ·
ดาวยักษ์แดง
นาดของดวงอาทิตย์ปัจจุบัน (อยู่บนแถบลำดับหลัก) เปรียบเทียบกับขนาดโดยประมาณหากอยู่ในสภาวะดาวยักษ์แดง ดาวยักษ์แดง (Red Giant) เป็นดาวฤกษ์มวลน้อยหรือมวลปานกลางขนาดยักษ์ที่ส่องสว่างมาก (มวลโดยประมาณ 0.5-10 เท่าของมวลดวงอาทิตย์) ซึ่งอยู่ในช่วงเวลาท้ายๆ ของวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ บรรยากาศรอบนอกของดาวจะลอยตัวและบางมาก ทำให้รัศมีของดาวขยายใหญ่ขึ้นมาก และอุณหภูมิพื้นผิวก็ต่ำ อาจอยู่ที่ประมาณ 5000 เคลวินหรือน้อยกว่านั้น ภาพปรากฏของดาวยักษ์แดงจะมีสีตั้งแต่เหลืองส้มออกไปจนถึงแดง ครอบคลุมระดับสเปกตรัมในชั้น K และ M อาจบางทีรวมถึงชั้น S และดาวคาร์บอนจำนวนมากด้วย ดาวยักษ์แดงส่วนใหญ่โดยทั่วไปมักเรียกกันเป็น red giant branch stars (RGB) ซึ่งยังมีปฏิกิริยาหลอมไฮโดรเจนไปเป็นฮีเลียมอยู่ แต่ที่แกนกลางจะเป็นฮีเลียมที่ไม่มีปฏิกิริยาแล้ว แต่ยังมีดาวยักษ์แดงอีกพวกหนึ่งคือ asymptotic giant branch stars (AGB) ที่สร้างคาร์บอนจากฮีเลียมด้วยกระบวนการทริปเปิล-อัลฟา ดาวยักษ์แดงประเภท AGB จะเป็นดาวคาร์บอนประเภท C-N หรือ C-R ช่วงปลายๆ ดาวยักษ์แดงที่สว่างและโดดเด่นในยามค่ำคืน ได้แก่ ดาวอัลดิบาแรน ดาวอาร์คตุรุส และแกมมาครูซิส เป็นต้น ขณะที่ดาวที่ใหญ่ยิ่งกว่านั้นคือดาวอันแตร์ส (อัลฟาสกอร์ปิไอ) และดาวบีเทลจุส เป็นดาวยักษ์ใหญ่แดง (red supergiant).
ดาวยักษ์แดงและดาวฤกษ์ · ดาวยักษ์แดงและดาวแคระขาว ·
ดาวซิริอุส
วซิริอุส (Sirius) มีชื่อเรียกอีกชื่อหนึ่งในภาษาไทยว่า ดาวโจร เป็นดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุดในตอนกลางคืนและสามารถมองเห็นได้ด้วยตาเปล่า มีค่าระดับความสว่างอยู่ที่ -1.47 ซึ่งสว่างเกือบเป็นสองเท่าของดาวคาโนปุส ดาวฤกษ์ที่สว่างเป็นอันดับสอง ชื่อ ซิริอุส มาจากภาษากรีกโบราณว่า "เซริออส" (Σείριος) มีชื่อตามระบบไบเยอร์ว่า อัลฟา คานิส เมเจอริส (α Canis Majoris หรือ α CMa) ความจริงดาวที่เรามองเห็นด้วยตาเปล่าว่าเป็นดาวดวงเดียวนั้นเป็นระบบดาวคู่ ประกอบด้วยดาวสีขาวในลำดับหลัก (Main Sequence) ประเภท A1V ชื่อว่า ซิริอุส เอ (Sirius A) กับดาวแคระขาวสีจาง ๆ ในประเภท DA2 ชื่อว่า ซิริอุส บี (Sirius B) การที่ดาวซิริอุสเป็นดาวที่สว่างที่สุด นอกจากความสามารถในการส่องสว่างของมันเองแล้ว มันยังอยู่ใกล้ดวงอาทิตย์ของเรามาก คือห่างไปเพียง 2.6 พาร์เซก (ประมาณ 8.6 ปีแสง) ระบบดาวซิริอุสถือว่าเป็นระบบดาวเพื่อนบ้านที่ใกล้ที่สุดกลุ่มหนึ่ง ดาวซิริอุสเอมีมวลประมาณ 2 เท่าของดวงอาทิตย์ และมีค่าความสว่างสัมบูรณ์ เท่ากับ 1.42 หรือคิดเป็น 25 เท่าของความสว่างของดวงอาทิตย์Liebert, J.; Young, P. A.; Arnett, D.; Holberg, J. B.; Williams, K. A. (2005).
ดาวซิริอุสและดาวฤกษ์ · ดาวซิริอุสและดาวแคระขาว ·
ดาวนิวตรอน
วนิวตรอน (Neutron Star) เป็นซากที่เหลือจากยุบตัวของการระเบิดแบบซูเปอร์โนวาชนิด II,Ib หรือ Ic และจะเกิดเฉพาะดาวฤกษ์มวลมากมีส่วนประกอบเพียงนิวตรอนที่อะตอมไร้กระแสไฟฟ้า (นิวตรอนมีมวลสารใกล้เคียงโปรตอน) และดาวประเภทนี้สามารถคงตัวอยู่ได้ด้วยหลักการกีดกันของเพาลีเกี่ยวกับแรงผลักระหว่างนิวตรอน ดาวนิวตรอนมีมวลประมาณ 1.35 ถึง 2.1 เท่ามวลดวงอาทิตย์ และมีรัศมี 20 ถึง 10 กิโลเมตรตามลำดับ (เมื่อดาวนิวตรอนมีมวลเพิ่มขึ้น รัศมีของดาวจะลดลง) ดาวนิวตรอนจึงมีขนาดเล็กกว่าดวงอาทิตย์ 30,000 ถึง 70,000 เท่า ดังนั้นดาวนิวตรอนจึงมีความหนาแน่นที่ 8*1013 ถึง 2*1015 กรัมต่อลูกบากศ์เซนติเมตร ซึ่งเป็นช่วงของความหนาแน่นของนิวเคลียสอะตอม ต้องใช้ความเร็วหลุดพ้นประมาณ 150,000 กิโลเมตรต่อวินาที หรือประมาณครึ่งหนึ่งของความเร็วแสง โดยทั่วไปแล้ว ดาวที่มีมวลน้อยกว่า 1.44 เท่ามวลดวงอาทิตย์ จะเป็นดาวแคระขาวตามขีดจำกัดของจันทรสิกขาร์ ถ้าอยู่ระหว่าง 2 ถึง 3 เท่ามวลดวงอาทิตย์อาจจะเป็นดาวควาร์ก (แต่ก็ยังเป็นที่ถกเถียงกันอยู่) ส่วนดาวที่มีมวลมากกว่านี้จะกลายเป็นหลุมดำไป เมื่อดาวฤกษ์มวลมากเกิดซูเปอร์โนวาและกลายเป็นดาวนิวตรอน ส่วนแก่นของมันจะได้รับโมเมนตัมเชิงมุมมา ซึ่งการเปลี่ยนแปลงรัศมีจากใหญ่ไปเล็กนั้นจะทำให้ความเร็วในการหมุนรอบตัวเองขึ้น แต่เมื่อเวลาผ่านไปก็จะหมุนรอบตัวเองช้าลงทีละน้อย ความเร็วในการหมุนรอบตัวเองของดาวนิวตรอนที่มีการบันทึกได้นั้นอยู่ระหว่าง 700 รอบต่อวินาทีไปจนถึง 30 วินาทีต่อรอบ ความเร่งที่พื้นผิวอยู่ที่ 2*1011 ถึง 3*1012 เท่ามากกว่าโลก ด้วยเหตุนี้ดาวนิวตรอนจึงสามารถส่งคลื่นวิทยุออกมาเป็นช่วงหรือพัลซาร์ และกระแสแม่เหล็กออกมาปริมาณมหาศาล การที่ดาวนิวตรอนสามารถส่งคลื่นวิทยุออกมาเป็นช่วงๆ นั้นทำได้อย่างไร ยังคงเป็นคำถามที่ไม่มีคำตอบ แม้ว่าจะมีการวิจัยเรื่องนี้มานานกว่า 40 ปีแล้วก็ตามในดาราจักรของเรานั้นเราพบเพียงไม่กี่สิบดวงเท่านั้น เรายังพบอีกว่า ดาวนิวตรอนน่าจะเป็นต้นกำเนิดของ แสงวาบรังสีแกมมา ที่มีความสว่างมากกว่าซูเปอร์โนวา หลายเท.
ดาวนิวตรอนและดาวฤกษ์ · ดาวนิวตรอนและดาวแคระขาว ·
ดาวแคระดำ
วแคระดำ คือ สมมุติฐานว่าเป็นซากดาวซึ่งเกิดขึ้นจากการที่ดาวแคระขาวมีพลังงานไม่มากพอที่จะปลดปล่อยความร้อนหรือแสงสว่างอย่างสำคัญ เนื่องจากเวลาที่ดาวแคระขาวจะมาถึงขั้นนี้ได้จากการคำนวณพบว่าจะต้องใช้เวลาไม่ต่ำกว่าอายุปัจจุบันของเอกภพ คือ 13,700 ล้านปี จึงไม่พบดาวแคระดำในเอกภพในขณะนี้ และอุณหภูมิของดาวแคระขาวที่ต่ำสุดก็มีข้อจำกัดในการสังเกตอายุของเอกภพ อย่างไรก็ตาม การยืดตัวของเวลาจากการเย็นตัวลงของดาวแคระอาจทำให้เกิดดาวแคระดำได้ ดาวแคระขาว คือ สิ่งที่เหลือจากดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักที่มีมวลน้อยหรือปานกลาง (ต่ำกว่าราว 9-10 เท่าของมวลดวงอาทิตย์) หลังจากมันได้ขับหรือฟิวชั่นธาตุทั้งหมดเมื่อมันมีอุณหภูมิสูงพอ ดาวแคระขาวก็เป็นทรงกลมหนาแน่นของสสารเสื่อมอิเล็กตรอนที่เย็นตัวลงอย่างช้า ๆ โดยการแผ่รังสีความร้อน และจะกลายมาเป็นดาวแคระดำในที่สุด หากดาวแคระดำเกิดขึ้นจริง ดาวเหล่านี้ก็คงจะยากที่จะค้นหา เนื่องจากตามการจำกัดความ ดาวแคระดำมีการปลดปล่อยรังสีออกมาน้อยมาก มีทฤษฎีหนึ่งที่บอกว่ามันอาจถูกตรวจพบได้โดยอิทธิพลแรงโน้มถ่วงของมัน เนื่องจากวิวัฒนาการในอนาคตอันไกลของดาวแคระขาวขึ้นอยู่กับคำถามทางฟิสิกส์ อย่างเช่น ธรรมชาติของสสารมืด และความเป็นไปได้และอัตราของการสลายอนุภาคโปรตอน ซึ่งยังเข้าใจอย่างจำกัด จึงไม่เป็นที่ทราบแน่ชัดว่าดาวแคระขาวจะใช้เวลาเท่าใดจึงจะเย็นตัวลงเป็นดาวแคระดำ, Fred C. Adams and Gregory Laughlin, arXiv:astro-ph/9701131v1.
ดาวฤกษ์และดาวแคระดำ · ดาวแคระขาวและดาวแคระดำ ·
ดาวแคระน้ำตาล
วแคระน้ำตาล (ดวงเล็กกว่า) โคจรรอบดาว กลีส 229 ซึ่งอยู่ในกลุ่มดาวกระต่ายป่า ห่างจากโลก 19 ปีแสง ดาวแคระน้ำตาลดวงนี้มีชื่อว่า กลีส 229 บี มีขนาดประมาณ 20-50 เท่าของมวลดาวพฤหัสบดี ดาวแคระน้ำตาล (Brown dwarf) คือวัตถุกึ่งดาวฤกษ์ชนิดหนึ่งที่มีมวลต่ำเกินกว่าจะสามารถจุดการเผาไหม้ไฮโดรเจนด้วยปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชั่นที่แกนกลางได้ดังดาวฤกษ์บนแถบลำดับหลักทั่วไป ทว่ายังมีเนื้อในและพื้นผิวที่สามารถแผ่ความร้อนได้ และไม่มีความแตกต่างทางเคมีตามระดับความลึก ดาวแคระน้ำตาลจะมีมวลอยู่ระหว่างดาวเคราะห์แก๊สยักษ์ขนาดใหญ่ กับดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยที่สุด โดยขนาดมวลสูงสุดของดาวแคระน้ำตาลอยู่ที่ประมาณ 75-80 มวลดาวพฤหัสบดี (M_J) จนถึงปัจจุบันยังมีการถกเถียงกันอยู่ว่าด้วยการนิยามและแยกแยะระหว่างดาวแคระน้ำตาลกับดาวเคราะห์แก๊สยักษ์สำหรับดวงที่มีมวลต่ำมากๆ (~13 M_J) และข้อถกเถียงว่าจำเป็นหรือไม่ที่ดาวแคระน้ำตาลจะต้องเคยดำรงปฏิกิริยาฟิวชั่นมาก่อนในอดีต อย่างไรก็ดี ดาวแคระน้ำตาลที่มีมวลมากกว่า 13 M_J สามารถเผาผลาญดิวเทอเรียมได้ และดวงที่มีมวลมากกว่า ~65 M_J สามารถเผาผลาญลิเทียมได้ ดาวเคราะห์นอกระบบที่โคจรรอบดาวแคระน้ำตาลเท่าที่รู้จักกันในปัจจุบัน มีเพียง 2 เอ็ม 1207 บี และ เอ็มโอเอ-2007-บีแอลจี-192 เอล บี เท่านั้น.
ดาวฤกษ์และดาวแคระน้ำตาล · ดาวแคระขาวและดาวแคระน้ำตาล ·
ดาวแคระแดง
วาดแสดงลักษณะของดาวแคระแดง ซึ่งเป็นดาวฤกษ์จำนวนมากที่สุดบนท้องฟ้า อธิบายตามไดอะแกรมของแฮร์ทสชปรุง-รัสเซลล์ ดาวแคระแดง (Red dwarf) คือดาวฤกษ์ที่มีขนาดเล็กและมีอุณหภูมิที่ค่อนข้างต่ำมาก เทียบกับบรรดาดาวฤกษ์บนแถบลำดับหลักทั้งหมด โดยมีค่าสเปกตรัมประมาณตอนปลายของประเภท K หรือ M ดาวฤกษ์ประเภทนี้มีจำนวนมากที่สุดในบรรดาดาวฤกษ์ทั้งหมด มีมวลน้อยกว่าครึ่งหนึ่งของดวงอาทิตย์ (หากต่ำถึง 0.075 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ จะเรียกว่า ดาวแคระน้ำตาล) และมีอุณหภูมิพื้นผิวต่ำกว่า 3,500 เคลวิน.
ดาวฤกษ์และดาวแคระแดง · ดาวแคระขาวและดาวแคระแดง ·
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.
ดาวฤกษ์และแถบลำดับหลัก · ดาวแคระขาวและแถบลำดับหลัก ·
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.
ดาวฤกษ์และไดอะแกรมของแฮร์ทสชปรุง-รัสเซลล์ · ดาวแคระขาวและไดอะแกรมของแฮร์ทสชปรุง-รัสเซลล์ ·
เอกภพ
อวกาศห้วงลึกมากของฮับเบิล ที่ประกอบด้วยกาแล็กซีที่มีอายุ ขนาด รูปร่าง และสีแตกต่างกัน เอกภพ หรือ จักรวาล โดยทั่วไปนิยามว่าเป็นผลรวมของการดำรงอยู่ รวมทั้งดาวเคราะห์ ดาวฤกษ์ ดาราจักร สิ่งที่บรรจุอยู่ในอวกาศระหว่างดาราจักร และสสารและพลังงานทั้งหมด การสังเกตเอกภพทางวิทยาศาสตร์ ซึ่งเชื่อกันว่ามีเส้นผ่านศูนย์กลาง 9,999 ล้านปีแสง นำไปสู่อนุมานขั้นแรกเริ่มของเอกภพ การสังเกตเหล่านี้แนะว่า เอกภพถูกควบคุมด้วยกฎทางฟิสิกส์และค่าคงที่เดียวกันตลอดขนาดและประวัติศาสตร์ส่วนใหญ่ ทฤษฎีบิกแบงเป็นแบบจำลองจักรวาลวิทยาทั่วไปซึ่งอธิบายพัฒนาการแรกเริ่มของเอกภพ ซึ่งในจักรวาลวิทยากายภาพเชื่อว่าเกิดขึ้นเมื่อราว 13,700 ล้านปีก่อน มีนักฟิสิกส์มากมายเชื่อสมมุติฐานเกี่ยวกับพหุภพ ซึ่งกล่าวไว้ว่าเอกภพอาจเป็นหนึ่งในภพจำนวนมากที่มีอยู่เช่นกัน ระยะทางไกลสุดที่เป็นไปได้ทางทฤษฎีแก่มนุษย์ที่จะมองเห็นอธิบายว่าเป็น เอกภพที่สังเกตได้ การสังเกตได้แสดงว่า เอกภพดูจะขยายตัวในอัตราเร่ง และมีหลายแบบจำลองเกิดขึ้นเพื่อพยากรณ์ชะตาสุดท้ายของเอกภพ แผนภาพตำแหน่งของโลกในสถามที่ต่างๆของเอก.
ดาวฤกษ์และเอกภพ · ดาวแคระขาวและเอกภพ ·
เนบิวลาดาวเคราะห์
NGC 6543 หรือ เนบิวลาตาแมว เนบิวลาดาวเคราะห์ (planetary nebula) คือส่วนที่เคยเป็นแก๊สและฝุ่นผงชั้นผิวนอกของดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อย เมื่อดาวฤกษ์ดวงนั้นได้เปลี่ยนสภาพเป็นดาวยักษ์แดง และเชื้อเพลิงไฮโดรเจนได้หมดลงแล้ว แกนกลางของดาวก็จะยุบลงกลายเป็นดาวแคระขาว สังเกตได้จากจุดสีขาวตรงกลางภาพ และส่วนนอกนั้นเองที่แผ่กระจายออกไปในอวกาศ เรียกว่า เนบิวลาดาวเคราะห์ ซึ่งจะกลายเป็นวัตถุดิบในการสร้างดาวฤกษ์และระบบสุริยะรุ่นถัดไป และทำให้เอกภพมีธาตุอื่น ๆ เพิ่มขึ้น นอกเหนือจากไฮโดรเจนและฮีเลียม แท้จริงแล้วเนบิวลาดาวเคราะห์ไม่ได้เกี่ยวข้องกับดาวเคราะห์แต่อย่างใด เพียงแต่ว่านักดาราศาสตร์ในสมัยก่อนมองเห็นเนบิวลาดาวเคราะห์มีลักษณะคล้ายดาวเคราะห์แก๊ส เนบิวลาดาวเคราะห์จัดเป็นช่วงชีวิตของดาวที่สั้นมาก คือประมาณสิบปีหรือพันปี เมื่อเทียบกับอายุขัยของดาวที่มีมากเป็นพันล้านปี ในปัจจุบันเราค้นพบเนบิวลาดาวเคราะห์แล้วประมาณ 1500 ดวง ส่วนมากพบใกล้ศูนย์กลางดาราจักรทางช้างเผือก.
ดาวฤกษ์และเนบิวลาดาวเคราะห์ · ดาวแคระขาวและเนบิวลาดาวเคราะห์ ·
รายการด้านบนตอบคำถามต่อไปนี้
- สิ่งที่ ดาวฤกษ์และดาวแคระขาว มีเหมือนกัน
- อะไรคือความคล้ายคลึงกันระหว่าง ดาวฤกษ์และดาวแคระขาว
การเปรียบเทียบระหว่าง ดาวฤกษ์และดาวแคระขาว
ดาวฤกษ์ มี 261 ความสัมพันธ์ขณะที่ ดาวแคระขาว มี 50 ขณะที่พวกเขามีเหมือนกัน 29, ดัชนี Jaccard คือ 9.32% = 29 / (261 + 50)
การอ้างอิง
บทความนี้แสดงความสัมพันธ์ระหว่าง ดาวฤกษ์และดาวแคระขาว หากต้องการเข้าถึงบทความแต่ละบทความที่ได้รับการรวบรวมข้อมูลโปรดไปที่: