ดาวแคระขาวและดาวแคระดำ

ทางลัด: ความแตกต่างความคล้ายคลึงกันค่าสัมประสิทธิ์การเปรียบเทียบ Jaccardการอ้างอิง

ความแตกต่างระหว่าง ดาวแคระขาวและดาวแคระดำ

ดาวแคระขาว vs. ดาวแคระดำ

ซิริอุส เอ และ บี ที่ถ่ายโดยกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล ซิริอุส บี ที่เป็นดาวแคระขาวสามารถเห็นเป็นจุดจาง ๆ อยู่ทางด้านล่างซ้ายของดาว Sirius A ที่สว่างกว่ามาก ๆ ดาวแคระขาว (White dwarf) หรือบางครั้งเรียกว่า ดาวแคระเสื่อม (Degenerate dwarf) เป็นดาวขนาดเล็กที่ส่วนใหญ่ประกอบไปด้วยอิเล็กตรอนที่เป็นสสารเสื่อม เนื่องจากดาวแคระขาวที่มีมวลเท่ากับดวงอาทิตย์จะมีปริมาตรใกล้เคียงกับโลก ทำให้มันมีความหนาแน่นสูงและมีกำลังส่องสว่างน้อยมาจากความร้อนที่สะสมไว้, Jennifer Johnson, lecture notes, Astronomy 162, Ohio State University. 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.

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 มีเหตุการณ์ทางดาราศาสตร์แบบสุดขั้วอย่างมากที่สามารถนำไปสู่​​ช่วงเวลาสั้น 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.

การหลอมนิวเคลียสและดาวแคระขาว · การหลอมนิวเคลียสและดาวแคระดำ · ดูเพิ่มเติม »

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.

ดาวแคระขาวและมวลดวงอาทิตย์ · ดาวแคระดำและมวลดวงอาทิตย์ · ดูเพิ่มเติม »

มหาวิทยาลัยโอไฮโอสเตต

มหาวิทยาลัยโอไฮโอสเตต (Ohio State University) เป็นมหาวิทยาลัยรัฐในสหรัฐอเมริกา ที่มุ่งเน้นการวิจัย ตั้งอยู่ที่เมืองโคลัมบัสอันเป็นเมืองหลวงของรัฐโอไฮโอ ก่อตั้งในปี พ.ศ. 2413 ในปี..

ดาวแคระขาวและมหาวิทยาลัยโอไฮโอสเตต · ดาวแคระดำและมหาวิทยาลัยโอไฮโอสเตต · ดูเพิ่มเติม »

สสารเสื่อม

รสถานะซ้อน (Degenerate matter) คือสสารที่มีความหนาแน่นสูงมากอย่างยิ่งยวดจนกระทั่งองค์ประกอบแรงดันส่วนใหญ่ทำให้เกิดหลักการกีดกันของเพาลี แรงดันที่รักษาเอาไว้ภายในสสารเสื่อมนี้เรียกว่า "แรงดันสถานะซ้อน" (degeneracy pressure) และเพิ่มขึ้นเนื่องจากหลักของเพาลีทำให้อนุภาคที่เป็นองค์ประกอบไม่สามารถดำรงสถานะควอนตัมเดียวกันได้ การพยายามบีบให้อนุภาคเหล่านั้นเข้าใกล้กันมากๆ เสียจนไม่สามารถจะแยกสถานะของตัวเองออกจากกันทำให้อนุภาคเหล่านั้นต้องอยู่ในระดับพลังงานที่ต่างกัน ดังนั้นการลดปริมาตรลงจึงจำเป็นต้องทำให้อนุภาคทั้งหลายเข้าไปสู่สถานะควอนตัมที่มีระดับพลังงานที่สูงกว่า ซึ่งต้องอาศัยแรงบีบอัดเพิ่มขึ้น ทำให้มีแรงดันต่อต้านอย่างชัดเจน.

ดาวแคระขาวและสสารเสื่อม · ดาวแคระดำและสสารเสื่อม · ดูเพิ่มเติม »

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.

ดาวแคระขาวและดาวแคระน้ำตาล · ดาวแคระดำและดาวแคระน้ำตาล · 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.

ดาวแคระขาวและแถบลำดับหลัก · ดาวแคระดำและแถบลำดับหลัก · ดูเพิ่มเติม »