สารบัญ
44 ความสัมพันธ์: บิกแบงฟริตซ์ ชวิกกีพลาสมาควาร์ก–กลูออนพัลซาร์พัลซาร์ปูกระจุกดาวทรงกลมมหานวดารามหานวดาราประเภท 1เอระบบดาวคู่รังสีเอ็กซ์วิวัฒนาการของดาวฤกษ์วิธีตรวจจับดาวเคราะห์นอกระบบสสารเสื่อมสุพรหมัณยัน จันทรเศขรสถานะ (สสาร)หลุมดำหลุมดำมวลยวดยิ่งอันดับของขนาด (ความหนาแน่น)อันดับของขนาด (ความเร็ว)จานพอกพูนมวลทฤษฎีสัมพัทธภาพทฤษฎีอะตอมขีดจำกัดจันทรเศขรดาราศาสตร์ดาราศาสตร์รังสีแกมมาดาราศาสตร์รังสีเอ็กซ์ดาราจักรดาวระเบิดรังสีเอกซ์ดาวฤกษ์ดาวแคระขาวดาวเคราะห์พัลซาร์คลื่นความโน้มถ่วงความหนาแน่นความโน้มถ่วงพื้นผิวตารางธาตุซากมหานวดารานิวตรอนแมกนีทาร์แรงดันสภาพซ้อนสถานะของอิเล็กตรอนแสงวาบรังสีแกมมาไมโครเลนส์ของแรงโน้มถ่วงเส้นเวลาของอนาคตไกลเนบิวลาเนบิวลาปูPSR B1257+12
บิกแบง
ตาม'''ทฤษฎีบิกแบง''' จักรวาลมีจุดกำเนิดมาจากสภาพที่มีความหนาแน่นสูงและร้อน และจักรวาลมีการขยายตัวอยู่ตลอดเวลา บิกแบง (Big Bang, "การระเบิดครั้งใหญ่") เป็นแบบจำลองของการกำเนิดและวิวัฒนาการของเอกภพในจักรวาลวิทยาซึ่งได้รับการสนับสนุนจากหลักฐานทางวิทยาศาสตร์และจากการสังเกตการณ์ที่แตกต่างกันจำนวนมาก นักวิทยาศาสตร์โดยทั่วไปใช้คำนี้กล่าวถึงแนวคิดการขยายตัวของเอกภพหลังจากสภาวะแรกเริ่มที่ทั้งร้อนและหนาแน่นอย่างมากในช่วงเวลาจำกัดระยะหนึ่งในอดีต และยังคงดำเนินการขยายตัวอยู่จนถึงในปัจจุบัน ฌอร์ฌ เลอแม็ทร์ นักวิทยาศาสตร์และพระโรมันคาทอลิก เป็นผู้เสนอแนวคิดการกำเนิดของเอกภพ ซึ่งต่อมารู้จักกันในชื่อ ทฤษฎีบิกแบง ในเบื้องแรกเขาเรียกทฤษฎีนี้ว่า สมมติฐานเกี่ยวกับอะตอมแรกเริ่ม (hypothesis of the primeval atom) อเล็กซานเดอร์ ฟรีดแมน ทำการคำนวณแบบจำลองโดยมีกรอบการพิจารณาอยู่บนพื้นฐานของทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปของอัลเบิร์ต ไอน์สไตน์ ต่อมาในปี..
ฟริตซ์ ชวิกกี
ฟริตซ์ ชวิกกี (Fritz Zwicky; 14 กุมภาพันธ์ ค.ศ. 1898 - 8 กุมภาพันธ์ ค.ศ. 1974) เป็นนักดาราศาสตร์ชาวสวิส ทำงานเกือบตลอดชีวิตที่สถาบันเทคโนโลยีแคลิฟอร์เนีย หรือแคลเทค ที่ประเทศสหรัฐอเมริกา มีส่วนในการสนับสนุนทฤษฎีและการสังเกตการณ์ทางดาราศาสตร์ที่สำคัญหลายประการ เช่น การใช้กล้องโทรทรรศน์ชมิดท์ (Schmidt telescopes) ในการสำรวจซูเปอร์โนวา ร่วมกับวอลเตอร์ บาด และเสนอให้ใช้ซูเปอร์โนวาเป็นเทียนมาตรฐาน (เขาเป็นคนคิดคำว่า ซูเปอร์โนวา ด้วย) เขาได้ตั้งสมมุติฐานเกี่ยวกับการแปรสภาพของดาวฤกษ์จากดาวฤกษ์ธรรมดาไปเป็นดาวนิวตรอน รวมถึงสมมุติฐานเกี่ยวกับต้นกำเนิดของรังสีคอสมิก.
พลาสมาควาร์ก–กลูออน
ลาสมาควาร์ก-กลูออน (quark-gluon plasma; QGP) หรือ ซุปควาร์ก คือสถานะของควอนตัมโครโมไดนามิกส์ ซึ่งมีอยู่ที่ระดับอุณหภูมิและความหนาแน่นสูงยิ่งยวด สภาวะนี้ประกอบด้วยควาร์กและกลูออนที่ (เกือบเป็น) อิสระ อันเป็นอนุภาคมูลฐานสำคัญที่ประกอบกันขึ้นเป็นสสาร การทดลองโดยเครื่องซูเปอร์โปรตอนซิงโครตรอน (SPS) ที่เซิร์น เป็นความพยายามแรกในการสร้างพลาสมาควาร์ก-กลูออน ขึ้นในคริสต์ทศวรรษ 1980-1990 ผลที่ได้ทำให้เซิร์นประกาศหลักฐานทางอ้อมที่ยืนยัน "สถานะใหม่ของสสาร" ในปี..
ดู ดาวนิวตรอนและพลาสมาควาร์ก–กลูออน
พัลซาร์
แผนภาพของพัลซาร์ ทรงกลมตรงกลางหมายถึงดาวนิวตรอน เส้นโค้งรอบๆ คือเส้นสนามแม่เหล็ก ส่วนรูปกรวยที่พุ่งออกมาคือลำการแผ่รังสี พัลซาร์ (Pulsar; มาจากการรวมกันของ 2 คำ คือ pulsating และ star) คือดาวนิวตรอนที่หมุนรอบตัวเองด้วยความเร็วสูงมาก และแผ่รังสีคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าออกมาเป็นจังหวะ คาบการหมุนที่สังเกตได้อยู่ระหว่าง 1.4 มิลลิวินาที ถึง 8.5 วินาที เราสามารถสังเกตเห็นการแผ่รังสีได้จากลำรังสีที่ชี้มาทางโลกเท่านั้น ลักษณะปรากฏการณ์เช่นนี้เรียกว่า ปรากฏการณ์ประภาคาร (lighthouse effect) และการที่สังเกตเห็นรังสีเป็นช่วงๆ (pulse) นี้เองเป็นที่มาของชื่อพัลซาร์ พัลซาร์บางแห่งมีดาวเคราะห์โคจรอยู่รอบๆ เช่น ดาว PSR B1257+12 เวอร์เนอร์ เบ็คเกอร์ แห่งสถาบันมักซ์ พลังค์เพื่อการศึกษาฟิสิกส์นอกโลก (Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics) ได้กล่าวเอาไว้ในปี 2549 ว่า "ทฤษฎีว่าด้วยเหตุที่พัลซาร์แผ่รังสีออกมายังคงเป็นสิ่งลึกลับ แม้จะมีการเฝ้าศึกษามาเป็นเวลากว่า 40 ปีแล้ว".
พัลซาร์ปู
ัลซาร์ปู (PSR B0531+21) เป็นดาวนิวตรอนอายุค่อนข้างน้อย และเป็นดาวศูนย์กลางในเนบิวลาปู ซากที่เหลืออยู่ของซูเปอร์โนวา SN 1054 ซึ่งได้รับการสังเกตการณ์อย่างกว้างขวางจากโลกในปี พ.ศ.
กระจุกดาวทรงกลม
เมสสิเยร์ 80 กระจุกดาวทรงกลมในกลุ่มดาวแมงป่อง อยู่ห่างจากดวงอาทิตย์ของเรา 28,000 ปีแสง ประกอบด้วยดาวฤกษ์นับแสนดวง กระจุกดาวทรงกลม (Globular Cluster) เป็นแหล่งรวมของดวงดาวที่มีรูปร่างเป็นทรงกลม โคจรไปรอบๆ แกนกลางดาราจักร ดาวฤกษ์ในกระจุกดาวทรงกลมมีแรงโน้มถ่วงดึงดูดต่อกันค่อนข้างมาก ทำให้พวกมันรวมตัวเป็นกลุ่มทรงกลม มีความหนาแน่นของดาวค่อนข้างสูงโดยเฉพาะในจุดศูนย์กลาง บางครั้งเรียกชื่อโดยย่อเพียงว่า globular กระจุกดาวทรงกลมมักพบอยู่ในกลดดาราจักร มีดวงดาวรวมตัวกันอยู่มากและมักมีอายุเก่าแก่กว่าส่วนที่เหลือของดาราจักร หรือกระจุกดาวเปิดซึ่งมักพบในจานดาราจักร ในดาราจักรทางช้างเผือกมีกระจุกดาวทรงกลมอยู่ราว 158 แห่ง และคาดว่ายังมีกระจุกดาวที่ยังค้นไม่พบอีกราว 10-20 แห่งAshman, Keith M.; Zepf, Stephen E.
ดู ดาวนิวตรอนและกระจุกดาวทรงกลม
มหานวดารา
ำลองจากศิลปินแสดงให้เห็นมหานวดารา SN 2006gy ที่กล้องโทรทรรศน์อวกาศรังสีเอกซ์จันทราจับภาพได้ อยู่ห่างจากโลก 240 ล้านปีแสง มหานวดารา นิพนธ์ ทรายเพชร, อารี สวัสดี และ บุญรักษา สุนทรธรรม.
มหานวดาราประเภท 1เอ
accessdate.
ดู ดาวนิวตรอนและมหานวดาราประเภท 1เอ
ระบบดาวคู่รังสีเอ็กซ์
วาดโดยศิลปินแสดงระบบดาวคู่รังสีเอ็กซ์ ระบบดาวคู่รังสีเอ็กซ์ (X-ray binaries) เป็นระบบดาวคู่ประเภทหนึ่งที่มองเห็นสว่างชัดเจนในคลื่นรังสีเอ็กซ์ รังสีเอ็กซ์นี้เกิดขึ้นจากการที่สสารจะดาวดวงหนึ่ง (โดยมากเป็นดาวฤกษ์ปกติ) ตกลงไปยังดาวคู่ของมันซึ่งมักเป็นดาวฤกษ์หนาแน่นสูง เช่น ดาวแคระขาว ดาวนิวตรอน หรือหลุมดำ สสารที่ตกลงไปจะปล่อยพลังงานศักย์โน้มถ่วงออกมาเป็นรังสีเอ็กซ์ที่มีขนาดมากกว่ามวลที่เหลือของมันหลายสิบเท่า (ฟิวชั่นของไฮโดรเจนปล่อยพลังงานออกมาเพียง 0.7 เปอร์เซ็นต์ของมวลที่เหลือ).
ดู ดาวนิวตรอนและระบบดาวคู่รังสีเอ็กซ์
วิวัฒนาการของดาวฤกษ์
้นเวลาแสดงอายุของดวงอาทิตย์ วิวัฒนาการของดาวฤกษ์ เป็นกระบวนการที่ดาวฤกษ์เปลี่ยนแปลงองค์ประกอบภายในตามลำดับไปในช่วงอายุของมัน ซึ่งจะมีลักษณะแตกต่างกันตามขนาดของมวลของดาวฤกษ์นั้นๆ อายุของดาวฤกษ์มีตั้งแต่ไม่กี่ล้านปี (สำหรับดาวฤกษ์ที่มีมวลมากๆ) ไปจนถึงหลายล้านล้านปี (สำหรับดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อย) ซึ่งอาจจะมากกว่าอายุของเอกภพเสียอีก การศึกษาวิวัฒนาการของดาวฤกษ์มิได้ทำเพียงการเฝ้าสังเกตดาวดวงหนึ่งดวงใด ดาวฤกษ์ส่วนใหญ่มีการเปลี่ยนแปลงอย่างช้ามากจนยากจะตรวจจับได้แม้เวลาจะผ่านไปหลายศตวรรษ นักฟิสิกส์ดาราศาสตร์ทำความเข้าใจกับวิวัฒนาการของดาวฤกษ์โดยการสังเกตการณ์ดาวจำนวนมาก โดยที่แต่ละดวงอยู่ที่ช่วงอายุแตกต่างกัน แล้วทำการจำลองโครงสร้างของดาวออกมาโดยใช้แบบจำลองคอมพิวเตอร์ช่ว.
ดู ดาวนิวตรอนและวิวัฒนาการของดาวฤกษ์
วิธีตรวจจับดาวเคราะห์นอกระบบ
นื่องจากดาวเคราะห์นอกระบบจะมีการส่องสว่างในตัวเองน้อยมากๆ เมื่อเทียบกับดาวฤกษ์แม่ของมัน การตรวจจับจึงเป็นไปได้ยาก ทั้งแสงสว่างจากดาวฤกษ์ยังอาจบดบังและกลบการมองเห็นดาวเคราะห์ไปเสีย ด้วยเหตุนี้ การตรวจจับดาวเคราะห์นอกระบบจึงมักไม่สามารถดำเนินการได้จากการเฝ้าสังเกตโดยตรง นักดาราศาสตร์ได้พัฒนากระบวนวิธีตรวจจับทางอ้อมหลายวิธีเพื่อตรวจหาดาวเคราะห์นอกระบบ ในปัจจุบันมีกระบวนวิธีทางอ้อมหลายวิธีที่สามารถใช้ตรวจจับดาวเคราะห์นอกระบบอย่างได้ผล iOS 9.3.5(13G36) wckadse.
ดู ดาวนิวตรอนและวิธีตรวจจับดาวเคราะห์นอกระบบ
สสารเสื่อม
รสถานะซ้อน (Degenerate matter) คือสสารที่มีความหนาแน่นสูงมากอย่างยิ่งยวดจนกระทั่งองค์ประกอบแรงดันส่วนใหญ่ทำให้เกิดหลักการกีดกันของเพาลี แรงดันที่รักษาเอาไว้ภายในสสารเสื่อมนี้เรียกว่า "แรงดันสถานะซ้อน" (degeneracy pressure) และเพิ่มขึ้นเนื่องจากหลักของเพาลีทำให้อนุภาคที่เป็นองค์ประกอบไม่สามารถดำรงสถานะควอนตัมเดียวกันได้ การพยายามบีบให้อนุภาคเหล่านั้นเข้าใกล้กันมากๆ เสียจนไม่สามารถจะแยกสถานะของตัวเองออกจากกันทำให้อนุภาคเหล่านั้นต้องอยู่ในระดับพลังงานที่ต่างกัน ดังนั้นการลดปริมาตรลงจึงจำเป็นต้องทำให้อนุภาคทั้งหลายเข้าไปสู่สถานะควอนตัมที่มีระดับพลังงานที่สูงกว่า ซึ่งต้องอาศัยแรงบีบอัดเพิ่มขึ้น ทำให้มีแรงดันต่อต้านอย่างชัดเจน.
สุพรหมัณยัน จันทรเศขร
รหมัณยัน จันทรเศขร หรือ “จันทรา” (Subrahmanyan Chandrasekhar) เป็นนักฟิสิกส์ดาราศาสตร์ นักฟิสิกส์ และนักคณิตศาสตร์ ชาวอเมริกันเชื้อสายอินเดีย ได้รับรางวัลโนเบลสาขาฟิสิกส์ ค.ศ.
ดู ดาวนิวตรอนและสุพรหมัณยัน จันทรเศขร
สถานะ (สสาร)
นะ (State of matter) เป็นความสัมพันธ์กับโครงสร้างทางเคมีและคุณสมบัติทางฟิสิกส์ เช่น ความหนาแน่น, โครงสร้างผลึก (crystal structure), ดรรชนีหักเหของแสง (refractive index) และอื่นๆ สถานะที่คุ้นเคยกันมาก ได้แก่ ของแข็ง, ของเหลว, และแก๊ส ส่วนสถานะที่ไม่เป็นที่รู้จักกันมากนัก ได้แก่ พลาสมา และ พลาสมาควาร์ก-กลูออน, โบส-ไอน์สไตน์ คอนเดนเซต และ เฟอร์มิโอนิค คอนเดนเซต, วัตถุประหลาด, ผลึกเหลว, ซูเปอร์ฟลูอิด ซูเปอร์โซลิด พาราแมกเนติก, เฟอโรแมกเนติก, เฟสของ วัสดุ แม่เหล็ก.
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.
หลุมดำมวลยวดยิ่ง
''ภาพบน'': ภาพร่างแสดงเหตุการณ์ที่หลุมดำมวลยวดยิ่งฉีกดาวฤกษ์ออกป็นเสี่ยง ''ภาพล่าง'': การคาดคะเนเหตุการณ์ที่หลุมดำมวลยวดยิ่งดูดกลืนดาวฤกษ์ในดาราจักร RXJ 1242-11 ''ด้านซ้าย'' คือภาพถ่ายรังสีเอกซ์ ''ด้านขวา'' คือภาพถ่ายในแสงที่ตามองเห็น หลุมดำมวลยวดยิ่ง (supermassive black hole: SMBH) คือหลุมดำที่มีมวลมากในระดับ ถึง เท่าของมวลดวงอาทิตย์ ดาราจักรส่วนใหญ่รวมทั้งทางช้างเผือก (แต่ไม่ใช่ทุกดาราจักร) มักมีหลุมดำมวลยวดยิ่งอยู่ที่บริเวณศูนย์กลาง หลุมดำมวลยวดยิ่งมีคุณลักษณะสำคัญที่สามารถแบ่งแยกจากหลุมดำธรรมดาได้คือ.
ดู ดาวนิวตรอนและหลุมดำมวลยวดยิ่ง
อันดับของขนาด (ความหนาแน่น)
Skylab ได้วัดความหนาแน่นของดวงอาทิตย์หลายค่า (ค่าสูงสุด: 10−18 to 10−6กิโลกรัม⋅เซนติเมตร−3, มีค่าเทียบเท่ากับ 10−15 to 10−3 กิโลกรัม⋅เมตร−3) ณ อุณหภูมิที่แตกต่างกันบนพื้นผิวของมัน หมวดหมู่:ความหนาแน่น.
ดู ดาวนิวตรอนและอันดับของขนาด (ความหนาแน่น)
อันดับของขนาด (ความเร็ว)
หมวดหมู่:ปริมาณทางกายภาพ หมวดหมู่:อันดับของขน.
ดู ดาวนิวตรอนและอันดับของขนาด (ความเร็ว)
จานพอกพูนมวล
วาดของศิลปินแสดงระบบดาวคู่แห่งหนึ่ง ดวงหนึ่งเป็นหลุมดำ อีกดวงหนึ่งเป็นดาวฤกษ์บนแถบลำดับหลัก จานพอกพูนมวล หรือ จานรวมมวล (accretion disc หรือ accretion disk) เป็นโครงสร้างชนิดหนึ่งที่ก่อตัวขึ้นจากสสารอันหมุนวนในวงโคจรรอบๆ วัตถุชนิดใดชนิดหนึ่ง โดยมากวัตถุในใจกลางนั้นมักเป็นดาวฤกษ์อายุน้อย ดาวฤกษ์ก่อนเกิด ดาวแคระขาว ดาวนิวตรอน หรือ หลุมดำ แรงโน้มถ่วงจากวัตถุใจกลางทำให้สสารในแผ่นจานหมุนวนเป็นเกลียวพุ่งเข้าหาใจกลาง และยังบีบอัดสสารเหล่านั้นทำให้เกิดการแผ่รังสีคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าออกมาด้วย ช่วงความถี่ของคลื่นที่แผ่ออกมาขึ้นอยู่กับชนิดของวัตถุในใจกลาง จานพอกพูนมวลของดาวฤกษ์อายุน้อยหรือดาวฤกษ์ก่อนเกิดจะแผ่รังสีอินฟราเรด ถ้าเป็นดาวนิวตรอนหรือหลุมดำจะแผ่รังสีเอกซ.
ทฤษฎีสัมพัทธภาพ
มมิติของความโค้งปริภูมิ-เวลาที่อธิบายในสัมพัทธภาพทั่วไป ทฤษฎีสัมพัทธภาพ ครอบคลุมสองทฤษฎีของอัลเบิร์ต ไอน์สไตน์คือ ทฤษฎีสัมพัทธภาพพิเศษและทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป มโนทัศน์ที่ทฤษฎีสัมพัทธภาพริเริ่มมีปริภูมิ-เวลาซึ่งเป็นเอนทิตีรวม (unified entity) ของปริภูมิและเวลา สัมพัทธภาพของความเป็นเวลาเดียวกัน (relativity of simultaneity) การเปลี่ยนขนาดของเวลาทางจลนศาสตร์และความโน้มถ่วง (kinematic and gravitational time dilation) และการหดตัวของความยาว (length contraction) ทฤษฎีสัมพัทธภาพเปลี่ยนแปลงฟิสิกส์ทฤษฎีและดาราศาสตร์ระหว่างคริสต์ศตวรรษที่ 20 เมื่อพิมพ์ครั้งแรก สัมพัทธภาพเข้าแทนที่ทฤษฎีกลศาสตร์อายุ 200 ปีที่ไอแซก นิวตันเป็นผู้ประดิษฐ์หลัก ในสาขาฟิสิกส์ สัมพัทธภาพพัฒนาวิทยาศาสตร์ของอนุภาคมูลฐานและอันตรกิริยามูลฐานของพวกมัน ร่วมกับการก้าวสู่ยุคนิวเคลียร์ ด้วยสัมพัทธภาพ จักรวาลวิทยาและฟิสิกส์ดาราศาสตร์ทำนายปรากฏการณ์ดาราศาสตร์พิเศษอย่างดาวนิวตรอน หลุมดำและคลื่นความโน้มถ่วง ทฤษฎีสัมพัทธภาพพิเศษและทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปเชื่อมโยงกัน ทฤษฎีสัมพัทธภาพพิเศษใช้กับปรากฏการณ์กายภาพทั้งหมดยกเว้นความโน้มถ่วง ทฤษฎีทั่วไปให้กฎความโน้มถ่วง และความสัมพันธ์กับแรงอื่นของธรรมชาต.
ดู ดาวนิวตรอนและทฤษฎีสัมพัทธภาพ
ทฤษฎีอะตอม
ในวิชาเคมีและฟิสิกส์ ทฤษฎีอะตอมคือทฤษฎีที่ว่าด้วยธรรมชาติของสสาร ซึ่งกล่าวว่า สสารทุกชนิดประกอบด้วยหน่วยเล็กๆ ที่เรียกว่า อะตอม ซึ่งตรงกันข้ามกับแนวคิดดั้งเดิมที่แบ่งสสารออกเป็นหน่วยเล็กหลายชนิดตามแต่อำเภอใจ แนวคิดนี้เริ่มต้นเป็นแนวคิดเชิงปรัชญาของชาวกรีกโบราณ (ดีโมครีตุส) และชาวอินเดีย ต่อมาได้เข้ามาสู่วิทยาศาสตร์กระแสหลักในช่วงต้นคริสต์ศตวรรษที่ 19 เมื่อมีการค้นพบในสาขาวิชาเคมีซึ่งพิสูจน์ว่า พฤติกรรมของสสารนั้นดูเหมือนมันประกอบขึ้นด้วยอนุภาคขนาดเล็ก คำว่า "อะตอม" (จากคำกริยาในภาษากรีกโบราณว่า atomos, 'แบ่งแยกไม่ได้') ถูกนำมาใช้เรียกอนุภาคพื้นฐานที่ประกอบกันขึ้นเป็นธาตุเคมี เพราะนักเคมีในยุคนั้นเชื่อว่ามันคืออนุภาคมูลฐานของสสาร อย่างไรก็ดี เมื่อเข้าสู่คริสต์ศตวรรษที่ 20 การทดลองจำนวนมากเกี่ยวกับแม่เหล็กไฟฟ้าและสารกัมมันตรังสี ทำให้นักฟิสิกส์ค้นพบว่าสิ่งที่เราเรียกว่า "อะตอมซึ่งแบ่งแยกไม่ได้อีก" นั้นที่จริงแล้วยังประกอบไปด้วยอนุภาคที่เล็กกว่าอะตอมอีกจำนวนมาก (ตัวอย่างเช่น อิเล็กตรอน โปรตอน และนิวตรอน) ซึ่งสามารถแยกแยะออกจากกันได้ อันที่จริงแล้วในสภาวะแวดล้อมสุดโต่งดังเช่นดาวนิวตรอนนั้น อุณหภูมิและความดันที่สูงอย่างยิ่งยวดกลับทำให้อะตอมไม่สามารถดำรงอยู่ได้เลยด้วยซ้ำ เมื่อพบว่าแท้จริงแล้วอะตอมยังแบ่งแยกได้ ในภายหลังนักฟิสิกส์จึงคิดค้นคำว่า "อนุภาคมูลฐาน" (elementary particle) เพื่อใช้อธิบายถึงอนุภาคที่แบ่งแยกไม่ได้ วิทยาศาสตร์ที่ศึกษาเกี่ยวกับอนุภาคที่เล็กกว่าอะตอมนี้เรียกว่า ฟิสิกส์อนุภาค (particle physics) ซึ่งนักฟิสิกส์ในสาขานี้หวังว่าจะสามารถค้นพบธรรมชาติพื้นฐานที่แท้จริงของอะตอมได้.
ขีดจำกัดจันทรเศขร
ีดจำกัดจันทรเศขร (Chandrasekhar limit) หรือ ขีดจำกัดจันทรสิกขา คือค่าจำกัดของมวลของวัตถุที่เกิดจากสสารเสื่อมอิเล็กตรอน ซึ่งเป็นสสารหนาแน่นสูงประกอบด้วยนิวเคลียสที่อัดแน่นอยู่ในย่านอิเล็กตรอน ขีดจำกัดนี้คือค่าสูงสุดของมวลของดาวที่ไม่หมุนรอบตัวเองที่สามารถดำรงอยู่ได้โดยไม่แตกสลายจากผลของแรงโน้มถ่วง โดยอาศัยแรงดันจาก electron degeneracy ชื่อของขีดจำกัดนี้ตั้งตามนามสกุลของนักฟิสิกส์ดาราศาสตร์คือ สุพรหมัณยัน จันทรเศขร มีค่าโดยทั่วไปอยู่ที่ประมาณ 1.4 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ ดาวแคระขาวเป็นดาวที่ประกอบขึ้นด้วยสสารเสื่อมอิเล็กตรอน ดังนั้นจึงไม่มีดาวแคระขาวที่ไม่หมุนรอบตัวเองดวงไหนจะมีมวลมากไปกว่าขีดจำกัดจันทรเศขรได้ โดยปกติแล้ว ดาวฤกษ์จะสร้างพลังงานขึ้นจากปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชั่น ทำให้ธาตุมวลเบาเปลี่ยนไปเป็นธาตุหนัก ความร้อนที่เกิดขึ้นจากปฏิกิริยานี้ช่วยต้านทานการยุบตัวเนื่องจากแรงโน้มถ่วงของดาวฤกษ์ไว้ เมื่อเวลาผ่านไป ดาวฤกษ์จะเผาผลาญธาตุในแกนกลางของตัวเองไปจนกระทั่งอุณหภูมิในใจกลางไม่สูงพอจะดำรงปฏิกิริยาไว้อีกต่อไป ดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักที่มีมวลน้อยกว่า 8 เท่าของมวลดวงอาทิตย์จะคงเหลือมวลในแกนกลางต่ำกว่าขีดจำกัดจันทรเศขร มันจะสูญเสียมวลออกไป (เช่นในเนบิวลาดาวเคราะห์) จนเหลือแต่แกนดาว และกลายไปเป็นดาวแคระขาว ดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่านั้นจะเหลือแกนของดาวที่มีมวลมากกว่าขีดจำกัดนี้ และจะระเบิดออกกลายเป็นซูเปอร์โนวา ผลลัพธ์ที่ได้คือดาวนิวตรอนหรือหลุมดำ, D.
ดู ดาวนิวตรอนและขีดจำกัดจันทรเศขร
ดาราศาสตร์
ราจักรทางช้างเผือก ดาราศาสตร์ คือวิชาวิทยาศาสตร์ที่ศึกษาวัตถุท้องฟ้า (อาทิ ดาวฤกษ์ ดาวเคราะห์ ดาวหาง และดาราจักร) รวมทั้งปรากฏการณ์ทางธรรมชาติต่าง ๆ ที่เกิดขึ้นจากนอกชั้นบรรยากาศของโลก โดยศึกษาเกี่ยวกับวิวัฒนาการ ลักษณะทางกายภาพ ทางเคมี ทางอุตุนิยมวิทยา และการเคลื่อนที่ของวัตถุท้องฟ้า ตลอดจนถึงการกำเนิดและวิวัฒนาการของเอกภพ ดาราศาสตร์เป็นหนึ่งในสาขาของวิทยาศาสตร์ที่เก่าแก่ที่สุด นักดาราศาสตร์ในวัฒนธรรมโบราณสังเกตการณ์ดวงดาวบนท้องฟ้าในเวลากลางคืน และวัตถุทางดาราศาสตร์หลายอย่างก็ได้ถูกค้นพบเรื่อยมาตามยุคสมัย อย่างไรก็ตาม กล้องโทรทรรศน์เป็นสิ่งประดิษฐ์ที่จำเป็นก่อนที่จะมีการพัฒนามาเป็นวิทยาศาสตร์สมัยใหม่ ตั้งแต่อดีตกาล ดาราศาสตร์ประกอบไปด้วยสาขาที่หลากหลายเช่น การวัดตำแหน่งดาว การเดินเรือดาราศาสตร์ ดาราศาสตร์เชิงสังเกตการณ์ การสร้างปฏิทิน และรวมทั้งโหราศาสตร์ แต่ดาราศาสตร์ทุกวันนี้ถูกจัดว่ามีความหมายเหมือนกับฟิสิกส์ดาราศาสตร์ ตั้งแต่คริสต์ศตวรรษที่ 20 เป็นต้นมา ดาราศาสตร์ได้แบ่งออกเป็นสองสาขาได้แก่ ดาราศาสตร์เชิงสังเกตการณ์ และดาราศาสตร์เชิงทฤษฎี ดาราศาสตร์เชิงสังเกตการณ์จะให้ความสำคัญไปที่การเก็บและการวิเคราะห์ข้อมูล โดยการใช้ความรู้ทางกายภาพเบื้องต้นเป็นหลัก ส่วนดาราศาสตร์เชิงทฤษฎีให้ความสำคัญไปที่การพัฒนาคอมพิวเตอร์หรือแบบจำลองเชิงวิเคราะห์ เพื่ออธิบายวัตถุท้องฟ้าและปรากฏการณ์ต่าง ๆ ทั้งสองสาขานี้เป็นองค์ประกอบซึ่งกันและกัน กล่าวคือ ดาราศาสตร์เชิงทฤษฎีใช้อธิบายผลจากการสังเกตการณ์ และดาราศาสตร์เชิงสังเกตการณ์ใช้ในการรับรองผลจากทางทฤษฎี การค้นพบสิ่งต่าง ๆ ในเรื่องของดาราศาสตร์ที่เผยแพร่โดยนักดาราศาสตร์สมัครเล่นนั้นมีความสำคัญมาก และดาราศาสตร์ก็เป็นหนึ่งในวิทยาศาสตร์จำนวนน้อยสาขาที่นักดาราศาสตร์สมัครเล่นยังคงมีบทบาท โดยเฉพาะการค้นพบหรือการสังเกตการณ์ปรากฏการณ์ที่เกิดขึ้นเพียงชั่วคราว ไม่ควรสับสนระหว่างดาราศาสตร์โบราณกับโหราศาสตร์ ซึ่งเป็นความเชื่อที่นำเอาเหตุการณ์และพฤติกรรมของมนุษย์ไปเกี่ยวโยงกับตำแหน่งของวัตถุท้องฟ้า แม้ว่าทั้งดาราศาสตร์และโหราศาสตร์เกิดมาจากจุดร่วมเดียวกัน และมีส่วนหนึ่งของวิธีการศึกษาที่เหมือนกัน เช่นการบันทึกตำแหน่งดาว (ephemeris) แต่ทั้งสองอย่างก็แตกต่างกัน ในปี ค.ศ.
ดาราศาสตร์รังสีแกมมา
ราศาสตร์รังสีแกมมา (Gamma-ray astronomy) เป็นการศึกษาวัตถุทางดาราศาสตร์ในช่วงความยาวคลื่นที่สั้นที่สุดของสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้า โดยใช้กล้องโทรทรรศน์รังสีแกมมา เช่น กล้องโทรทรรศน์อวกาศคอมป์ตัน แหล่งกำเนิดรังสีแกมมาที่ตรวจจับได้โดยมากมาจากการเกิดแสงวาบรังสีแกมมา ซึ่งเป็นรังสีแกมมาที่แผ่ออกจากวัตถุเพียงชั่วไม่กี่มิลลิวินาทีหรืออาจนานหลายพันวินาทีก่อนที่มันจะสลายตัวไป แหล่งกำเนิดรังสีแกมมาชั่วคราวเช่นนี้มีจำนวนกว่า 90% ของแหล่งกำเนิดรังสีแกมมาทั้งหมด มีแหล่งกำเนิดรังสีแกมมาเพียง 10% เท่านั้นที่เป็นแหล่งกำเนิดแบบถาวร ได้แก่ พัลซาร์ ดาวนิวตรอน และวัตถุที่อาจกลายไปเป็นหลุมดำได้ เช่น นิวเคลียสดาราจักรกัมมันต.
ดู ดาวนิวตรอนและดาราศาสตร์รังสีแกมมา
ดาราศาสตร์รังสีเอ็กซ์
ราศาสตร์รังสีเอกซ์ (X-ray astronomy) คือการสังเกตการณ์ทางดาราศาสตร์ในช่วงคลื่นของรังสีเอกซ์ที่แผ่ออกมาจากวัตถุท้องฟ้าต่างๆ รังสีเอกซ์นี้สามารถถูกชั้นบรรยากาศของโลกดูดซับไปได้ ดังนั้นในการสังเกตการณ์ในช่วงคลื่นนี้จึงต้องทำที่ชั้นบรรยากาศรอบนอก หรือในอวกาศ ในปัจจุบันมีโครงการการศึกษาดาราศาสตร์รังสีเอกซ์ในห้องวิจัยอวกาศและอุปกรณ์ตรวจจับรังสีเอกซ์ในดาวเทียมต่างๆ จำนวนมาก คาดการณ์ว่า รังสีเอกซ์จะเกิดจากแหล่งกำเนิดที่มีแก๊สร้อน อุณหภูมิระหว่าง 1-100 ล้านเคลวิน กล่าวโดยทั่วไปคือเกิดในวัตถุที่มีพลังงานในอะตอมและอิเล็กตรอนสูงมาก การค้นพบแหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์ในอวกาศครั้งแรกเกิดขึ้นในปี ค.ศ.
ดู ดาวนิวตรอนและดาราศาสตร์รังสีเอ็กซ์
ดาราจักร
ราจักร '''NGC 4414''' ซึ่งเป็นดาราจักรชนิดก้นหอย มีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 56,000 ปีแสง และอยู่ห่างจากโลกประมาณ 60 ล้านปีแสง ดาราจักร หรือ กาแล็กซี (galaxy) เป็นกลุ่มของดาวฤกษ์นับล้านดวง กับสสารระหว่างดาวอันประกอบด้วยแก๊ส ฝุ่น และสสารมืด รวมอยู่ด้วยกันด้วยแรงโน้มถ่วง คำนี้มีที่มาจากภาษากรีกว่า galaxias หมายถึง "น้ำนม" ซึ่งสื่อโดยตรงถึงดาราจักรทางช้างเผือก (Milky Way) ดาราจักรโดยทั่วไปมีขนาดน้อยใหญ่ต่างกัน นับแต่ดาราจักรแคระที่มีดาวฤกษ์ประมาณสิบล้านดวง ไปจนถึงดาราจักรขนาดยักษ์ที่มีดาวฤกษ์นับถึงล้านล้านดวง.
ดาวระเบิดรังสีเอกซ์
วระเบิดรังสีเอกซ์ (X-ray bursters) คือระบบดาวคู่รังสีเอกซ์ชนิดหนึ่งที่แสดงตัวเป็นคาบและมีความส่องสว่างเพิ่มขึ้นอย่างรวดเร็ว โดยมีค่าสูงสุดที่เขตรังสีเอกซ์ของสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้า ระบบทางฟิสิกส์ดาราศาสตร์เหล่านี้เป็นส่วนประกอบของวัตถุอัดแน่นสะสมมวล เช่นพวกดาวนิวตรอน หรือบางครั้งก็เช่นหลุมดำ กับดาวคู่ของมันซึ่งเป็น "ผู้บริจาค" (donor) มวลของดาวที่เป็นผู้บริจาคจะใช้ในการจัดประเภทของระบบว่าเป็นระบบดาวคู่รังสีเอกซ์แบบมวลมาก (มากกว่า 10 เท่าของมวลดวงอาทิตย์) หรือแบบมวลน้อย (น้อยกว่า 1 เท่าของมวลดวงอาทิตย์) ใช้ตัวย่อว่า HMXB และ LMXB ตามลำดับ ผลสังเกตการณ์ดาวระเบิดรังสีเอกซ์จะแตกต่างไปจากแหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์แบบเฉียบพลันอื่นๆ (เช่น พัลซาร์รังสีเอกซ์ และ soft X-ray transient) พลังงานจากการระเบิดกำหนดจากค่าฟลักซ์สะสม 1039-40 เออร์ก เปรียบเทียบกับค่าความส่องสว่างคงที่ซึ่งมีค่าอันดับ 1037 เออร์ก สำหรับการสะสมมวลไปในดาวนิวตรอน สามารถใช้ตัวย่อ XRB สำหรับวัตถุชนิดนี้ (ดาวระเบิดรังสีเอกซ์) หรือการสังเกตการณ์แผ่รังสีของวัตถุทางดาราศาสตร์ที่เกี่ยวข้อง (X-ray burst).
ดู ดาวนิวตรอนและดาวระเบิดรังสีเอกซ์
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.
ดาวแคระขาว
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.
ดาวเคราะห์พัลซาร์
วาดของศิลปิน แสดงระบบดาวเคราะห์ของ PSR B1257+12 ดาวเคราะห์พัลซาร์ (Pulsar planet) คือดาวเคราะห์ที่พบโคจรอยู่รอบพัลซาร์ หรือเคลื่อนที่อยู่รอบดาวนิวตรอนด้วยความเร็วสูง ดาวเคราะห์พัลซาร์ดวงแรกที่มีการค้นพบ อยู่รอบพัลซาร์มิลลิวินาทีดวงหนึ่ง จัดเป็นดาวเคราะห์นอกระบบดวงแรกที่มีการค้นพบด้ว.
ดู ดาวนิวตรอนและดาวเคราะห์พัลซาร์
คลื่นความโน้มถ่วง
ในวิชาฟิสิกส์ คลื่นความโน้มถ่วง (gravitational wave) คือความผันผวนของความโค้งในปริภูมิ-เวลาที่แผ่ออกเป็นคลื่น ที่เดินทางออกจากแหล่งกำเนิด อัลเบิร์ต ไอน์สไตน์ทำนายไว้ใน..
ดู ดาวนิวตรอนและคลื่นความโน้มถ่วง
ความหนาแน่น
วามหนาแน่น (อังกฤษ: density, สัญลักษณ์: ρ อักษรกรีก โร) เป็นการวัดมวลต่อหนึ่งหน่วยปริมาตร ยิ่งวัตถุมีความหนาแน่นมากขึ้น มวลต่อหน่วยปริมาตรก็ยิ่งมากขึ้น กล่าวอีกนัยหนึ่ง คือวัตถุที่มีความหนาแน่นสูง (เช่น เหล็ก) จะมีปริมาตรน้อยกว่าวัตถุความหนาแน่นต่ำ (เช่น น้ำ) ที่มีมวลเท่ากัน หน่วยเอสไอของความหนาแน่นคือ กิโลกรัมต่อลูกบาศก์เมตร (kg/m3) ความหนาแน่นเฉลี่ย (average density) หาได้จากผลหารระหว่างมวลรวมกับปริมาตรรวม ดังสมการ โดยที.
ความโน้มถ่วงพื้นผิว
วามโน้มถ่วงพื้นผิว หรือ g ของเทหวัตถุทางดาราศาสตร์ คือความเร่งตามความโน้มถ่วงที่สามารถพบได้บนพืนผิวของวัตถุนั้น บางครั้งอาจคิดได้ว่าเป็นความเร่งที่เกิดขึ้นกับอนุภาคทดสอบตามสมมุติฐานเนื่องจากความโน้มถ่วง ซึ่งอยู่ใกล้เคียงกับพื้นผิวของวัตถุทางดาราศาสตร์มาก และสามารถละเว้นการคิดถึงมวลได้ เราสามารถวัดค่าความโน้มถ่วงพื้นผิวได้ในหน่วยของความเร่ง ซึ่งตามหน่วยเอสไอ คือ เมตรต่อวินาทีกำลังสอง บางครั้งก็แสดงค่าเป็นตัวคูณของความโน้มถ่วงมาตรฐานของโลก คือ g.
ดู ดาวนิวตรอนและความโน้มถ่วงพื้นผิว
ตารางธาตุ
ตารางธาตุในลักษณะที่เป็นมาตรฐาน ตารางธาตุ (Periodic table) คือ ตารางที่ใช้แสดงรายชื่อธาตุเคมี ซึ่งจัดเรียงบนพื้นฐานของเลขอะตอม (จำนวนโปรตอนในนิวเคลียส) การจัดเรียงอิเล็กตรอน และสมบัติทางเคมี โดยจะเรียงตามเลขอะตอมที่เพิ่มขึ้น ซึ่งจะระบุไว้ในร่วมกับสัญลักษณ์ธาตุเคมี ในกล่องของธาตุนั้น ตารางธาตุมาตรฐานจะมี 18 หมู่และ 7 คาบ และมีคาบพิเศษเพิ่มเติมมาอยู่ด้านล่างของตารางธาตุ ตารางยังสามารถเปลี่ยนเป็นการจัดเรียงตามบล็อก โดย บล็อก-s จะอยู่ซ้ายมือ บล็อก-p จะอยู่ขวามือ บล็อก-d จะอยู่ตรงกลางและบล็อก-f อยู่ที่ด้านล่าง แถวแนวนอนในตารางธาตุจะเรียกว่า คาบ และแถวในแนวตั้งเรียกว่า หมู่ โดยหมู่บางหมู่จะมีชื่อเฉพาะ เช่นแฮโลเจน หรือแก๊สมีตระกูล โดยคำนิยามของตารางธาตุ ตารางธาตุยังมีแนวโน้มของสมบัติของธาตุ เนื่องจากเราสามารถใช้ตารางธาตุบอกความสัมพันธ์ระหว่างสมบัติของธาตุแต่ละตัว และใช้ทำนายสมบัติของธาตุใหม่ ธาตุที่ยังไม่ถูกค้นพบ หรือธาตุที่สังเคราะห์ขึ้น และด้วยความพิเศษของตารางธาตุ ทำให้มันถูกใช้อย่างกว้างขวางในการศึกษาวิชาเคมีหรือวิทยาศาสตร์สาขาอื่น ๆ ดมีตรี เมนเดเลเยฟ รู้จักกันในฐานะผู้ที่ตีพิมพ์ตารางธาตุในลักษณะแบบนี้เป็นคนแรก ใน..
ซากมหานวดารา
ซากมหานวดารา N49 ในเมฆแมเจลแลนใหญ่ ซากมหานวดารา (supernova remnant; SNR) คือโครงสร้างที่เกิดจากการระเบิดขนาดใหญ่ของดวงดาวในปรากฏการณ์ มหานวดารา ซากมหานวดาราคงอยู่ด้วยคลื่นช็อคที่ขยายตัวออกมา ประกอบด้วยวัตถุที่ดีดตัวออกมาจากการระเบิด รวมถึงวัตถุมวลสารระหว่างดาวระหว่างเส้นทางที่ถูกกวาดเข้ามารวมด้วย เส้นทางการเกิดมหานวดารามีสองทางคือ เมื่อดาวฤกษ์มวลมากไม่มีเชื้อเพลิงต่อไปและหยุดสร้างพลังงานฟิวชั่นที่แกนกลาง จึงเกิดการแตกสลายจากภายในด้วยแรงจากความโน้มถ่วงของมันเองกลายเป็นดาวนิวตรอนหรือหลุมดำ หรือดาวแคระขาวที่รวบรวมวัตถุจากดาวข้างเคียงเข้ามาจนกระทั่งมีขนาดถึงมวลวิกฤต และเกิดการระเบิดนิวเคลียร์ความร้อนขึ้น ผลจากการระเบิดมหานวดาราทั้งสองกรณีทำให้มวลสารระหว่างดาวส่วนใหญ่หรือทั้งหมดถูกขับออกไปด้วยความเร็วประมาณ 10% ของความเร็วแสง หรือราว 3,000 กิโลเมตร/วินาที เมื่อมวลสารเหล่านี้ปะทะกับอวกาศหรือแก๊สระหว่างดาวที่อยู่รอบๆ จึงเกิดเป็นคลื่นช็อคที่ทำให้แก๊สมีอุณหภูมิเพิ่มสูงขึ้นมากถึงขนาด 10 ล้านเคลวิน และกลายเป็นพลาสมา ซากมหานวดาราที่โด่งดังที่สุดและถูกเฝ้าสังเกตมากที่สุดน่าจะได้แก่ SN 1987A ซึ่งเป็นมหานวดาราในเมฆแมเจลแลนใหญ่ ค้นพบในปี..
นิวตรอน
นิวตรอน (neutron) เป็น อนุภาคย่อยของอะตอม ตัวหนึ่ง มีสัญญลักษณ์ n หรือ n0 ที่ไม่มี ประจุไฟฟ้า และมีมวลใหญ่กว่ามวลของ โปรตอน เล็กน้อย โปรตอนและนิวตรอนแต่ละตัวมีมวลประมาณหนึ่งหน่วย มวลอะตอม โปรตอนและนิวตรอนประกอบกันขึ้นเป็น นิวเคลียส ของหนึ่งอะตอม และทั้งสองตัวนี้รวมกันเรียกว่า นิวคลีออน คุณสมบัติของพวกมันถูกอธิบายอยู่ใน ฟิสิกส์นิวเคลียร์ นิวเคลียสประกอบด้วยโปรตอนจำนวน Z ตัว โดยที่ Z จะเรียกว่า เลขอะตอม และนิวตรอนจำนวน N ตัว โดยที่ N คือ เลขนิวตรอน เลขอะตอมใช้กำหนดคุณสมบัติทางเคมีของอะตอม และเลขนิวตรอนใช้กำหนด ไอโซโทป หรือ นิวไคลด์ คำว่าไอโซโทปและนิวไคลด์มักจะถูกใช้เป็นคำพ้อง แต่พวกมันหมายถึงคุณสมบัติทางเคมีและทางนิวเคลียร์ตามลำดับ เลขมวล ของอะตอมใช้สัญลักษณ์ A จะเท่ากับ Z+N ยกตัวอย่างเช่น คาร์บอนมีเลขอะตอมเท่ากับ 6 และคาร์บอน-12 ที่เป็นไอโซโทปที่พบอย่างมากมายของมันมี 6 นิวตรอนขณะคาร์บอน-13 ที่เป็นไอโซโทปที่หายากของมันมี 7 นิวตรอน องค์ประกอบบางอย่างจะเกิดขึ้นเองในธรรมชาติโดยมีไอโซโทปที่เสถียรเพียงหนึ่งตัว เช่นฟลูออรีน (ดู นิวไคลด์ที่เสถียร) องค์ประกอบอื่น ๆ จะเกิดขึ้นโดยมีไอโซโทปที่เสถียรเป็นจำนวนมาก เช่นดีบุกที่มีสิบไอโซโทปที่เสถียร แม้ว่านิวตรอนจะไม่ได้เป็นองค์ประกอบทางเคมี มันจะรวมอยู่ใน ตารางของนิวไคลด์ ภายในนิวเคลียส โปรตอนและนิวตรอนจะยึดเหนี่ยวอยู่ด้วยกันด้วย แรงนิวเคลียร์ และนิวตรอนเป็นสิ่งจำเป็นสำหรับความมั่นคงของนิวเคลียส นิวตรอนถูกผลิตขึ้นแบบทำสำเนาในปฏิกิริยา นิวเคลียร์ฟิวชั่น และ นิวเคลียร์ฟิชชัน พวกมันเป็นผู้สนับสนุนหลักใน การสังเคราะห์นิวเคลียส ขององค์ประกอบทางเคมีภายในดวงดาวผ่านกระบวนการฟิวชัน, ฟิชชั่นและ การจับยึดนิวตรอน นิวตรอนเป็นสิ่งจำเป็นสำหรับการผลิตพลังงานนิวเคลียร์ ในทศวรรษหลังจากที่นิวตรอนที่ถูกค้นพบในปี 1932 นิวตรอนถูกนำมาใช้เพื่อให้เกิดการกลายพันธ์ของนิวเคลียส (nuclear transmutation) ในหลายประเภท ด้วยการค้นพบของ นิวเคลียร์ฟิชชัน ในปี 1938 ทุกคนก็ตระหนักได้อย่างรวดเร็วว่า ถ้าการฟิชชันสามารถผลิตนิวตรอนขึ้นมาได้ นิวตรอนแต่ละตัวเหล่านี้อาจก่อให้เกิดฟิชชันต่อไปได้อีกในกระบวนการต่อเนื่องที่เรียกว่า ปฏิกิริยาลูกโซ่นิวเคลียร์ เหตุการณ์และการค้นพบเหล่านี้นำไปสู่เครื่องปฏิกรณ์ที่ยั่งยืนด้วยตนเองเป็นครั้งแรก (Chicago Pile-1, 1942) และอาวุธนิวเคลียร์ครั้งแรก (ทรินิตี้ 1945) นิวตรอนอิสระหรือนิวตรอนอิสระใด ๆ ของนิวเคลียสเป็นรูปแบบหนึ่งของ การแผ่รังสีจากการแตกตัวเป็นไอออน ดังนั้นมันจึงเป็นอันตรายต่อชีวภาพโดยขึ้นอยู่กับปริมาณที่รับ สนาม "พื้นหลังนิวตรอน" ขนาดเล็กในธรรมชาติของนิวตรอนอิสระจะมีอยู่บนโลก ซึ่งเกิดจากมิวออนรังสีคอสมิก และจากกัมมันตภาพรังสีตามธรรมชาติขององค์ประกอบที่ทำฟิชชันได้ตามธรรมชาติในเปลือกโลก แหล่งที่ผลิตนิวตรอนโดยเฉพาะเช่นเครื่องกำเนิดนิวตรอน, เครื่องปฏิกรณ์นิวเคลียร์เพื่อการวิจัยและแหล่งผลิตนิวตรอนแบบสปอลเลชัน (Spallation Source) ที่ผลิตนิวตรอนอิสระสำหรับการใช้งานในการฉายรังสีและในการทดลองการกระเจิงนิวตรอน คำว่า "นิวตรอน" มาจากภาษากรีก neutral ที่แปลว่า เป็นกลาง เออร์เนสต์ รัทเทอร์ฟอร์ด เป็นผู้ตั้งทฤษฎีการมีอยู่ของนิวตรอนเมื่อปี ค.ศ.
แมกนีทาร์
แมกนีทาร์ ในจินตนาการของจิตรกรกับเส้นสนามแม่เหล็ก แมกนีทาร์ (Magnetar; มาจากการรวมกัน 2 คำ คือ magnet และ pulsar) คือดาวนิวตรอนที่มีสนามแม่เหล็กที่กำลังแรงมาก การลดลงของกำลังการแผ่รังสีของคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าพลังงานสูงจำนวนมากโดยเฉพาะอย่างยิ่งรังสีเอกซ์และรังสีแกมมาWard; Brownlee, p.286 ในทางทฤษฎีของวัตถุนี้ถูกคิดขึ้นโดย โรเบิร์ต ดันแคนและคริสโตเฟอร์ ทอมป์สันในปี 1992 แต่การบันทึกแสงวาบรังสีแกมมาครั้งแรกที่คิดว่ามาจาก แมกนีทาร์ คือวันที่ 5 มีนาคม..
แรงดันสภาพซ้อนสถานะของอิเล็กตรอน
แรงดันสภาพซ้อนสถานะของอิเล็กตรอน หรือ ความดันดีเจนเนอเรซีของอิเล็กตรอน (Electron degeneracy pressure) เป็นผลสืบเนื่องมาจากหลักการกีดกันของเพาลี ซึ่งกล่าวว่า เฟอร์มิออนสองตัวไม่สามารถอยู่ในสถานะควอนตัมเดียวกันในเวลาเดียวกัน แรงที่เกิดขึ้นจากความดันนี้กำหนดขีดจำกัดขอบเขตที่สสารจะสามารถถูกบีบอัดเข้าด้วยกันโดยไม่กลายเป็นดาวนิวตรอนหรือหลุมดำ แรงดังกล่าวนับว่ามีความสำคัญอย่างมากต่อฟิสิกส์ดาราศาสตร์ เนื่องจากอธิบายการมีอยู่ของดาวแคระขาว เมื่ออิเล็กตรอนถูกบีบอัดเข้าใกล้กันมากเกินไป อนุภาคที่แยกออกไปจะทำให้มันต้องมีระดับพลังงานที่เปลี่ยนไปเช่นกัน ในการเพิ่มอิเล็กตรอนอีกอนุภาคหนึ่งให้กับปริมาตรที่ให้มาจะต้องมีการเพิ่มระดับพลังงานของอิเล็กตรอนเพื่อสร้างพื้นที่ว่าง และปัจจัยดังกล่าวเป็นพลังงานซึ่งบีบอัดวัสดุซึ่งอยู่ในรูปของแรงดัน แรงดันสภาพซ้อนสถานะของอิเล็กตรอนในวัตถุสามารถคำนวณได้จาก โดยที่ h คือ ค่าคงตัวของพลังค์ m_ คือ มวลของอิเล็กตรอน m_ คือ มวลของโปรตอน \rho คือ ความหนาแน่น และ \mu_e.
ดู ดาวนิวตรอนและแรงดันสภาพซ้อนสถานะของอิเล็กตรอน
แสงวาบรังสีแกมมา
วาดจากศิลปินแสดงชีวิตของดาวฤกษ์มวลมากซึ่งเกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชั่น เปลี่ยนให้อนุภาคที่เบากว่ากลายเป็นอนุภาคมวลหนัก เมื่อการเกิดฟิวชั่นไม่อาจสร้างแรงดันเพียงพอจะต้านการยุบตัวจากแรงโน้มถ่วง ดาวฤกษ์จะยุบตัวลงอย่างรวดเร็วและกลายเป็นหลุมดำ ตามทฤษฎีแล้ว พลังงานจะถูกปลดปล่อยออกมาระหว่างการยุบตัวตามแนวแกนของการหมุน ทำให้เกิดแสงวาบรังสีแกมมา ''Credit: Nicolle Rager Fuller/NSF'' แสงวาบรังสีแกมมา (Gamma-ray burst: GRB) คือแสงสว่างของรังสีแกมมาที่เกี่ยวข้องกับการระเบิดอย่างรุนแรงของดาราจักรที่อยู่ไกลมากๆ นับเป็นปรากฏการณ์ทางคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าที่สว่างที่สุดที่ปรากฏในเอกภพนับแต่เหตุการณ์บิกแบง ตามปกติเหตุการณ์นี้จะเกิดขึ้นเป็นเวลาเพียงไม่กี่วินาที แต่ก็อาจมีช่วงเวลาที่แตกต่างกันตั้งแต่ไม่กี่มิลลิวินาทีไปจนถึงหนึ่งชั่วโมง หลังจากการระเบิดครั้งแรก จะมีเหตุการณ์ "afterglow" อันยาวนานติดตามมาที่ช่วงความยาวคลื่นอื่นที่ยาวกว่า (เช่น รังสีเอ็กซ์ อัลตราไวโอเลต แสงที่ตามองเห็น อินฟราเรด และคลื่นวิทยุ) แสงวาบรังสีแกมมาที่สังเกตพบส่วนใหญ่คิดว่าเป็นลำแสงแคบๆ ประกอบด้วยรังสีที่หนาแน่นซึ่งปลดปล่อยออกมาระหว่างเกิดเหตุซูเปอร์โนวา เนื่องจากดาวฤกษ์ที่มีมวลสูงมากและหมุนด้วยความเร็วสูงได้แตกสลายลงกลายเป็นหลุมดำ มีการแบ่งประเภทย่อยของแสงวาบรังสีแกมมาซึ่งเกิดจากกระบวนการอื่นที่แตกต่างกัน เช่นเกิดการรวมตัวกันของดาวนิวตรอนที่เป็นดาวคู่ แหล่งกำเนิดแสงวาบรังสีแกมมาส่วนใหญ่อยู่ห่างจากโลกไปไกลนับพันล้านปีแสง แสดงว่าการระเบิดนั้นจะต้องทำให้เกิดพลังงานสูงมาก (การระเบิดแบบปกติจะปลดปล่อยพลังงานจำนวนมากเพียงไม่กี่วินาทีเท่าพลังงานที่ดวงอาทิตย์ส่งออกไปตลอดช่วงอายุ 10,000 ล้านปี) และเกิดขึ้นน้อยมาก (เพียงไม่กี่ครั้งต่อดาราจักรต่อล้านปี) แสงวาบรังสีแกมมาที่สังเกตพบทั้งหมดมาจากดาราจักรแห่งอื่นพ้นจากทางช้างเผือก แม้จะมีการพบปรากฏการณ์คล้ายๆ กัน คือ soft gamma repeater flares เกิดจาก Magnetar ภายในทางช้างเผือกนี้ มีการตั้งสมมุติฐานว่า ถ้าเกิดแสงวาบรังสีแกมมาขึ้นในทางช้างเผือกแล้ว จะทำให้โลกดับสูญไปทั้งหมด การค้นพบแสงวาบรังสีแกมมาครั้งแรกเกิดขึ้นในปี ค.ศ.
ดู ดาวนิวตรอนและแสงวาบรังสีแกมมา
ไมโครเลนส์ของแรงโน้มถ่วง
มโครเลนส์ของแรงโน้มถ่วง (Gravitational microlensing) คือปรากฏการณ์ทางดาราศาสตร์ชนิดหนึ่งที่เกิดขึ้นจากปรากฏการณ์เลนส์ความโน้มถ่วง สามารถใช้ในการตรวจจับวัตถุที่มีขนาดมวลเท่าดาวเคราะห์ไปจนถึงมวลขนาดดาวฤกษ์ได้ โดยไม่ต้องสนใจว่ามันเปล่งแสงออกมาหรือไม่ โดยทั่วไปแล้วนักดาราศาสตร์สามารถตรวจจับได้แต่เพียงวัตถุที่ส่องสว่างซึ่งจะเปล่งแสงออกมาจำนวนมาก (คือดาวฤกษ์) หรือวัตถุขนาดใหญ่ที่บดบังแสงที่อยู่พื้นหลัง (เช่นกลุ่มเมฆแก๊สและฝุ่น) ซึ่งวัตถุเหล่านี้ครอบครองมวลเพียงเศษส่วนเล็กน้อยของดาราจักรเท่านั้น เทคนิคไมโครเลนส์ช่วยให้เราสามารถศึกษาวัตถุที่เปล่งแสงเพียงเล็กน้อยหรือไม่มีแสงเลยได้ เมื่อดาวฤกษ์ที่ห่างไกลหรือเควซาร์อยู่ในแนวที่พอเหมาะพอดีกับวัตถุมวลมากอัดแน่นที่บังอยู่เบื้องหน้า จะมีการเบี่ยงเบนของแสงเนื่องมาจากสนามแรงโน้มถ่วง ดังที่ไอน์สไตน์เคยทำนายไว้ในปี 1915 ทำให้เกิดภาพที่บิดเบี้ยวไปในการสังเกตการณ์อย่างมีนัยสำคัญ ขอบเขตด้านเวลาของการสว่างขึ้นชั่วครู่ยามนี้ขึ้นอยู่กับมวลของวัตถุที่บดบังอยู่ด้านหน้า เช่นกันกับการเคลื่อนที่เฉพาะที่เกี่ยวข้องระหว่าง "แหล่งกำเนิด" เบื้องหลังกับวัตถุเบื้องหน้าที่ทำตัวเป็น "เลนส์" การสังเกตการเกิดไมโครเลนส์นี้มิได้มีความเกี่ยวข้องกับรังสีที่วัตถุที่เป็นเลนส์ได้รับ ดังนั้นปรากฏการณ์นี้จึงช่วยให้นักดาราศาสตร์สามารถศึกษาวัตถุมวลมากได้ไม่ว่ามันจะจางแสงเพียงไรก็ตาม และด้วยเหตุนี้ เทคนิคนี้จึงเป็นเทคนิคในอุดมคติสำหรับใช้ศึกษาประชากรของดาราจักรที่จางแสงมากๆ หรือมืดมากอย่างเช่น ดาวแคระน้ำตาล ดาวแคระแดง ดาวเคราะห์ ดาวแคระขาว ดาวนิวตรอน หลุมดำ และวัตถุฮาโลอัดแน่นมวลมาก นอกจากนั้น ปรากฏการณ์ไมโครเลนส์ก็ไม่ได้ขึ้นกับความยาวคลื่น ทำให้สามารถศึกษาแหล่งกำเนิดที่แผ่รังสีแม่เหล็กไฟฟ้าแบบใดก็ได้โดยไม่จำกัด มีการใช้เทคนิคไมโครเลนส์ตรวจจับวัตถุโดดเดี่ยวได้ครั้งแรกในปี..
ดู ดาวนิวตรอนและไมโครเลนส์ของแรงโน้มถ่วง
เส้นเวลาของอนาคตไกล
ำหรับแผนภาพเส้นเวลาสเกลลอการิทึมของเหตุการณ์เหล่านี้ ดูที่.
ดู ดาวนิวตรอนและเส้นเวลาของอนาคตไกล
เนบิวลา
อ็นจีซี 604 (NGC 604) เป็นเนบิวลาที่อยู่ภายในแขนของดาราจักรเอ็ม 33 (M33) ในกลุ่มดาวสามเหลี่ยม อยู่ห่างจากโลก 2.7 ล้านปีแสง เนบิวลานี้เป็นบริเวณก่อตัวของดาวฤกษ์ดวงใหม่ เนบิวลานาฬิกาทราย (MyCn18) เป็นเนบิวลาดาวเคราะห์อายุน้อย อยู่ห่างจากโลกประมาณ 8,000 ปีแสง ภาพนี้ถ่ายด้วยกล้องถ่ายภาพที่ติดตั้งบนกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลขององค์การนาซา เนบิวลา (Nebula - มาจากภาษาละติน nebula (พหูพจน์ nebulae) หมายถึง "หมอก") เป็นกลุ่มเมฆหมอกของฝุ่น แก๊ส และพลาสมาในอวกาศ เดิมคำว่า "เนบิวลา" เป็นชื่อสามัญ ใช้เรียกวัตถุทางดาราศาสตร์ที่เป็นปื้นบนท้องฟ้าซึ่งรวมถึงดาราจักรที่อยู่ห่างไกลออกไปจากทางช้างเผือก (ตัวอย่างเช่น ในอดีตเคยเรียกดาราจักรแอนดรอเมดาว่าเนบิวลาแอนดรอเมดา).
เนบิวลาปู
นบิวลาปู (บัญชีการตั้งชื่อ M1, NGC 1952 หรือ Taurus A) เป็นซากซูเปอร์โนวาและเนบิวลาลมพัลซาร์ในกลุ่มดาววัว เนบิวลานี้ได้รับการสังเกตโดยจอห์น เบวิส ในปี..
PSR B1257+12
PSR B1257+12 หรือบางครั้งเรียกอย่างย่อว่า PSR 1257+12 เป็นพัลซาร์ดวงหนึ่ง อยู่ห่างจากโลกราว 980 ปีแสง ในกลุ่มดาวหญิงสาว ค้นพบโดยนักดาราศาสตร์ชาวโปแลนด์ อเล็กซานเดอร์ โวลส์ชาน เมื่อปี..