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.

สารบัญ

บรรยากาศ

มุมมองของชั้นบรรยากาศที่ตื่นตัวของดาวพฤหัสบดี รวมทั้งจุดแดงใหญ่ (Great Red Spot) บรรยากาศ หมายถึงชั้นแก๊สชนิดต่าง ๆ ที่ปกคลุมอยู่ทั่วดาวเคราะห์หรือวัตถุท้องฟ้านั้น ๆ ซึ่งจะแตกต่างกันไปในแต่ละดาว บางดาวไม่มีชั้นบรรยากาศ สำหรับบรรยากาศของโลกนั้นเป็นอากาศที่ห้อหุ้มโลก ประกอบไปด้วยไนโตรเจน, ออกซิเจน และแก๊สอื่น ๆ มีขอบเขตนับจากระดับน้ำทะเลขึ้นไปประมาณ 1000 กิโลเมตรโดยเฉลี่ย ดาวเคราะห์ชั้นในมีส่วนประกอบเป็นแก๊สคาร์บอนไดออกไซด์เป็นหลัก ส่วนดาวเคราะห์ชั้นนอกมีไฮโดรเจน, ฮีเลียม และแก๊สอื่นๆ เป็นหลัก.

ดู ดาวฤกษ์และบรรยากาศ

บรรยากาศของโลก

ลักษณะบรรยากาศของโลก บรรยากาศของโลก คือ อากาศที่ห่อหุ้มโลกอยู่โดยรอบ วันที่สืบค้น 6 พฤศจิกายน..

ดู ดาวฤกษ์และบรรยากาศของโลก

บริเวณเอช 2

NGC 604 บริเวณเอช 2 ขนาดใหญ่ในดาราจักรไทรแองกูลัม บริเวณเอช 2 (หรือบางครั้งเรียกว่า เนบิวลาเปล่งแสง) เป็นกลุ่มเมฆเรืองแสงของแก๊สและพลาสมา อาจมีความกว้างได้ถึงหลายร้อยปีแสง ภายในเป็นแหล่งสำหรับการก่อตัวของดาวฤกษ์ ดาวฤกษ์สีน้ำเงินอายุน้อยที่ร้อนจัดที่เกิดจากการแก๊สจะแผ่แสงอัลตราไวโอเลตออกมาจำนวนมาก ทำให้เนบิวลารอบๆ เกิดการแตกประจุขึ้น บริเวณเอช 2 อาจให้กำเนิดดาวฤกษ์ได้หลายพันดวงตลอดช่วงเวลาหลายล้านปี เมื่อถึงที่สุด การระเบิดของซูเปอร์โนวาและลมดาวฤกษ์อันรุนแรงจากดาวที่มีมวลมากที่สุดในกระจุกดาวจะทำให้แก๊สในบริเวณเอช 2 แตกกระจัดกระจายสลายไป เหลือทิ้งไว้แต่กลุ่มกระจุกดาวเหล่านั้น ดังตัวอย่างเช่น กระจุกดาวลูกไก่ ชื่อ บริเวณเอช 2 มาจากการที่มันมีประจุของอะตอมไฮโดรเจนอยู่เป็นจำนวนมาก นักดาราศาสตร์จึงเรียกชื่อว่า H II (บริเวณเอช 1 เป็นอะตอมไฮโดรเจนที่เสถียรแล้ว แต่เอช 2 เป็นไฮโดรเจนโมเลกุล) บริเวณเอช 2 สามารถมองเห็นได้จากระยะห่างที่ไกลมากในเอกภพ ในการศึกษาดาราจักรภายนอก บริเวณเอช 2 จะมีความสำคัญมากเพื่อใช้ประเมินระยะห่างและองค์ประกอบทางเคมีของดาราจักรอันไกลโพ้นเหล่านั้น.

ดู ดาวฤกษ์และบริเวณเอช 2

บัญชีรายชื่อดาวฤกษ์

ัญชีรายชื่อดาวฤกษ์ คือชุดรายชื่อทางดาราศาสตร์ที่รวบรวมชื่อดาวฤกษ์ต่างๆ ในทางดาราศาสตร์แล้ว มีดาวฤกษ์หลายดวงที่ถูกอ้างถึงด้วยชื่อจากบัญชีรายชื่อที่แตกต่างกัน มีบัญชีรายชื่อมากมายที่อาจมีความแตกต่างกันอย่างมากเนื่องจากถูกสร้างขึ้นในช่วงเวลาต่างๆ กันด้วยวัตถุประสงค์ที่ต่างกัน บทความนี้จะแสดงเฉพาะบัญชีรายชื่อที่มีการอ้างอิงถึงบ่อยๆ บัญชีรายชื่อดาวฤกษ์เคยมีการรวบรวมขึ้นโดยชนชาติโบราณมากมาย เช่น ชาวบาบิโลน ชาวกรีก ชาวจีน ชาวเปอร์เซีย และอาหรับ ปัจจุบันนี้มีบัญชีรายชื่อดาวรุ่นใหม่ที่ทันสมัย อยู่ในรูปแบบอิเล็กทรอนิกส์ที่สามารถดาวน์โหลดได้จากศูนย์ข้อมูลดาราศาสตร์ขององค์การนาซ.

ดู ดาวฤกษ์และบัญชีรายชื่อดาวฤกษ์

บัญชีรายชื่อดาวฤกษ์บาบิโลน

ราศาสตร์บาบิโลนได้รวบรวมการสังเกตในช่วงแรกและได้แบ่งดาวฤกษ์ออกเป็นชุด ๆ ในบัญชีรายชื่อดาวฤกษ์บาบิโลน ในช่วงระหว่างและหลังการปกครองของคัสไซต์เหนืออาณาจักรบาบิโลเนีย บัญชีรายชื่อดาวฤกษ์เหล่านี้เขียนขึ้นด้วยอักษรคูนิฟอร์ม ประกอบด้วยรายชื่อกลุ่มดาว ดาวฤกษ์ และดาวเคราะห์ กลุ่มดาวที่ถูกรวบรวมนี้อาจเก็บรวบรวมมาจากแหล่งข้อมูลอื่น ๆ จำนวนมาก เช่น บัญชีรายชื่อดาวฤกษ์ที่เก่าแก่ที่สุด การกล่าวถึงดาวฤกษ์ Three Stars Each ของจักรวรรดิอัคคาเดียน อมอไรต์ เอลาม และอื่น ๆ แหล่งข้อมูลจำนวนมากตั้งทฤษฎีว่ากลุ่มดาวบาบิโลนเหล่านี้ถือกำเนิดมาจากสุเมเรียน แต่ข้อเสนอที่ว่ากลุ่มดาวเหล่านี้ถือกำเนิดมาจากอีลาไมต์ก็ได้รับการเสนอเช่นกัน ความเกี่ยวโยงกับการศึกษาสัญลักษณ์ดาวฤกษ์ของหินคุดูร์รูของคัสไซต์ได้มีการกล่าวอ้างถึงเช่นกัน แต่ไม่ว่าคุดูร์รูจะแสดงกลุ่มดาวและข้อมูลทางดาราศาสตร์ก็ตาม การใช้สัญลักษณ์ก็ยังไม่เป็นที่ทราบกันแน่ชัด บัญชีรายชื่อดาวฤกษ์ตาม Three Stars Each รวมไปถึงรายชื่อ MUL.APIN ซึ่งเป็นชื่อของกลุ่มดาวกลุ่มแรกของบาบิโลน MULAPIN "ไถ" ซึ่งปัจจุบันเป็นกลุ่มดาวสามเหลี่ยมรวมกับแกมมา อันโดรเมดา บัญชีรายชื่อดังกล่าวรวบรวมกลุ่มดาวกว่า 17-18 กลุ่มในจักรราศี บัญชีรายชื่อในยุคหลังลดจำนวนกลุ่มดาวในจักรราศีลงเหลือ 12 กลุ่ม ซึ่งเป็นแนวคิดซึ่งยืมมาจากอียิปต์และกรีก และยังคงใช้กันต่อมาจนถึงกลุ่มดาวสมัยใหม.

ดู ดาวฤกษ์และบัญชีรายชื่อดาวฤกษ์บาบิโลน

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..

ดู ดาวฤกษ์และบิกแบง

ช่วงต่ำสุดมอนเดอร์

วงต่ำสุดมอนเดอร์ (Maunder Minimum) คือชื่อใช้เรียกช่วงเวลาประมาณปี..

ดู ดาวฤกษ์และช่วงต่ำสุดมอนเดอร์

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.

ดู ดาวฤกษ์และฟรีดดริค เบสเซล

ฟิสิกส์ดาราศาสตร์

ฟิสิกส์ดาราศาสตร์ (อังกฤษ: Astrophysics) เป็นแขนงวิชาทางดาราศาสตร์ ว่าด้วยสมบัติทางกายภาพของวัตถุในอวกาศ ไม่ว่าจะเป็นดาวฤกษ์ ดาราจักร และเอกภพทั้งหลายทั้งมวล จะเน้นศึกษาแขนงวิชาที่กว่ามาข้างต้น มากกว่าศึกษาตำแหน่งหรือการเคลื่อนที่ของวัถตุต่าง ๆ ในอวกาศ วิชาฟิสิกส์ดาราศาสตร์จะศึกษาเกี่ยวกับดวงอาทิตย์, ดาวฤกษ์ต่าง ๆ, กาแล็กซีต่าง ๆ, ดาวเคราะห์นอกระบบ, มวลสารระหว่างดาว, รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล สาขาวิชานี้จะตรวจสอบและศึกษาอย่างละเอียดเกี่ยวกับสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้า และปัจจัยต่าง ๆ อาทิ ความเข้มแสง, ความหนาแน่น, อุณหภูมิ และสารประกอบเคมี เนื่องจากวิชาฟิสิกส์ดาราศาสตร์นั้นครอบคลุมเนื้อหาและแขนงวิชาต่าง ๆ ในบริเวณกว้าง จึงสามารถรวมอีกหลายแขนงวิชาเข้ามาในวิชาฟิสิกส์ดาราศาสตร์นี้ได้ด้วย อาทิ กลศาสตร์, การศึกษาแรงแม่เหล็กไฟฟ้า, กลศาสตร์สถิติ, อุณหพลศาสตร์, กลศาสตร์ควอนตัม, ทฤษฎีสัมพันธภาพ, ฟิสิกส์นิวเคลียร์, ฟิสิกส์อะตอม โมเลกุล และทัศนศาสตร.

ดู ดาวฤกษ์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์

พ.ศ. 1562

ทธศักราช 1562 ใกล้เคียงกั.

ดู ดาวฤกษ์และพ.ศ. 1562

พร็อกซิมาคนครึ่งม้า

ร็อกซิมาคนครึ่งม้า (Proxima Centauri) คือดาวแคระแดงในกลุ่มดาวคนครึ่งม้าที่อยู่ห่างจากระบบสุริยะของเราในระยะประมาณ 4.2 ปีแสง ค้นพบโดยโรเบิร์ต อินเนส ผู้อำนวยการหอดูดาวยูเนียนในแอฟริกาใต้เมื่อปี พ.ศ.

ดู ดาวฤกษ์และพร็อกซิมาคนครึ่งม้า

พลังงาน

ฟ้าเป็นการเปลี่ยนแปลงพลังงาน รูปแบบหนึ่งที่สามารถมองเห็นได้ ฟ้าผ่าครั้งหนึ่ง อาจมีพลังงานศักย์ไฟฟ้า 500 megajoules ถูกเปลี่ยนให้เป็นพลังงานแสง พลังงานเสียงและพลังงานความร้อน พลังงาน หมายถึงความสามารถซึ่งมีอยู่ในตัวของสิ่งที่อาจให้แรงงานได้ หรือ Energy เป็นกำลังงานที่ใช้ในช่วงเวลาหนึ่ง หรือระยะทางหนึ่ง มีค่าเป็น จูล หรือ Joule ในทางฟิสิกส์ พลังงานเป็นหนึ่งในคุณสมบัติเชิงปริมาณพื้นฐานที่อธิบายระบบทางกายภาพหรือสถานะของวัตถุ พลังงานสามารถเปลี่ยนรูป (แปลงรูป) ได้หลายรูปแบบที่แต่ละแบบอาจจะชัดเจนและสามารถวัดได้ในหลายรูปแบบที่แตกต่างกัน กฎของการอนุรักษ์พลังงานระบุว่า พลังงาน (ทั้งหมด) ของระบบสามารถเพิ่มหรือลดได้โดยการถ่ายโอนเข้าหรือออกจากระบบเท่านั้น พลังงานทั้งหมดของระบบใด ๆ สามารถคำนวณได้โดยการรวมกันอย่างง่าย ๆ เมื่อมันประกอบด้วยชิ้นส่วนที่ไม่มีการปฏิสัมพันธ์ทั้งหลายหรือมีหลายรูปแบบของพลังงานที่แตกต่างกัน รูปแบบของพลังงานทั่วไปประกอบด้วยพลังงานจลน์ของวัตถุเคลื่อนที่, พลังงานที่แผ่รังสีออกมาโดยแสงและการแผ่รังสีของแม่เหล็กไฟฟ้าอื่น ๆ และประเภทต่าง ๆ ของพลังงานศักย์ เช่นแรงโน้มถ่วงและความยืดหยุ่น ประเภททั่วไปของการถ่ายโอนและการเปลี่ยนแปลงพลังงานประกอบด้วยกระบวนการ เช่นการให้ความร้อนกับวัสดุ, การปฏิบัติงานทางกลไกบนวัตถุ, การสร้างหรือการใช้พลังงานไฟฟ้า และปฏิกิริยาทางเคมีจำนวนมาก หน่วยของการวัดพลังงานมักจะถูกกำหนดโดยผ่านกระบวนการของการทำงาน งานที่ทำโดยสิ่งหนึ่งบนอีกสิ่งหนึ่งถูกกำหนดไว้ในฟิสิกส์ว่า เป็นแรง (หน่วย SI: นิวตัน) ที่ทำโดยสิ่งนั้นคูณด้วย ระยะทาง (หน่วย SI: เมตร) ของการเคลื่อนไหวเพื่อต่อสู้กับแรงที่กระทำโดยฝ่ายตรงข้าม ดังนั้น หน่วยพลังงานเป็นนิวตัน-เมตร หรือที่เรียกว่า จูล หน่วย SI ของกำลัง (พลังงานต่อหน่วยเวลา) เป็นวัตต์ หรือแค่ จูลต่อวินาที ดังนั้น จูลเท่ากับ วัตต์-วินาที หรือ 3600 จูลส์เท่ากับหนึ่งวัตต์-ชั่วโมง หน่วยพลังงาน CGS เป็น เอิร์ก, และหน่วยอิมพีเรียลและสหรัฐอเมริกาเป็น ฟุตปอนด์ หน่วยพลังงานอื่น ๆ เช่น อิเล็กตรอนโวลต์, แคลอรี่อาหารหรือกิโลแคลอรีอุณหพลศาสตร์ (ขึ้นอยู่กับการเปลี่ยนแปลงอุณหภูมิของน้ำในกระบวนการให้ความร้อน) และ บีทียู ถูกใช้ในพื้นที่เฉพาะของวิทยาศาสตร์และการพาณิชย์ และมีปัจจัยการแปลงหน่วยที่เกี่ยวข้องให้เป็น จูล พลังงานศักย์เป็นพลังงานที่ถูกเก็บไว้โดยอาศัยอำนาจตามตำแหน่งของวัตถุในสนามพลังเช่นสนามแรงโน้มถ่วง, สนามไฟฟ้าหรือสนามแม่เหล็ก ตัวอย่างเช่น การยกวัตถุที่ต้านกับแรงโน้มถ่วงทำงานบนวัตถุและเก็บรักษาพลังงานที่มีศักยภาพของแรงโน้มถ่วง ถ้ามันตก แรงโน้มถ่วงไม่ได้ทำงานบนวัตถุซึ่งแปลงพลังงานศักย์ให้เป็นพลังงานจลน์ที่เกี่ยวข้องกับความเร็ว บางรูปแบบเฉพาะของพลังงานได้แก่พลังงานยืดหยุ่นเนื่องจากการยืดหรือการเปลี่ยนรูปของวัตถุของแข็ง, พลังงานเคมีเช่นที่ถูกปล่อยออกมาเมื่อเผาไหม้น้ำมันเชื้อเพลิงและพลังงานความร้อน, พลังงานจลน์และพลังงานศักย์ขนาดเล็ก ๆ ของการเคลื่อนไหวที่ไม่มีทิศทางของอนุภาคทำให้เป็นเรื่องขึ้นมา ไม่ใช่ทั้งหมดของพลังงานในระบบจะสามารถถูกเปลี่ยนหรือถูกโอนโดยกระบวนการของงาน; ปริมาณที่สามารถจะถูกปลี่ยนหรือถูกโอนเรียกว่าพลังงานที่มีอยู่ โดยเฉพาะอย่างยิ่งกฎข้อที่สองของอุณหพลศาสตร์จะจำกัดปริมาณของพลังงานความร้อนที่สามารถถูกเปลี่ยนให้เป็นพลังงานรูปอื่น ๆ พลังงานรูปแบบเชิงกลและอื่น ๆ สามารถถูกเปลี่ยนในทิศทางอื่น ๆ ให้เป็นพลังงานความร้อนโดยไม่มีข้อจำกัดดังกล่าว วัตถุใด ๆ ที่มีมวลเมื่อหยุดนิ่ง (จึงเรียกว่ามวลนิ่ง) มีพลังงานนิ่งที่สามารถคำนวณได้โดยใช้สมการ ของ Albert Einstein E.

ดู ดาวฤกษ์และพลังงาน

พลาสมา

ลาสมา คือ อะตอมของแก๊สมีตระกูล หรือ Noble Gases เช่น ฮีเลียม นีออน อาร์กอน คริปตอน ซีนอน และเรดอน.

ดู ดาวฤกษ์และพลาสมา

พลาสมา (สถานะของสสาร)

หลอดไฟพลาสมา แสดงปรากฏการณ์ที่ซับซ้อนบางประการ รวมทั้งปรากฏการณ์ "ฟิลาเมนเตชั่น" (filamentation) พลาสมา ในทางฟิสิกส์และเคมี คือ แก๊สที่มีสภาพเป็นไอออน และมักจะถือเป็นสถานะหนึ่งของสสาร การมีสภาพเป็นไอออนดังกล่าวนี้ หมายความว่า จะมีอิเล็กตรอนอย่างน้อย 1 ตัว ถูกดึงออกจากโมเลกุล ประจุไฟฟ้าอิสระทำให้พลาสมามีสภาพการนำไฟฟ้าเกิดขึ้น สถานะที่ 4 ของสสารนี้ มีการเอ่ยถึงครั้งแรก โดยเซอร์ วิลเลียม ครูกส์ (Sir William Crookes) เมื่อ ค.ศ.

ดู ดาวฤกษ์และพลาสมา (สถานะของสสาร)

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".

ดู ดาวฤกษ์และพัลซาร์

พารัลแลกซ์

ำลองอย่างง่ายของการเกิดพารัลแลกซ์ของวัตถุกับฉากหลังที่อยู่ห่างออกไปเมื่อเปลี่ยนตำแหน่งของผู้สังเกต เมื่อมองจาก "มุมมอง A" วัตถุจะอยู่หน้าฉากหลังสีน้ำเงิน แต่เมื่อเปลี่ยนไปเป็น "มุมมอง B" วัตถุจะไปปรากฏอยู่ข้างหน้าฉากหลังสีแดงแทน ภาพเคลื่อนไหวแสดงตัวอย่างของพารัลแลกซ์ เมื่อผู้สังเกตเคลื่อนจากด้านหนึ่งไปอีกด้านหนึ่ง วัตถุที่อยู่ไกลกว่าจะดูเหมือนเคลื่อนที่ช้ากว่าวัตถุที่อยู่ใกล้ๆ พารัลแลกซ์ (Parallax) คือลักษณะการเปลี่ยนแปลงตำแหน่งปรากฏ หรือความแตกต่างของตำแหน่งของวัตถุเมื่อมองผ่านมุมมองที่แตกต่างกัน สามารถวัดได้จากมุมของความเอียงระหว่างเส้นสังเกตทั้งสองเส้น คำนี้มีที่มาจากภาษากรีก παράλλαξις (parallaxis) หมายถึง "การเปลี่ยนแปลง" วัตถุที่อยู่ใกล้ผู้สังเกตจะมีพารัลแลกซ์มากกว่าวัตถุที่อยู่ไกล พารัลแลกซ์จึงสามารถใช้ในการประเมินระยะห่างได้ด้วย ในทางดาราศาสตร์ พารัลแลกซ์เป็นกระบวนการทางตรงทางเดียวที่สามารถใช้ในการประเมินระยะห่างของวัตถุ (คือดาวฤกษ์) ที่อยู่พ้นออกไปจากระบบสุริยะได้ ดาวเทียมฮิปปาร์คอสได้ใช้เทคนิคนี้ในการสังเกตการณ์ดาวฤกษ์ใกล้เคียงแล้วกว่า 100,000 ดวง นี่เป็นวิธีพื้นฐานในการตรวจวัดวัตถุห่างไกลในทางดาราศาสตร์ด้วยเครื่องมือที่เรียกว่า บันไดระยะห่างของจักรวาล ปรากฏการณ์พารัลแลกซ์ทำให้เกิดผลข้างเคียงต่อเครื่องมือสังเกตการณ์เชิงแสงหลายชนิด เช่น กล้องส่องทางไกล กล้องจุลทรรศน์ และกล้องแบบสะท้อนสองเลนส์ที่มองวัตถุจากมุมมองที่แตกต่างกันเล็กน้อย สัตว์หลายชนิดรวมถึงมนุษย์ มีตา 2 ตาที่เหลื่อมมุมสังเกตการณ์กันเล็กน้อย เพื่อให้สามารถใช้ปรากฏการณ์พารัลแลกซ์ในการประเมินความลึกของภาพได้ กระบวนการเช่นนี้เรียกชื่อว่า stereopsis.

ดู ดาวฤกษ์และพารัลแลกซ์

กฎหมายอวกาศ

กฎหมายอวกาศ (อังกฤษ: space law) เป็นของเขตของกฎหมายซึ่งครอบคลุมกฎหมายประเทศและกฎหมายระหว่างประเทศเกี่ยวกับการดำเนินกิจกรรมในอวกาศ ทนายความระหว่างประเทศยังไม่สามารถตกลงเพื่อกำหนดคำจำกัดความของ "อวกาศ" ได้ ถึงแม้ว่าทนายความส่วนใหญ่จะเห็นด้วยว่าอวกาศโดยทั่วไปเริ่มต้นจากความสูงที่ต่ำที่สุดที่วัตถุสามารถโคจรรอบโลกได้ คือ ประมาณ 100 กิโลเมตรจากระดับน้ำทะเล การก่อตั้งขอบเขตของกฎหมายอวกาศเริ่มขึ้นเมื่อมีการส่งดาวเทียมดวงแรกของโลก สปุตนิก โดยสหภาพโซเวียตในเดือนตุลาคม..

ดู ดาวฤกษ์และกฎหมายอวกาศ

กระบวนการทริปเปิล-อัลฟา

ทั่วไปของกระบวนการทริปเปิลอัลฟา กระบวนการทริปเปิล-อัลฟา (Triple alpha process) คือกลุ่มของปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชั่นซึ่งนิวเคลียสของฮีเลียม-4 สามตัว (อนุภาคอัลฟา) จะแปลงไปเป็นคาร์บอน ดาวฤกษ์ที่มีอายุมากขึ้นจะสะสมฮีเลียมเอาไว้ ซึ่งเป็นผลผลิตจากห่วงโซ่ปฏิกิริยาโปรตอน-โปรตอนและวงจรซีเอ็นโอซึ่งเกิดขึ้นที่แกนของดาว ผลผลิตที่เกิดจากปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชั่นต่อเนื่องของฮีเลียมกับไฮโดรเจนหรือนิวเคลียสฮีเลียมอื่นๆ จะทำให้เกิด ลิเทียม-5 และเบริลเลียม-8 ขึ้นมาตามลำดับ ธาตุทั้งสองนี้ไม่เสถียรอย่างรุนแรงและแทบจะสลายตัวกลับไปเป็นนิวเคลียสขนาดเล็กตามเดิมในทันทีG.

ดู ดาวฤกษ์และกระบวนการทริปเปิล-อัลฟา

กระบวนการเผาไหม้ออกซิเจน

กระบวนการเผาไหม้ออกซิเจน เป็นชุดของปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชั่นซึ่งเกิดขึ้นในดาวมวลมากที่ใช้ธาตุที่เบากว่าในแกนกลางจนหมด กระบวนการดังกล่าวเกิดขึ้นที่อุณหภูมิประมาณ 1.5 × 109 เคลวิน / 130 กิโลอิเล็กตรอนโวลต์ และความหนาแน่น 1010 กิโลกรัมต่อลูกบาศก์เมตร ปฏิกิริยาที่เกิดขึ้น:Clayton, Donald.

ดู ดาวฤกษ์และกระบวนการเผาไหม้ออกซิเจน

กระบวนการเผาไหม้ซิลิกอน

ในการศึกษาฟิสิกส์ดาราศาสตร์ กระบวนการเผาไหม้ซิลิกอน (Silicon burning) คือขั้นตอนสั้นๆ หลังจากการเกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชั่นที่เกิดขึ้นในดาวฤกษ์มวลมาก (ขนาดอย่างน้อย 8-11 เท่าของมวลดวงอาทิตย์) เป็นกระบวนการสุดท้ายในวงจรชีวิตดาวฤกษ์ซึ่งใช้เชื้อเพลิงจนหมดแล้ว ทำให้ดาวฤกษ์ยังคงอยู่ในแถบลำดับหลักบนไดอะแกรมของแฮร์ทสชปรุง-รัสเซลล์ไปได้อีกระยะหนึ่ง การเผาไหม้ซิลิกอนเริ่มต้นขึ้นเมื่อเกิดการยุบตัวเนื่องจากแรงโน้มถ่วงของดาวฤกษ์ที่อุณหภูมิแกนกลางประมาณ 2.7–3.5 พันล้านเคลวินขึ้นกับขนาดมวล เมื่อดาวฤกษ์สิ้นสุดช่วงเวลาของกระบวนการเผาไหม้ซิลิกอนแล้ว มันก็จะระเบิดออกกลายไปเป็นซูเปอร์โนวาชนิด II.

ดู ดาวฤกษ์และกระบวนการเผาไหม้ซิลิกอน

กระบวนการเผาไหม้นีออน

กระบวนการเผาไหม้นีออน (Neon-burning process) เป็นชุดของปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชั่นซึ่งเกิดขึ้นในดาวฤกษ์มวลมาก (อย่างน้อย 8 เท่าของมวลดวงอาทิตย์) การเผาไหม้นีออนต้องใช้อุณหภูมิและความดันที่สูงมาก (ประมาณ 1.2 x 109 K หรือ 100 KeV และ 4 x 109 kg/m3) ที่อุณหภูมิสูงขนาดนั้น photodisintegration จึงส่งผลกระทบอย่างสำคัญ ทำให้นิวเคลียสอะตอมของนีออนบางตัวแตกตัวออกและปลดปล่อยอนุภาคอัลฟาออกมาClayton, Donald.

ดู ดาวฤกษ์และกระบวนการเผาไหม้นีออน

กระสวยอวกาศ

ลัมเบีย STS-1 พ.ศ. 2524 กระสวยอวกาศ (space shuttle) คือ เครื่องบินอวกาศของสหรัฐอเมริกา สร้างขึ้นโดยองค์การนาซ่า (NASA) มีชื่อเรียกอย่างเป็นทางการว่า Space Transportation System (STS) ผลิตโดยบริษัท North American Aviation ซึ่งปัจจุบันเป็นส่วนหนึ่งของบริษัท Rockwell International สเปซชัทเทิลทะยานขึ้นเหมือนจรวดและไปโคจรรอบโลก มีปีกและตอนกลับสู่โลกจะร่อนลงตามรันเวย์ กระสวยอวกาศสามารถนำมาใช้ได้หลาย ๆ ครั้ง กระสวยอวกาศถูกออกแบบมาให้ใช้งานซ้ำได้ 100 ครั้ง หรือปฏิบัติการได้ 10 ปี โครงการถูกเริ่มขึ้นในท้ายยุค 60 หลังจากนั้นก็มีบทบาทสำคัญในปฏิบัติการที่ต้องใช้คนเข้าร่วมของนาซามาโดยตลอด ส่วนสำคัญของกระสวยอวกาศ เรียกว่า ออร์บิเตอร์ (orbiter หมายถึง ยานโคจร) จะพาลูกเรือและสัมภาระไปยังอวกาศในขณะที่จะส่งกระสวยอวกาศขึ้นไป กระสวยจะอยู่ที่ฐานส่งโดยจะตั้งชี้ขึ้นไปคล้ายจรวด ข้าง ๆ ออร์บิเตอร์จะมีแทงค์น้ำมันขนาดใหญ่ ซึ่งเรียกว่า แทงค์ด้านนอก (External Tank) ซึ่งมันจะเก็บออกซิเจนและไฮโดรเจนในขณะที่มันขึ้นเชื้อเพลิงเหล่านี้จะถูกสูบเข้าไปยังเครื่องยนต์หลัก 3 เครื่อง ของออร์บิเตอร์ นอกจากนี้ยังมีแทงค์ขนาดเล็กที่อยู่ข้าง ๆ ออร์บิเตอร์บนฐานส่งเพื่อให้แรงผลักดันพิเศษในขณะส่งกระสวยขึ้น ซึ่งเรียกว่า Solid Fuel Rocket Booster หรือ SRB ทำงานคล้ายกับจรวดดอกไม้ไฟขนาดใหญ่ เมื่อกระสวยอวกาศทะยานขึ้น หลังจากนั้นประมาณ 2 นาที เชื้อเพลิงในแทงค์เชื้อเพลิง SRB จะหมดลง และตกลงในทะเลกับร่มชูชีพ อัตราความเร็วของกระสวยค่อย ๆ เพิ่มขึ้นจนถึงความเร็วประมาณ 72 ไมล์ จากนั้นเครื่องยนต์หลักจึงหยุดทำงาน และถังเชื้อเพลิงภายนอกซึ่งว่างเปล่าจะถูกปล่อยตกลงสู่ทะเล เครื่องยนต์ของจรวดสองลำจะรับภาระต่อไป ซึ่งเรียกว่า ระบบการยักย้ายการโคจร ในระหว่างการโคจร เมื่อถึงเวลากลับสู่โลก เครื่องยนต์ระบบการยักย้ายการโคจรจะถูกยิงคล้ายกับตอนล่างของจรวด และยานจะหลุดออกจากการโคจร แล้วกลับลงมาสู่บรรยากาศโลกในอัตราความเร็ว 15,900 ไมล์ต่อชั่วโมง (หรือประมาณ 25,700 กิโลเมตรต่อชั่วโมง) แผ่นกำบังความร้อนข้างใต้กระสวยอวกาศจะเปล่งแสงสีแดงจัดพร้อมกับความร้อนในการกลับเข้ามาสู่โลก แผ่นกระเบื้องพิเศษบนกระสวยอวกาศจะป้องกันลูกเรือและยานอวกาศออร์บิเตอร์จะช้าลงเมื่อเข้ามาถึงบริเวณส่วนล่างของบรรยากาศ จะร่อนลงบนพื้นดินบนรันเวย์ด้วยความเร็วประมาณ 210 ไมล์แล้วภารกิจก็จะจบลง.

ดู ดาวฤกษ์และกระสวยอวกาศ

กระจุกดาว

กระจุกดาว M80 เป็นกระจุกดาวทรงกลม กระจุกดาวไฮยาดีสในกลุ่มดาววัว เป็นกระจุกดาวเปิด กระจุกดาว (Star Cluster) คือกลุ่มของดาวฤกษ์ที่อยู่ด้วยกันด้วยแรงดึงดูดจากความโน้มถ่วง สามารถแบ่งได้เป็นสองประเภทใหญ่ ๆ คือ กระจุกดาวทรงกลม เป็นกลุ่มของดาวฤกษ์อายุมากนับแสนดวงที่อยู่ด้วยกันด้วยแรงดึงดูดค่อนข้างมาก กับ กระจุกดาวเปิด ที่มีดาวฤกษ์น้อยกว่า เพียงไม่กี่ร้อยดวงในกลุ่ม เป็นดาวฤกษ์อายุน้อย และมีแรงดึงดูดต่อกันเพียงหลวม ๆ กระจุกดาวเปิดอาจเกิดการรบกวนจากแรงโน้มถ่วงของเมฆโมเลกุลขนาดยักษ์ในยามที่มันเคลื่อนผ่านไปในกาแล็กซี แต่ดาวสมาชิกในกระจุกดาวยังคงเคลื่อนที่ไปในทิศทางเดียวกันได้แม้จะไม่มีแรงโน้มถ่วงดึงดูดระหว่างกันแล้ว ในกรณีนี้จะเรียกมันว่า ชุมนุมดาว (stellar association) หรือบางครั้งอาจเรียกว่า กลุ่มเคลื่อนที่ (moving group).

ดู ดาวฤกษ์และกระจุกดาว

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 ดาวฤกษ์และกระจุกดาวทรงกลม

กระจุกดาวเปิด

กระจุกดาวลูกไก่ หนึ่งในกระจุกดาวเปิดที่มีชื่อเสียงมากที่สุด กระจุกดาวเปิด (Open Cluster) เป็นกลุ่มของดาวฤกษ์จำนวนหลายพันดวงที่รวมกลุ่มกันอยู่ในเมฆโมเลกุลขนาดยักษ์ชุดเดียวกัน และมีแรงโน้มถ่วงดึงดูดต่อกันและกันอย่างหลวมๆ กระจุกดาวเปิดจะพบได้ในดาราจักรชนิดก้นหอยและชนิดไร้รูปร่างเท่านั้น ซึ่งเป็นดาราจักรที่ยังมีการก่อตัวของดาวฤกษ์ดำเนินอยู่ โดยทั่วไปมีอายุน้อยกว่าร้อยล้านปี และมักถูกรบกวนจากกระจุกดาวอื่นหรือกลุ่มเมฆที่มันโคจรอยู่ใกล้ๆ ทำให้สูญเสียสมาชิกในกระจุกดาวไปบ้างในการประจันหน้าเช่นนั้น กระจุกดาวเปิดที่มีอายุน้อยอาจยังคงอยู่ในกลุ่มเมฆโมเลกุลซึ่งมันก่อตัวขึ้นมา ส่องแสงและความร้อนจนสามารถสร้างบริเวณเอช 2 ขึ้นมาได้ เมื่อเวลาผ่านไป แรงดันของการแผ่รังสีจากกระจุกดาวจะทำให้เมฆโมเลกุลกระจัดกระจายออกไป โดยทั่วไปมวลของแก๊สในกลุ่มเมฆประมาณ 10% จะรวมเข้าอยู่ในดาวฤกษ์ก่อนที่แรงดันของการแผ่รังสีจะผลักพวกมันออกไปเสีย กระจุกดาวเปิดเป็นวัตถุท้องฟ้าที่สำคัญมากในการศึกษาวิวัฒนาการของดวงดาว เพราะดาวฤกษ์ในกระจุกดาวเดียวกันจะมีอายุใกล้เคียงกันและมีลักษณะทางเคมีคล้ายคลึงกัน การศึกษาผลกระทบต่อตัวแปรอันละเอียดอ่อนต่างๆ ของคุณลักษณะของดวงดาวจึงทำได้ง่ายกว่าการศึกษาดาวฤกษ์เดี่ยวๆ กระจุกดาวเปิดจำนวนหนึ่ง เช่น กระจุกดาวลูกไก่ กระจุกดาวสามเหลี่ยมหน้าวัว หรือ กระจุกดาวอัลฟาเพอร์เซย์ เป็นกระจุกดาวที่สามารถมองเห็นได้ด้วยตาเปล่า กระจุกดาวบางจำพวกเช่นกระจุกดาวแฝดจะมองเห็นได้ค่อนข้างยากหากไม่ใช้เครื่องมือช่วย ส่วนอื่นๆ ที่เหลือจะมองเห็นได้โดยใช้กล้องสองตาหรือกล้องโทรทรรศน.

ดู ดาวฤกษ์และกระจุกดาวเปิด

กรีซโบราณ

กรีซโบราณ (Ancient Greece) เป็นคำที่ใช้เรียกถึงบริเวณที่มีการพูดภาษากรีกในโลกยุคโบราณ ซึ่งไม่เพียงอ้างถึงพื้นที่คาบสมุทรของกรีซยุคปัจจุบันเท่านั้น แต่ยังกล่าวรวมถึงอารยธรรมกรีกโบราณซึ่งเป็นที่ตั้งรกรากถิ่นฐานโดยชาวกรีกในยุคโบราณอันได้แก่ ไซปรัส, บริเวณชายฝั่งของทะเลอีเจียนของตุรกี (หรือที่รู้จักในนามไอโอเนีย), ซิซิลีและทางใต้ของอิตาลี (หรือที่รู้จักในนามแมกนา เกรเชีย) และถิ่นฐานซึ่งกระจายออกไปของชาวกรีกตามชายฝั่งต่างๆซึ่งปัจจุบันเป็นประเทศ บัลแกเรีย ฝรั่งเศส ยูเครน โรมาเนีย ลิเบีย สเปน อัลแบเนีย และอียิปต.

ดู ดาวฤกษ์และกรีซโบราณ

กลศาสตร์ควอนตัม

'''ฟังชันคลื่น''' (Wavefunction) ของอิเล็กตรอนในอะตอมของไฮโดรเจนที่ทรงพลังงานกำหนดแน่ (ที่เพิ่มลงล่าง ''n''.

ดู ดาวฤกษ์และกลศาสตร์ควอนตัม

กลุ่มท้องถิ่น

ราจักรแคระ Sextans A หนึ่งในดาราจักรสมาชิกของกลุ่มท้องถิ่น ซึ่งประกอบด้วยดาราจักรแอนโดรเมดาและทางช้างเผือก ซึ่งปรากฏเป็นแถบดาวสีเหลืองในภาพ Sextans A คือภาพดาวสีน้ำเงินอ่อนที่เห็นได้ชัดเจน กลุ่มท้องถิ่น (Local Group) เป็นกลุ่มของดาราจักรซึ่งมีดาราจักรทางช้างเผือกของเราเป็นสมาชิกอยู่ ประกอบด้วยดาราจักรมากกว่า 35 แห่ง มีจุดศูนย์กลางแรงโน้มถ่วงอยู่ระหว่างทางช้างเผือกกับดาราจักรแอนโดรเมดา กลุ่มท้องถิ่นกินเนื้อที่เส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 10 ล้านปีแสง และมีรูปร่างเหมือนดัมเบลล์ ประมาณการว่ากลุ่มท้องถิ่นมีมวลรวมประมาณ (1.29 ± 0.14) เท่าของมวลดวงอาทิตย์ และเป็นสมาชิกหนึ่งอยู่ใน กลุ่มกระจุกดาราจักรหญิงสาว (หรือเรียกว่าเป็น กลุ่มกระจุกดาราจักรท้องถิ่น) ด้วย สมาชิกที่มีมวลมากที่สุดสองแห่งในกลุ่มท้องถิ่น คือ ดาราจักรทางช้างเผือก และ ดาราจักรแอนโดรเมดา ดาราจักรชนิดก้นหอยมีคานทั้งสองแห่งนี้มีดาราจักรบริวารโคจรอยู่โดยรอบเป็นระบบดาราจักร ดังนี้.

ดู ดาวฤกษ์และกลุ่มท้องถิ่น

กลุ่มดาว

กลุ่มดาวนายพราน เป็นกลุ่มดาวที่โดดเด่น สามารถมองเห็นได้จากทั่วโลก (แต่ไม่ตลอดทั้งปี) กลุ่มดาว คือ กลุ่มของดาวฤกษ์ ที่สามารถเชื่อมต่อกันเป็นรูปร่างต่าง ๆ ตามแต่จินตนาการในอวกาศสามมิต.

ดู ดาวฤกษ์และกลุ่มดาว

กลุ่มดาววัว

กลุ่มดาววัว หรือ กลุ่มดาวพฤษภ (♉) เป็นกลุ่มดาวหนึ่งในกลุ่มดาวจักรราศี ปรากฏเด่นชัดในค่ำคืนฤดูหนาว อยู่ระหว่างกลุ่มดาวแกะทางทิศตะวันตก และกลุ่มดาวคนคู่ทางทิศตะวันออก ทางเหนือคือกลุ่มดาวเพอร์ซิอัสและกลุ่มดาวสารถี ทางทิศตะวันตกเฉียงใต้ คือ กลุ่มดาวนายพราน และทางทิศตะวันออกเฉียงใต้ คือ กลุ่มดาวแม่น้ำและกลุ่มดาวซีตัส หมวดหมู่:กลุ่มดาว กลุ่มดาววัว.

ดู ดาวฤกษ์และกลุ่มดาววัว

กลุ่มดาวนายพราน

กลุ่มดาวนายพราน (Orion) เป็นกลุ่มดาวที่มีชื่อเสียง คนไทยเรียกว่า ดาวเต่า การที่มีดาวฤกษ์สว่างหลายดวงเป็นสมาชิก และมีตำแหน่งอยู่บริเวณเส้นศูนย์สูตรฟ้า ทำให้มองเห็นได้ทั่วโลก และอาจเป็นที่รู้จักกว้างขวางที่สุดในบรรดากลุ่มดาวบนท้องฟ้า ดาวสามดวงที่ประกอบกันเป็น "เข็มขัดของนายพราน" เป็นดาวที่มีความสว่างปานกลางแต่ก็สามารถสังเกตเห็นได้ง่าย สำหรับผู้สังเกตการณ์ที่อยู่ในซีกโลกเหนือจะสามารถมองเห็นกลุ่มดาวนี้ได้ตั้งแต่ช่วงเย็นของเดือนตุลาคมไปจนถึงเดือนมกราคม จากนั้นจะสามารถเห็นได้ในช่วงเช้ามืดตั้งแต่ปลายเดือนกรกฎาคมถึงพฤศจิกายน ตำแหน่งของกลุ่มดาวนายพรานเทียบกับกลุ่มดาวข้างเคียงสามารถจินตนาการออกมาเป็นภาพได้ดังนี้: นายพรานโอไรอันยืนอยู่ข้างแม่น้ำเอริดานัส มีหมาล่าเนื้อสองตัวอยู่เคียงข้างคือ คานิสใหญ่และคานิสเล็ก เขากำลังสู้กับวัวเทารัส โดยมีเหยื่ออื่นอยู่ข้างๆ อีกเช่น ลีปัสกระต่ายป่า กลุ่มดาวนายพรานมีดาวไรเจลเป็นดาวสว่างที่สุด แต่ดาวที่มีชื่อเสียงคือดาวบีเทลจุส ดาวยักษ์แดงซึ่งเป็นองค์ประกอบหนึ่งในสามดวงของดาวสามเหลี่ยมฤดูหนาว (คือดาวบีเทลจุส ดาวซิริอุส และดาวโปรซิออน) เราสามารถใช้กลุ่มดาวนายพรานสำหรับการชี้ดาวต่างๆ ได้มากมาย เช่น ลากจากดาวอัลนิลัม ไป ดาวเมสสา จะชี้ตรงทิศเหนือ ใต้กลุ่มดาวนายพรานเป็นกลุ่มดาวกระต่ายป่า ดาวไรเจลอยู่ติดกับกลุ่มดาวแม่น้ำที่มีดาวอะเคอร์นาเป็นดาวเด่น (ไม่ได้อยู่ติดกัน) เข็มขัดนายพรานชี้ไปที่ดาวตาวัว (อัลดิบารัน) และถ้าลากจากไรเจลผ่านบีเทลจุสจะได้ดาวคาสเตอร์ เป็นต้น.

ดู ดาวฤกษ์และกลุ่มดาวนายพราน

กลุ่มเมฆบอก

WFPC2 ซึ่งติดตั้งบนกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล กลุ่มเมฆบอก (Bok globules) คือกลุ่มเมฆมืดประกอบด้วยแก๊สและฝุ่นคอสมิกที่หนาแน่นมาก ซึ่งบางครั้งก็เป็นแหล่งกำเนิดในการก่อตัวของดาวฤกษ์ มักค้นพบในย่านเอชทู และมักมีมวลประมาณ 2 ถึง 50 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ ภายในบริเวณที่มีขนาดประมาณ 1 ปีแสง ภายในประกอบด้วยโมเลกุลไฮโดรเจน (H2),คาร์บอนออกไซด์ และฮีเลียม และอีกประมาณ 1% (โดยมวล) เป็นฝุ่นซิลิเกต โดยมากแล้วกลุ่มเมฆบอกมักเป็นต้นกำเนิดของระบบดาวคู่หรือระบบดาวหลายดวง ผู้คนพบกลุ่มเมฆบอกครั้งแรกคือ บาร์ท บอก ในช่วงคริสต์ทศวรรษ 1940 กลุ่มเมฆบอกเป็นหัวข้อการวิจัยที่ยังดำเนินการอยู่อย่างกว้างขวาง โดยเป็นที่เข้าใจว่าเป็นหนึ่งในบรรดาวัตถุที่เย็นที่สุดในเอกภพ โครงสร้างและความหนาแน่นของกลุ่มเมฆยังเป็นเรื่องลึกลั.

ดู ดาวฤกษ์และกลุ่มเมฆบอก

กล้องโทรทรรศน์

กล้องโทรทรรศน์ชนิดสะท้อนแสง กล้องโทรทรรศน์ คืออุปกรณ์ที่ใช้ขยายวัตถุท้องฟ้าโดยอาศัยหลักการรวมแสง เพื่อให้สามารถมองเห็นวัตถุท้องฟ้าที่ไม่สามารถมองเห็นได้ด้วยตาเปล่า หรือทำให้มองเห็นได้ชัดขึ้น และมีขนาดใหญ่ขึ้น กล้องโทรทรรศน์ได้ถูกคิดค้นขึ้นครั้งแรกเมื่อปี ค.ศ.

ดู ดาวฤกษ์และกล้องโทรทรรศน์

กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล

กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล (Hubble Space Telescope) คือ กล้องโทรทรรศน์ในวงโคจรของโลกที่กระสวยอวกาศดิสคัฟเวอรีนำส่งขึ้นสู่วงโคจรเมื่อเดือนเมษายน..

ดู ดาวฤกษ์และกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล

การพาความร้อน

แบบจำลองการพาความร้อนใต้เปลือกโลก การพาความร้อน (heat convection) เป็นการถ่ายเทความร้อนที่เกิดขึ้นได้ ในสสารสองสถานะคือ ของเหลวและก๊าซ เนื่องจากเป็นสิ่งที่สามารถเคลื่อนที่ได้โดยจะมีทิศทางลอยขึ้นเท่านั้น เนื่องจาก เมื่อสสารได้รับความร้อนจะมีการขยายตัว ทำให้ความหนาแน่นต่ำลง และสสารที่มีอุต่ำกว่า (ความหนาแน่นสูงกว่า) ก็จะลงมาแทนที่ ปรากฏการณนี้มีตัวอย่างคือ การเกิดลมบก ลมทะเล เป็นต้น การประยุกต์การใช้งาน ของเหลวที่ใช้งาน โดยการเพิ่มคุณสมบัติค่าความจุความร้อน เช่น การใส่สารโพรพีลีนไกคอล (Propylene Glycol) หรือ ใส่เศษทองแดงเล็ก ๆ ลงไปในน้ำหล่อเย็น โลหะเพิ่มค่าความจุความร้อนของหล่อเย็น และ ทำให้เกิดการเคลื่อนไหวของของเหลว เพื่อถ่ายเทความร้อนให้มากที่สุด วัสดุนาโนเทคโนโลยีจำนวนมากมีค่าการพาความร้อนสูงมาก เช่น คาร์บอนนาโน และ วัสดุโลหะอื่น ๆ ที่เป็นนาโนเทคโนโลยี หมวดหมู่:กลศาสตร์ของไหล หมวดหมู่:ความร้อน หมวดหมู่:หลักการสำคัญของฟิสิกส์ หมวดหมู่:การถ่ายเทความร้อน.

ดู ดาวฤกษ์และการพาความร้อน

การมืดคล้ำที่ขอบ

การมืดคล้ำที่ขอบของดวงอาทิตย์ - ภาพดวงอาทิตย์ในแสงที่มองเห็นได้ แสดงปรากฏการณ์มืดคล้ำที่ขอบ ซึ่งความเข้มของแสงจะลดลงที่บริเวณ "ขอบ" ของภาพจานดวงอาทิตย์ การมืดคล้ำที่ขอบ (Limb darkening) หมายถึงการที่ความเข้มแสงของภาพดาวฤกษ์ค่อยๆ เจือจางลงตั้งแต่จุดศูนย์กลางของภาพออกไปยังขอบของภาพ เหตุการณ์นี้เกิดขึ้นได้จาก 2 สาเหตุคือ.

ดู ดาวฤกษ์และการมืดคล้ำที่ขอบ

การสลายให้อนุภาคบีตา

ในฟิสิกส์นิวเคลียร์, การสลายให้อนุภาคบีตา (beta decay) เป็นรูปแบบหนึ่งของการสลายตัวของสารกัมมันตรังสีที่อนุภาคบีตา (อิเล็กตรอนหรือโพซิตรอน) ถูกปลดปล่อยออกมา ในกรณีปลดปล่อยอิเล็กตรอน จะเป็น บีตาลบ (^-) ขณะที่ในกรณีปลดปล่อยโพซิตรอนจะเป็น บีตาบวก (^+) พลังงานจลน์ของอนุภาคบีตามีพิสัยสเปกตรัมต่อเนื่องจาก 0 ถึงค่าสูงสุดที่จะเป็นไป (Q) ซึ่งขึ้นกับสภาวะนิวเคลียร์ของต้นกำเนิดและลูกที่เกี่ยวข้องกับการสลาย โดยทั่วไป Q มีค่าประมาณ 1 MeV แต่สามารถมีพิสัยจากสองสาม keV ไปจนถึง สิบ MeV อนุภาคบีตากระตุ้นส่วนใหญ่มีความเร็วสูงมากเป็นซึ่งมีความเร็วใกล้เคียงอัตราเร็วของแสง.

ดู ดาวฤกษ์และการสลายให้อนุภาคบีตา

การสังเคราะห์นิวเคลียสของมหานวดารา

การสังเคราะห์นิวเคลียสของมหานวดารา (Supernova nucleosynthesis) คือการสร้างธาตุทางเคมีชนิดใหม่ๆ ขึ้นจากภายในมหานวดารา โดยพื้นฐานแล้วเกิดขึ้นจากการสังเคราะห์นิวเคลียสที่ระเบิดขึ้นระหว่างการเผาผลาญออกซิเจนและซิลิกอน ปฏิกิริยาฟิวชันเหล่านี้ทำให้เกิดธาตุใหม่คือ ซิลิกอน ซัลเฟอร์ คลอรีน อาร์กอน โซเดียม โพแทสเซียม แคลเซียม สแกนเดียม ไททาเนียม และ ธาตุจำพวกเหล็ก เช่น วาเนเดียม โครเมียม แมงกานีส เหล็ก โคบอลต์ นิกเกิล เป็นต้น การระเบิดของมหานวดาราแต่ละครั้งจะส่งสสารธาตุมากมายฟุ้งกระจายออกไปในมวลสารระหว่างดาว สำหรับธาตุหนักอื่นๆ (ที่หนักกว่านิกเกิล) เชื่อว่าเกิดขึ้นจากกระบวนการจับตัวของนิวตรอนในการสังเคราะห์นิวเคลียสประเภทอื่น.

ดู ดาวฤกษ์และการสังเคราะห์นิวเคลียสของมหานวดารา

การสังเคราะห์นิวเคลียสของดาวฤกษ์

การสังเคราะห์นิวเคลียสของดาวฤกษ์ (stellar nucleosynthesis) คือคำที่ใช้ในความหมายถึงปฏิกิริยานิวเคลียร์ที่เกิดขึ้นภายในดาวฤกษ์ ทำให้เกิดนิวเคลียสธาตุต่างๆ ที่หนักกว่าไฮโดรเจน ปฏิกิริยาในทำนองเดียวกันแต่มีขนาดเล็กกว่านี้สามารถเกิดขึ้นได้ที่พื้นผิวดาวฤกษ์เช่นกัน ภายใต้สภาวะอันหลากหลาย สำหรับการเกิดธาตุจากเหตุการณ์ระเบิดของดาวฤกษ์ จะใช้คำเรียกว่า การสังเคราะห์นิวเคลียสของซูเปอร์โนวา กระบวนการวิวัฒนาการนี้เริ่มเป็นที่เข้าใจกันในราวช่วงต้นคริสต์ศตวรรษที่ 20 ซึ่งในตอนแรกนั้นคิดกันว่าความร้อนและแสงสว่างจากดวงอาทิตย์เป็นพลังงานที่ปลดปล่อยออกมาจากปฏิกิริยานิวเคลียร์ ตัวกำเนิดพลังงานหลักในดวงอาทิตย์ คือการเกิดฟิวชันของไฮโดรเจนทำให้กลายไปเป็นฮีเลียม ซึ่งเกิดขึ้นที่อุณหภูมิอย่างน้อยที่สุด 3 ล้านเคลวิน.

ดู ดาวฤกษ์และการสังเคราะห์นิวเคลียสของดาวฤกษ์

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.

ดู ดาวฤกษ์และการหลอมนิวเคลียส

การจับยึดอิเล็กตรอน

องรูปแบบของการจับยึดอิเล็กตรอน ''บน'': นิวเคลียสดูดซับอิเล็กตรอน ''ล่างซ้าย'': อิเล็กตรอนรอบนอกเข้าแทนที่อิเล็กตรอน "ที่หายไป" รังสีเอ็กซ์ที่มีพลังงานเท่ากับความแตกต่างระหว่างสองเปลือกอิเล็กตรอนจะถูกปล่อยออกมา ''ล่างขวา'': ใน Auger effect, พลังงานจะถูกปล่อยออกมาเมื่ออิเล็กตรอนรอบนอกเข้าแทนที่อิเล็กตรอนรอบใน พลังงานจะถูกย้ายไปที่อิเล็กตรอนรอบนอก อิเล็กตรอนรอบนอกจะถูกดีดออกจากอะตอม เหลือแค่ไอออนบวก การจับยึดอิเล็กตรอน Electron capture หรือ Inverse Beta Decay หรือ K-electron capture หรือ K-capture หรือ L-electron capture หรือ L-capture) เป็นกระบวนการที่นิวเคลียสที่ร่ำรวยโปรตอนของอะตอมที่เป็นกลางทางไฟฟ้าดูดซับอิเล็กตรอนที่อยู่วงในของอะตอม มักจะจากเปลือกอิเล็กตรอนที่วงรอบ K และวงรอบ L กระบวนการนี้จึงเป็นการเปลี่ยนโปรตอนของนิวเคลียสให้เป็นนิวตรอนและพร้อมกันนั้นได้มีการปลดปล่อยอิเล็กตรอนนิวทริโนออกมา ตามสมการ นิวไคลด์ลูกสาว (ผลผลิตที่ได้จากการสลาย) ถ้ามันอยู่ในสภาวะกระตุ้น มันก็จะเปลี่ยนผ่านไปอยู่ในสภาวะพื้น (ground state) ของมัน โดยปกติ รังสีแกมมาจะถูกปล่อยออกมาระหว่างการเปลี่ยนผ่านนี้ แต่การปลดการกระตุ้นนิวเคลียร์อาจเกิดขึ้นโดยการแปลงภายใน (internal conversion) ก็ได้เช่นกัน หลังการจับยึดอิเล็กตรอนรอบในโดยนิวเคลียส อิเล็กตรอนรอบนอกจะแทนที่อิเล็กตรอนที่ถูกจับยึดไปและโฟตอนลักษณะรังสีเอกซ์หนึ่งตัวหรือมากกว่าจะถูกปล่อยออกมาในกระบวนการนี้ การจับยึดอิเล็กตรอนบางครั้งยังเป็นผลมาจาก Auger effect ได้อีกด้วย ซึ่งในกระบวนการนี้อิเล็กตรอนจะถูกดีดออกมาจากเปลือกอิเล็กตรอนของอะตอมเนื่องจากการมีปฏิสัมพันธ์ระหว่างอิเล็กตรอนด้วยกันของอะตอมนั้นในกระบวนการของการแสวงหาสภาวะของอิเล็กตรอนพลังงานที่ต่ำกว่า ลูกโซ่การสลายจากตะกั่ว-212 กลายเป็นตะกั่ว-208, เป็นการแสดงผลผลิตที่ได้จากการสลายในช่วงกลาง แต่ละช่วงเป็นนิวไคลด์ลูกสาวของตัวบน(นิวไคลด์พ่อแม่) หลังการจับยึดอิเล็กตรอน เลขอะตอมจะลดลงไปหนึ่งหน่วย จำนวนนิวตรอนจะเพิ่มขึ้นไปหนึ่งหน่วย และไม่มีการเปลี่ยนแปลงในมวลอะตอม การจับอิเล็กตรอนง่าย ๆ เกิดในอะตอมที่เป็นกลางเนื่องจากการสูญเสียอิเล็กตรอนในเปลือกอิเล็กตรอนจะถูกทำให้สมดุลโดยการสูญเสียประจุนิวเคลียร์บวก อย่างไรก็ตามไอออนบวกอาจเกิดจากการปล่อยอิเล็กตรอนแบบ Auger มากขึ้น การจับยึดอิเล็กตรอนเป็นตัวอย่างหนึ่งของอันตรกิริยาอย่างอ่อน ซึ่งเป็นหนึ่งในสี่ของแรงพื้นฐาน การจับยึดอิเล็กตรอนเป็นโหมดขั้นปฐมของการสลายตัวสำหรับไอโซโทปที่มีโปรตอนอย่างมากในนิวเคลียส แต่ด้วยความแตกต่างของพลังงานไม่เพียงพอระหว่างไอโซโทปกับลูกสาวของมันในอนาคต (Isobar ที่มีประจุบวกน้อยลงหนึ่งหน่วย) สำหรับนิวไคลด์ที่จะสลายตัวโดยการปล่อยโพซิตรอน การจับยึดอิเล็กตรอนเป็นโหมดการสลายตัวแบบทางเลือกเสมอสำหรับไอโซโทปกัมมันตรังสีที่ไม่มีพลังงานเพียงพอที่จะสลายตัวโดยการปล่อยโพซิตรอน บางครั้งมันจึงถูกเรียกว่าการสลายให้บีตาผกผัน แม้ว่าคำนี้ยังสามารถหมายถึงปฏิสัมพันธ์ของอิเล็กตรอนปฏินิวทริโนกับโปรตอนอีกด้วย ถ้าความแตกต่างกันของพลังงานระหว่างอะตอมพ่อแม่และอะตอมลูกสาวมีน้อยกว่า 1.022 MeV, การปล่อยโพซิตรอนเป็นสิ่งต้องห้ามเนื่องจากพลังงานที่ใช้ในการสลายมีไม่เพียงพอที่จะยอมให้เกิดขึ้น ดังนั้นการจับยึดอิเล็กตรอนจึงเป็นโหมดการสลายตัวแต่เพียงอย่างเดียว ยกตัวอย่างเช่นรูบิเดียม-83 (37 โปรตอน, 46 นิวตรอน) จะสลายตัวไปเป็น Krypton-83 (36 โปรตอน, 47 นิวตรอน) โดยการจับยึดอิเล็กตรอนแต่เพียงอย่างเดียว (เพราะความแตกต่างพลังงานหรือพลังงานสลายมีค่าประมาณ 0.9 MeV เท่านั้น) โปรตอนอิสระปกติจะไม่สามารถเปลี่ยนไปเป็นนิวตรอนอิสระได้โดยกระบวนการนี้ โปรตอนและนิวตรอนจะต้องเป็นส่วนหนึ่งของนิวเคลียสที่มีขนาดใหญ่ \mathrm+\mathrm^- \rightarrow\mathrm+_e | \mathrm+\mathrm^- \rightarrow\mathrm+_e | ระลึกไว้ว่า ไอโซโทปกัมมันตภาพที่สามารถเกิด pure electron capture ได้ในทฤษฎีนั้นอาจถูกห้ามจาก radioactive decay หากพวกมันถูก ionized โดยสมบูรณ์ (คำว่า "stripped" ถูกใช้บางครั้งเพื่อบรรรยายไอออนเหล่านั้น) มีสมมติฐานว่าธาตุเหล่านั้น ถ้าหากถูกสร้างโดย r-process ในการระเบิด ซูเปอร์โนวา พวกมันจะถูกปลดปล่อยเป็น ionized โดยสมบูรณ์และจะไม่มี radioactive decay ตราบเท่าที่พวกมันไม่ได้ปะทะกับอิเล็กตรอนในสเปซภายนอก ความผิดปกติในการกระจายตัวของธาตุก็ถูกคิดว่าเป็นผลส่วนหนี่งจากผลกระทบของ electron capture นี้ พันธะเคมี ยังสามารถมีผลต่ออัตราของ electron capture ได้ระดับน้อย ๆ อีกด้วย (โดยทั่วไปน้อยกว่า 1%) ขึ้นอยู่กับความใกล้ของอิเล็กตรอนกับนิวเคลียส -->.

ดู ดาวฤกษ์และการจับยึดอิเล็กตรอน

การจัดประเภทดาวฤกษ์

ในวิชาดาราศาสตร์ การจัดประเภทของดาวฤกษ์ คือระบบการจัดกลุ่มดาวฤกษ์โดยพิจารณาจากอุณหภูมิพื้นผิวของดาวและคุณลักษณะทางสเปกตรัมที่เกี่ยวข้อง และอาจมีรายละเอียดปลีกย่อยอื่นๆ ติดตามมาก็ได้ อุณหภูมิของดาวฤกษ์หาได้จาก กฎการแทนที่ของเวียน แต่วิธีการนี้ทำได้ค่อนข้างยากสำหรับดาวที่อยู่ห่างไกลออกไปมากๆ สเปกโตรสโกปีของดาวทำให้เราสามารถจัดประเภทดาวได้จากแถบการดูดกลืนแสง ซึ่งสามารถสังเกตเห็นได้เฉพาะในช่วงอุณหภูมิเฉพาะเจาะจงช่วงหนึ่ง การจัดประเภทของดาวฤกษ์แบบดั้งเดิมมีการจัดระดับตั้งแต่ A ถึง Q ซึ่งเป็นที่มาของการกำหนดรหัสสเปกตรัมในปัจจุบัน.

ดู ดาวฤกษ์และการจัดประเภทดาวฤกษ์

การตั้งชื่อดาวฤกษ์

การตั้งชื่อดาวฤกษ์ (และวัตถุท้องฟ้าอื่นๆ) ดำเนินการโดยสหพันธ์ดาราศาสตร์สากล ชื่อดาวฤกษ์จำนวนมากที่ใช้กันอยู่ในปัจจุบันนี้สืบทอดมาแต่อดีตก่อนจะมีการก่อตั้งสหพันธ์ดาราศาสตร์สากล แต่ยังมีชื่ออื่นๆ โดยเฉพาะชื่อของดาวแปรแสง (รวมทั้งโนวาและซูเปอร์โนวา) ซึ่งได้รับการตั้งชื่อเพิ่มเติมอยู่ตลอดเวลา อย่างไรก็ดี ดาวฤกษ์ส่วนใหญ่แล้วไม่มีชื่อเรียก แต่จะเรียกขานกันด้วยหมายเลขรหัสแคตาล็อก บทความนี้จะกล่าวถงกระบวนการที่ใช้ในการตั้งชื่อดาวฤกษ์โดยสังเขป.

ดู ดาวฤกษ์และการตั้งชื่อดาวฤกษ์

การแบ่งแยกนิวเคลียส

prompt gamma rays) ออกมาด่วย (ไม่ได้แสดงในภาพ) การแบ่งแยกนิวเคลียส หรือ นิวเคลียร์ฟิชชัน (nuclear fission) ในสาขาฟิสิกส์นิวเคลียร์และเคมีนิวเคลียร์ เป็นปฏิกิริยานิวเคลียร์หรือกระบวนการการสลายกัมมันตรังสีอย่างหนึ่งที่นิวเคลียสของอะตอม แตกออกเป็นชิ้นขนาดเล็ก (นิวเคลียสที่เบากว่า) กระบวนการฟิชชันมักจะผลิตนิวตรอนและโปรตอนอิสระ (ในรูปของรังสีแกมมา) พร้อมทั้งปลดปล่อยพลังงานออกมาจำนวนมาก แม้ว่าจะเป็นการปลดปล่อยจากการสลายกัมมันตรังสีก็ตาม นิวเคลียร์ฟิชชันของธาตุหนักถูกค้นพบเมื่อวันที่ 17 ธันวาคม 1938 โดยชาวเยอรมัน นายอ็อตโต ฮาห์นและผู้ช่วยของเขา นายฟริตซ์ Strassmann และได้รับการอธิบายในทางทฤษฎีในเดือนมกราคมปี 1939 โดยนาง Lise Meitner และหลานชายของเธอ นายอ็อตโต โรเบิร์ต Frisch.

ดู ดาวฤกษ์และการแบ่งแยกนิวเคลียส

การแผ่รังสี

ในทางฟิสิกส์ การแผ่รังสี (อังกฤษ: radiation) หมายถึงกระบวนการที่อนุภาคพลังงานหรือคลื่นเคลื่อนที่ผ่านตัวกลางหรืออวกาศ รังสีสามารถแบ่งออกได้เป็นสองประเภท คือ รังสีที่แตกตัวได้และรังสีที่ไม่ก่อให้เกิดการแตกตัวของประจุ อย่างไรก็ตาม คำว่า "รังสี" มักหมายถึงกัมมันตภาพรังสีเพียงอย่างเดียว (คือ รังสีที่มีพลังงานเพียงพอที่จะทำให้อะตอมเปลี่ยนเป็นไอออน) แต่ความเป็นจริงแล้วก็สามารถหมายถึงรังสีที่ไม่ก่อให้เกิดการแตกตัวของประจุด้วยเช่นกัน (เช่น คลื่นวิทยุหรือแสงที่มองเห็นได้ด้วยตาเปล่า รูปแบบเรขาคณิตของการแผ่รังสีออกจากตัวกลาร่รร่คียยเมวังนำไปสู่ระบบของหน่วยวัดและหน่วยทางฟิสิกส์ที่สามารถใช้ได้กับรังสีทุกประเภท รังสีทั้งสองประเภทล้วนสามารถเป็นอันตรายต่อสิ่งมีชีวิตและสิ่งแวดล้อมทางธรรมชาติ) การแผ่รังสี สามารถนำไปใช้งานในงานทางด้านความร้อนต่าง ๆ เช่น แผ่นรองหัวเตาแก๊สอินฟาเรด การถ่ายเทความร้อนในอุปกรณ์ แลกเปลี่ยนความร้อน การแผ่รังสี หมวดหมู่:ฟิสิกส์ หมวดหมู่:หลักการสำคัญของฟิสิกส์.

ดู ดาวฤกษ์และการแผ่รังสี

การเดินเรือดาราศาสตร์

การใช้เครื่องวัดมุมของนักเดินเรือ เพื่อวัดความสูงของดวงอาทิตย์เทียบกับขอบฟ้า การเดินเรือดาราศาสตร์ (Celestial navigation; บ้างเรียกว่า Astronavigation) เป็นเทคนิคการกำหนดตำแหน่งและทิศทางสำหรับกะลาสี ซึ่งใช้ในการเดินทางข้ามมหาสมุทรซึ่งไม่มีจุดสังเกตอื่น การเดินเรือดาราศาสตร์อาศัยการตรวจวัดมุม (มุมมองจากสายตา) ระหว่างเส้นขอบฟ้ากับวัตถุทางดาราศาสตร์ที่เป็นสากล วัตถุอ้างอิงที่นิยมมากที่สุดคือ ดวงอาทิตย์ นักเดินเรือที่มีความชำนาญอาจใช้ดวงจันทร์ ดาวเคราะห์ หรือดาวนำทาง 57 ดวงสำหรับเป็นจุดสังเกตเพื่อกำหนดทิศทางและตำแหน่งได้.

ดู ดาวฤกษ์และการเดินเรือดาราศาสตร์

การเคลื่อนที่เฉพาะ

การเคลื่อนที่ของดาวเบอร์นาร์ด ทุกๆ 5 ปี ตั้งแต่ ค.ศ. 1985 - 2005 การเคลื่อนที่เฉพาะ (proper motion) หรือ การเคลื่อนที่เฉพาะของดาวฤกษ์ คือการวัดค่าการเปลี่ยนตำแหน่งของดาวบนท้องฟ้าเมื่อเวลาผ่านไประยะหนึ่งหลังการเคลื่อนที่ไม่เฉพาะผ่านไประยะหนึ่ง แตกต่างจากความเร็วแนวเล็งซึ่งเป็นอัตราการเปลี่ยนแปลงระยะทางที่เคลื่อนเข้าหาหรือออกห่างจากผู้สังเกต เอ็ดมันด์ ฮัลเลย์ เป็นผู้ค้นพบการเคลื่อนที่เฉพาะในปี ค.ศ.

ดู ดาวฤกษ์และการเคลื่อนที่เฉพาะ

กิโลกรัม

กิโลกรัม อักษรย่อ กก. (kilogram: kg) เป็นหน่วยฐานเอสไอของมวล นิยามไว้เท่ากับมวลของมวลต้นแบบระหว่างชาติของกิโลกรัม โดยสร้างจากโลหะเจือแพลตินัม-อิริเดียม.

ดู ดาวฤกษ์และกิโลกรัม

กิโลเมตร

กิโลเมตร อักษรย่อ กม. (mètre, km) เป็นหน่วยวัดความยาว มีขนาดเท่ากับ 1 × 103 เมตร.

ดู ดาวฤกษ์และกิโลเมตร

กึ่งแกนเอก

กึ่งแกนเอกของวงรี ระยะกึ่งแกนเอก (Semi-major axis) ในทางเรขาคณิต หมายถึงความยาวครึ่งหนึ่งของแกนเอก ซึ่งใช้แสดงถึงมิติของวงรีหรือไฮเพอร์โบลา หมวดหมู่:ภาคตัดกรวย.

ดู ดาวฤกษ์และกึ่งแกนเอก

ภาพถ่าย

รูปแมว ภาพถ่าย ได้แก่ ภาพซึ่งได้มาจากกรรมวิธีการถ่ายภาพ คือ การใช้กล้องถ่ายภาพ วัสดุไวแสงสำหรับบันทึกภาพ และมีกระบวนการในการขยายภาพหรือการพิมพ์ภาพออกมา ภาพถ่ายจึงเกิดจากกระบวนการการถ่ายภาพ ภาพถ่ายที่ดีนั้นจะต้องสะท้อนความจริงที่เกิดขึ้น สามารถสื่อเรื่องราวได้อย่างชัดเจนและถูกต้อง ภาพถ่ายในงานวารสารศาสตร์แบ่งออกเป็น 3 ประเภทใหญ่ ๆ ได้แก่ ภาพข่าว ภาพสารคดี และภาพโฆษณ.

ดู ดาวฤกษ์และภาพถ่าย

ภาษาละติน

ษาละติน (Latin) เป็นภาษาโบราณในภาษากลุ่มอินโด-ยูโรเปียน มีต้นกำเนิดในที่ราบลาติอุม (Latium) ซึ่งเป็นพื้นที่รอบๆกรุงโรม และได้ชื่อว่าเป็นภาษาทางการในการสื่อสารของจักรวรรดิโรมัน ต่อมาภาษาละตินได้ถูกกำหนดให้เป็นภาษาสื่อสารและในพิธีสวดของศาสนจักรโรมันคาทอลิก และยังเป็นภาษาที่ใช้โดยนักวิทยาศาสตร์ นักปรัชญา และนักเทววิทยาของยุโรป ตั้งแต่ตลอดยุคกลางจนมาถึงยุคสมัยใหม่ ภาษาละตินจึงเป็นภาษาต้นฉบับของงานเขียนที่ทรงคุณค่าทั้งทางประวัติศาสตร์ และทางวรรณกรรมเป็นจำนวนมาก ภาษาอังกฤษได้รับคำในภาษาละตินเข้ามาในภาษาตนเป็นจำนวนมาก เนื่องจากอิทธิพลของเจ้าปกครองชาวแองโกล-นอร์มัน ซึ่งใช้ภาษาฝรั่งเศส นอกจากนี้คำศัพท์ที่ใช้ในสาขาวิทยาศาสตร์และการแพทย์ ล้วนเป็นคำศัพท์ภาษาละตินหรือสร้างจากภาษาละติน ภาษาละตินเป็นภาษามีวิภัติปัจจัย (การผันคำ) มีการก 7 การก (case), มีเพศ 3 เพศ, และมีพจน์ 2 พจน์ ภาษาอื่น ๆ อีกหลายภาษาที่ใช้ในปัจจุบัน พัฒนาสืบต่อมาจากภาษาละตินพื้นบ้าน ซึ่งจะเรียกกลุ่มภาษาเหล่านี้ว่า ภาษากลุ่มโรมานซ์ ภาษาที่อยู่ในกลุ่มภาษาโรมานซ์ที่สำคัญได้แก่ ภาษาฝรั่งเศส ภาษาโรมาเนีย ภาษาอิตาลี ภาษาโปรตุเกส และภาษาสเปน ภาษาส่วนใหญ่ในภาษากลุ่มอินโด-ยูโรเปียนก็มีความสัมพันธ์บางอย่างกับภาษาละติน แม้ภาษาละตินในปัจจุบัน จะมีผู้ใช้น้อยมากจนถูกนับว่าเกือบเป็นภาษาสูญแล้ว แต่การศึกษาภาษาละตินในโรงเรียนและในมหาวิทยาลัยก็ยังคงมีอยู่อย่างแพร่หลาย นอกจากนี้อักษรละติน (ที่พัฒนามาจากอักษรกรีก) ยังคงมีใช้ในหลายภาษา และเป็นอักษรที่ใช้มากที่สุดในโลก.

ดู ดาวฤกษ์และภาษาละติน

ภาษาอาหรับ

ษาอาหรับ (العربية; Arabic Language) เป็นภาษากลุ่มเซมิติก ที่มีผู้พูดมากที่สุด ซึ่งมีความสัมพันธ์ที่ใกล้ชิดพอควรกับภาษาฮีบรูและภาษาอราเมอิก โดยพัฒนามาจากภาษาเดียวกันคือภาษาเซมิติกดั้งเดิม ภาษาอาหรับสมัยใหม่ถือว่าเป็นภาษาขนาดใหญ่ แบ่งเป็นสำเนียงย่อยได้ถึง 27 สำเนียง ในระบบ ISO 639-3 ความแตกต่างของการใช้ภาษาพบได้ทั่วโลกอาหรับ โดยมีภาษาอาหรับมาตรฐานซึ่งใช้ในหมู่ผู้นับถือศาสนาอิสลาม ภาษาอาหรับสมัยใหม่มาจากภาษาอาหรับคลาสสิกซึ่งเป็นภาษาเดียวที่เหลืออยู่ในภาษากลุ่มอาหรับเหนือโบราณ เริ่มพบในพุทธศตวรรษที่ 11 และกลายเป็นภาษาทางศาสนาของศาสนาอิสลามตั้งแต่พุทธศตวรรษที่ 12 เป็นภาษาของคัมภีร์อัลกุรอาน และภาษาของการนมาซและบทวิงวอนของชาวมุสลิมทั่วโลก ชาวมุสลิมจะเริ่มศึกษาภาษาอาหรับตั้งแต่ยังเด็ก เพื่ออ่านอัลกุรอานและทำการนมาซ ภาษาอาหรับเป็นแหล่งกำเนิดของคำยืมจำนวนมากในภาษาที่ใช้โดยมุสลิมและภาษาส่วนใหญ่ในยุโรป ภาษาอาหรับเองก็มีการยืมคำจากภาษาเปอร์เซียและภาษาสันสกฤตด้วย ในช่วงยุคกลาง ภาษาอาหรับเป็นภาษาหลักในการขับเคลื่อนวัฒนธรรมโดยเฉพาะทางวิทยาศาสตร์ คณิตศาสตร์ และปรัชญา จึงทำให้ภาษาในยุโรปจำนวนมากยืมคำไปจากภาษาอาหรับ โดยเฉพาะภาษาสเปนและภาษาโปรตุเกส ทั้งนี้เพราะอารยธรรมอาหรับเคยแผ่ขยายไปถึงคาบสมุทรไอบีเรี.

ดู ดาวฤกษ์และภาษาอาหรับ

มวล

มวล เป็นคุณสมบัติหนึ่งของวัตถุ ที่บ่งบอกปริมาณ ของสสารที่วัตถุนั้นมี มวลเป็นแนวคิดหลักอันเป็นหัวใจของกลศาสตร์แบบดั้งเดิม รวมไปถึงแขนงวิชาที่เกี่ยวข้อง หากแจกแจงกันโดยละเอียดแล้ว จะมีปริมาณอยู่ 3 ประเภทที่ถูกนิยามว่า มวล ได้แก.

ดู ดาวฤกษ์และมวล

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.

ดู ดาวฤกษ์และมวลสารระหว่างดาว

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.

ดู ดาวฤกษ์และมวลดวงอาทิตย์

มหานวดารา

ำลองจากศิลปินแสดงให้เห็นมหานวดารา SN 2006gy ที่กล้องโทรทรรศน์อวกาศรังสีเอกซ์จันทราจับภาพได้ อยู่ห่างจากโลก 240 ล้านปีแสง มหานวดารา นิพนธ์ ทรายเพชร, อารี สวัสดี และ บุญรักษา สุนทรธรรม.

ดู ดาวฤกษ์และมหานวดารา

มหานวดาราประเภท 1เอ

accessdate.

ดู ดาวฤกษ์และมหานวดาราประเภท 1เอ

มาส์

มาส์ เทพมาส์ (Mars) เป็นเทพในตำนานเทพปกรณัมโรมันที่เทียบเท่ากับเทพแอรีสในตำนานเทพปกรณัมกรีก เทพมาร์สเป็นเทพแห่งสงคราม เป็นลูกของเทพีจูโนและเทพจูปิเตอร์ เป็นสามีของเทพีเบลโลนาและคนรักของเทพีวีนัส มาส์เป็นเทพทางการทหารที่เป็นที่สักการะของกองทหารโรมัน นักรบโรมันถือว่ามาส์เป็นเทพที่มีความสำคัญเป็นลำดับสองรองจากเทพจูปิเตอร์ เดือนที่ฉลองคือเดือนมีนาคมซึ่งเป็นชื่อเดือนที่ตั้งตามชื่อของเทพและเดือนตุลาคม คำว่า “Mars” ไม่มีรากจากคำในตระกูลภาษาโปรโต-อินโด-ยูโรเปียนซึ่งทำให้สันนิษฐานกันว่ามาจากเทพแห่งการเกษตรกรรมของอีทรัสคันชื่อเทพมาริส เดิมเทพมาส์เป็นเทพแห่งความอุดมสมบูรณ์และพืชพันธุ์และเป็นผู้พิทักษ์วัว ทุ่งการเกษตรกรรม พืชผัก และเกษตรกร ในคริสต์ศตวรรษที่ 2 ก่อนคริสต์ศักราช รัฐบุรุษโรมันคาโตผู้อาวุโส ได้ทำอะไรสักอย่างหนึ่งก็ไม่ทราบแน่ชัด หรือมีความเกี่ยวข้องอย่างใดอย่างหนึ่งที่ไม่ทราบแน่ชัดกับเทพมาส์ ต่อมาเทพมาส์ก็มาเกี่ยวข้องกับการศึกสงครามที่เกิดขึ้นบ่อยครั้งขึ้นเมื่อจักรวรรดิโรมันเริ่มขยายตัว เทพมาส์ไม่เหมือนเทพแอรีสของตำนานเทพปกรณัมกรีกเพราะเป็นเทพที่เป็นที่นับถือและมีความสำคัญพอ ๆ กับเทพจูปิเตอร์ และถือกันว่าเป็นเทพในนามของกรุงโรม และยังถือกันว่าเป็นพ่อของรอมิวลุส ฉะนั้นชาวโรมจึงสืบเชื้อสายมาจากเทพม.

ดู ดาวฤกษ์และมาส์

มาตราซีจีเอส

ระบบเซนติเมตร-กรัม-วินาที (centimetre-gram-second system; ย่อว่า CGS) คือระบบการวัดทางกายภาพในมาตราเมตริก โดยใช้ เซนติเมตรเป็นหน่วยวัดความยาว, กรัมเป็นหน่วยวัดมวล, และ วินาที เป็นหน่วยวัดเวลา หน่วยการวัดทั้งหมดในระบบนี้จะมีพื้นฐานจากหน่วยทั้งสามนี้ แต่ก็มีการขยายการใช้มาตราซีจีเอสนี้กับการวัดค่าแม่เหล็กไฟฟ้าได้หลายวิธี หมวดหมู่:ระบบหน่วย.

ดู ดาวฤกษ์และมาตราซีจีเอส

ระบบพิกัดดาราจักร

ระบบพิกัดดาราจักร เป็นระบบพิกัดท้องฟ้าซึ่งมีศูนย์กลางอยู่ที่ดวงอาทิตย์และวางแกนตามแนวศูนย์กลางปรากฏของดาราจักรทางช้างเผือก โดยที่ "เส้นศูนย์สูตร" อยู่ที่ระนาบของดาราจักร และมีค่าละติจูด ลองจิจูด ในลักษณะใกล้เคียงกับระบบพิกัดภูมิศาสตร.

ดู ดาวฤกษ์และระบบพิกัดดาราจักร

ระบบสุริยะ

ระบบสุริยะ (Solar System) ประกอบด้วยดวงอาทิตย์และวัตถุอื่น ๆ ที่โคจรรอบดวงอาทิตย์เนื่องจากแรงโน้มถ่วง ได้แก่ ดาวเคราะห์ 8 ดวงกับดวงจันทร์บริวารที่ค้นพบแล้ว 166 ดวง ดาวเคราะห์แคระ 5 ดวงกับดวงจันทร์บริวารที่ค้นพบแล้ว 4 ดวง กับวัตถุขนาดเล็กอื่น ๆ อีกนับล้านชิ้น ซึ่งรวมถึง ดาวเคราะห์น้อย วัตถุในแถบไคเปอร์ ดาวหาง สะเก็ดดาว และฝุ่นระหว่างดาวเคราะห์ โดยทั่วไปแล้วจะแบ่งย่านต่าง ๆ ของระบบสุริยะ นับจากดวงอาทิตย์ออกมาดังนี้คือ ดาวเคราะห์ชั้นในจำนวน 4 ดวง แถบดาวเคราะห์น้อย ดาวเคราะห์ขนาดใหญ่รอบนอกจำนวน 4 ดวง และแถบไคเปอร์ซึ่งประกอบด้วยวัตถุที่เย็นจัดเป็นน้ำแข็ง พ้นจากแถบไคเปอร์ออกไปเป็นเขตแถบจานกระจาย ขอบเขตเฮลิโอพอส (เขตแดนตามทฤษฎีที่ซึ่งลมสุริยะสิ้นกำลังลงเนื่องจากมวลสารระหว่างดวงดาว) และพ้นไปจากนั้นคือย่านของเมฆออร์ต กระแสพลาสมาที่ไหลออกจากดวงอาทิตย์ (หรือลมสุริยะ) จะแผ่ตัวไปทั่วระบบสุริยะ สร้างโพรงขนาดใหญ่ขึ้นในสสารระหว่างดาวเรียกกันว่า เฮลิโอสเฟียร์ ซึ่งขยายออกไปจากใจกลางของแถบจานกระจาย ดาวเคราะห์ชั้นเอกทั้ง 8 ดวงในระบบสุริยะ เรียงลำดับจากใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุดออกไป มีดังนี้คือ ดาวพุธ ดาวศุกร์ โลก ดาวอังคาร ดาวพฤหัสบดี ดาวเสาร์ ดาวยูเรนัส และดาวเนปจูน นับถึงกลางปี ค.ศ.

ดู ดาวฤกษ์และระบบสุริยะ

ระบบหน่วยวัดระหว่างประเทศ

ลบีเรีย, พม่า และ สหรัฐอเมริกา ระบบหน่วยวัดระหว่างประเทศ หรือ ระบบเอสไอ (International System of Units; Système international d'unités: SI.) เป็นระบบการวัดที่ปรับปรุงมาจากระบบเมตริก โดยเน้นการสร้างมาจากหน่วยฐานทั้งเจ็ดหน่วยและใช้ระบบเลขฐานสิบ ซึ่งถือว่าเป็นระบบการวัดที่ใช้แพร่หลายที่สุดในโลกทั้งในชีวิตประจำวันและทางวิทยาศาสตร์ ระบบเมตริกแต่เดิมนั้นแบ่งออกเป็นหลายกลุ่ม โดยระบบเอสไอได้รับการพัฒนามาจากระบบหน่วยเมตร-กิโลกรัม-วินาที (meter-kilogram-second: MKS) ในปี 1960 และได้ปรับเปลี่ยนนิยามรวมถึงเพิ่มลดหน่วยฐานเอสไอมาตลอดตามการพัฒนาเทคโนโลยีทางด้านการวัด เพื่อเพิ่มความเที่ยงตรงในการวัดมากขึ้น ระบบเอสไอเป็นระบบที่ใช้กันเกือบทั้งโลก มีเพียงสามประเทศที่ยังไม่ใช้หน่วยเอสไอเป็นมาตรฐานของหน่วยวัด ได้แก่ ไลบีเรีย พม่า และ สหรัฐอเมริกา แม้ในอังกฤษเองได้ยอมรับให้ใช้ระบบเอสไออย่างเป็นทางการ แม้ว่าจะไม่สามารถทดแทนระบบดั้งเดิมได้ทั้งหม.

ดู ดาวฤกษ์และระบบหน่วยวัดระหว่างประเทศ

ระบบดาว

ระบบดาว (star system หรือ stellar system) คือดาวฤกษ์กลุ่มเล็ก ๆ จำนวนหนึ่งที่โคจรอยู่รอบกันและกัน โดยมีแรงดึงดูดระหว่างกันทำให้จับกลุ่มกันไว้ สำหรับดาวฤกษ์จำนวนมากที่มีแรงดึงดูดระหว่างกันมักเรียกว่าเป็น กระจุกดาวหรือดาราจักร แม้ในหลักการแล้ว ทั้งกระจุกดาวและดาราจักรก็ถือเป็นระบบดาวเช่นเดียวกัน นอกจากนี้ยังมีปรากฏเรียกใช้คำว่า ระบบดาว กับระบบที่มีดาวฤกษ์หนึ่งดวง กับดาวเคราะห์บริวารที่โคจรรอบ ๆ ด้ว.

ดู ดาวฤกษ์และระบบดาว

ระบบดาวคู่

กล้องฮับเบิล ดาวซิริอุส B แทบจะมองไม่เห็น (ล่างซ้าย) ดาวคู่ (Binary star) คือระบบดาวที่มีดาวฤกษ์สองดวงโคจรไปรอบๆ จุดศูนย์กลางมวลของระบบ ดาวแต่ละดวงถือว่าเป็น ดาวเพื่อน ของอีกดวงหนึ่ง การวิจัยเมื่อไม่นานมานี้ชี้ว่าดาวฤกษ์ส่วนใหญ่ในดาราจักรทางช้างเผือกมักเป็นระบบดวงเดี่ยวมากกว่าระบบดาวคู่ มีความสำคัญต่อการศึกษาฟิสิกส์ดาราศาสตร์ เพราะการสังเกตการณ์วงโคจรร่วมของทั้งสองทำให้สามารถประเมินมวลของดาวได้ ขณะที่การประเมินมวลของดาวฤกษ์เดี่ยวจำนวนมากต้องทำจาก extrapolation ที่ได้จากการศึกษาดาวคู่ ดาวคู่เป็นคนละอย่างกับดาวแฝด (Double star) ที่เมื่อมองจากโลกจะเห็นอยู่ใกล้กันอย่างมาก แต่ไม่ได้มีแรงดึงดูดระหว่างกัน ดาวคู่อาจจะไม่สามารถมองเห็นได้ในแสงปกติ หรืออาจต้องใช้วิธีทางอ้อมในการตรวจสอบ เช่นการใช้สเปกโทรสโกปี ถ้าดาวคู่โคจรรอบกันและกันในแนวระนาบเดียวกับสายตา เราจะเห็นมันเกิดคราสบังกันเอง กรณีนี้จะเรียกว่า ดาวคู่คราส (eclipsing binary) ระบบที่ประกอบด้วยดาวฤกษ์มากกว่า 2 ดวง ที่เรียกกันว่า ระบบดาวหลายดวง ถือเป็นระบบที่ไม่ปกติเช่นกัน องค์ประกอบภายในของระบบดาวคู่สามารถแลกเปลี่ยนมวลซึ่งกันและกันได้ ทำให้วิวัฒนาการของมันดำเนินไปในทิศทางที่ดาวฤกษ์เดี่ยวไม่อาจทำได้ ตัวอย่างของดาวคู่ได้แก่ Algol (เป็นดาวคู่คราส) ดาวซิริอุส และ ดาว Cygnus X-1 (ซึ่งดาวสมาชิกดวงหนึ่งอาจจะเป็นหลุมดำ).

ดู ดาวฤกษ์และระบบดาวคู่

ระบบดาวเคราะห์

วาดโดยศิลปินแสดงภาพของระบบดาวเคราะห์ ระบบสุริยะของเรา เปรียบเทียบกับระบบดาวเคราะห์ของ 55 Cancri ระบบดาวเคราะห์ (Planetary system) คือระบบที่ประกอบด้วยวัตถุหลายชนิดที่ไม่ใช่ดาวฤกษ์ โคจรไปรอบๆ ดาวฤกษ์ เช่น ดาวเคราะห์ ดวงจันทร์ ดาวเคราะห์น้อย สะเก็ดดาว ดาวหาง และ ฝุ่นคอสมิก ดวงอาทิตย์กับระบบดาวเคราะห์ของมันซึ่งมีโลกเป็นดาวสมาชิกอยู่ มีชื่อเรียกเฉพาะว่า ระบบสุร.

ดู ดาวฤกษ์และระบบดาวเคราะห์

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.

ดู ดาวฤกษ์และรัศมี

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.

ดู ดาวฤกษ์และรัศมีดวงอาทิตย์

รังสีอัลตราไวโอเลต

แสงออโรราจากดาวพฤหัสบดีในช่วงรังสีอัลตราไวโอเลต ถ่ายโดยองค์การนาซา รังสีอัลตราไวโอเลต หรือ รังสียูวี (ultraviolet) หรือในชื่อภาษาไทยว่า รังสีเหนือม่วง เป็นช่วงหนึ่งของคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าที่มีความยาวคลื่นสั้นกว่าแสงที่มองเห็น แต่ยาวกว่ารังสีเอกซ์อย่างอ่อน มีความยาวคลื่นในช่วง 400-10 นาโนเมตร และมีพลังงานในช่วง 3-124 eV มันได้ชื่อดังกล่าวเนื่องจากสเปกตรัมของมันประกอบด้วยคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าที่มีความถี่สูงกว่าคลื่นที่มนุษย์มองเห็นเป็นสีม่วง.

ดู ดาวฤกษ์และรังสีอัลตราไวโอเลต

รังสีแกมมา

รังสีแกมมา (Gamma radiation หรือ Gamma ray) มีสัญลักษณ์เป็นตัวอักษรกรีกว่า γ เป็นคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าชนิดหนึ่ง ที่มีช่วงความยาวคลื่นสั้นกว่ารังสีเอกซ์ (X-ray) โดยมีความยาวคลื่นอยู่ในช่วง 10-13 ถึง 10-17 หรือคลื่นที่มีความยาวคลื่นน้อยกว่า 10-13 นั่นเอง รังสีแกมมามีความถี่สูงมาก ดังนั้นมันจึงประกอบด้วยโฟตอนพลังงานสูงหลายตัว รังสีแกมมาเป็นการแผ่รังสีแบบ ionization มันจึงมีอันตรายต่อชีวภาพ รังสีแกมมาถือเป็นคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าที่มีพลังงานสูงที่สุดในบรรดาคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าชนิดต่าง ๆ ที่เหลือทั้งหมด การสลายให้รังสีแกมมาเป็นการสลายของนิวเคลียสของอะตอมในขณะที่มีการเปลี่ยนสถานะจากสถานะพลังงานสูงไปเป็นสถานะที่ต่ำกว่า แต่ก็อาจเกิดจากกระบวนการอื่น.

ดู ดาวฤกษ์และรังสีแกมมา

รังสีแม่เหล็กไฟฟ้า

ในวิชาฟิสิกส์ รังสีแม่เหล็กไฟฟ้า (electromagnetic radiation) หมายถึงคลื่น (หรือควอนตัมโฟตอน) ของสนามแม่เหล็กไฟฟ้าที่แผ่ผ่านปริภูมิโดยพาพลังงานจากการแผ่รังสีแม่เหล็กไฟฟ้า โดยคลาสสิก รังสีแม่เหล็กไฟฟ้าประกอบด้วยคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าซึ่งเป็นการสั่นประสานของสนามไฟฟ้าและแม่เหล็กซึ่งแผ่ผ่านสุญญากาศด้วยความเร็วแสง การสั่นองสนามทั้งสองนี้ตั้งฉากกันและตั้งฉากกับทิศทางของการแผ่พลังงานและคลื่น ทำให้เกิดคลื่นตามขวาง แนวคลื่นของคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าเปล่งจากแหล่งกำเนิดจุด (เช่น หลอดไฟ) เป็นทรงกลม ตำแหน่งของคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าในสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้าสามารถจำแนกลักษณะได้โดยความถี่ของการสั่นหรือความยาวคลื่น สเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้ามีคลื่นวิทยุ ไมโครเวฟ รังสีอินฟราเรด แสงที่มองเห็นได้ รังสีอัลตราไวโอเลต รังสีเอกซ์และรังสีแกมมา โดยเรียงความถี่จากน้อยไปมากและความยาวคลื่นจากมากไปน้อย คลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าเกิดเมื่ออนุภาคมีประจุถูกเร่ง แล้วคลื่นเหล่านี้จะสามารถมีอันตรกิริยากับอนุภาคมีประจุอื่น คลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าพาพลังงาน โมเมนตัมและโมเมนตัมเชิงมุมจากอนุภาคแหล่งกำเนิดและสามารถส่งผ่านคุณสมบัติเหล่านี้แก่สสารซึ่งไปทำอันตรกิริยาด้วย ควอนตัมของคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าเรียก โฟตอน ซึ่งมีมวลนิ่งเป็นศูนย์ แต่พลังงานหรือมวลรวม (โดยสัมพัทธ์) สมมูลไม่เป็นศูนย์ ฉะนั้นจึงยังได้รับผลจากความโน้มถ่วง รังสีแม่เหล็กไฟฟ้าสัมพันธ์กับคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าเหล่านั้นซึ่งสามารถแผ่ตนเองได้โดยปราศจากอิทธิพลต่อเนื่องของประจุเคลื่อนที่ที่ผลิตมัน เพราะรังสีนั้นมีระยะห่างเพียงพอจากประจุเหล่านั้นแล้ว ฉะนั้น บางทีจึงเรียกรังสีแม่เหล็กไฟฟ้าว่าสนามไกล ในภาษานี้สนามใกล้หมายถึงสนามแม่เหล็กไฟฟ้าใกล้ประจุและกระแสที่ผลิตมันโดยตรง โดยเจาะจงคือ ปรากฏการณ์การเหนี่ยวนำแม่เหล็กไฟฟ้าและการเหนี่ยวนำไฟฟ้าสถิต ในทฤษฎีควอนตัมแม่เหล็กไฟฟ้า รังสีแม่เหล็กไฟฟ้าประกอบด้วยโฟตอน อนุภาคมูลฐานซึ่งทำให้เกิดอันตรกิริยาแม่เหล็กไฟฟ้าทั้งสิ้น ฤทธิ์ควอนตัมทำให้เกิดแหล่งรังสีแม่เหล็กไฟฟ้าเพิ่ม เช่น การส่งผ่านอิเล็กตรอนไประดับพลังงานต่ำกว่าในอะตอมและการแผ่รังสีวัตถุดำ โฟตอนความถี่สูงขึ้นจะมีพลังงานมากขึ้น ความสัมพันธ์นี้เป็นไปตามสมการของพลังค์ E.

ดู ดาวฤกษ์และรังสีแม่เหล็กไฟฟ้า

รังสีเอกซ์

รังสีเอกซ์มือของอัลแบร์ต ฟอน คืลลิเคอร์ ถ่ายโดยวิลเฮล์ม คอนราด เรินต์เกน รังสีเอกซ์ (X-ray หรือ Röntgen ray) เป็นรังสีแม่เหล็กไฟฟ้า ที่มีความยาวคลื่นในช่วง 10 ถึง 0.01 นาโนเมตร ตรงกับความถี่ในช่วง 30 ถึง 30,000 เพตะเฮิรตซ์ (1015 เฮิรตซ์) ในเบื้องต้นมีการใช้รังสีเอกซ์สำหรับถ่ายภาพเพื่อการวินิจฉัยโรค และงานผลึกศาสตร์ (crystallography) รังสีเอกซ์เป็นการแผ่รังสีแบบแตกตัวเป็นไอออน และมีอันตรายต่อมนุษย์ รังสีเอกซ์ค้นพบโดยวิลเฮล์ม คอนราด เรินต์เกน เมื่อ ค.ศ.

ดู ดาวฤกษ์และรังสีเอกซ์

ลมสุริยะ

ลมสุริยะ (solar wind) คือ กระแสของอนุภาคประจุไฟฟ้าที่ถูกปล่อยออกมาจากชั้นบรรยากาศชั้นนอกของดวงอาทิตย์สู่อวกาศ ส่วนใหญ่ประกอบด้วยอิเล็กตรอนและโปรตอน ซึ่งมีพลังงานเฉลี่ยอยู่ระหว่าง 10-100 eV กระแสอนุภาคเหล่านี้มีอุณหภูมิและความเร็วที่แตกต่างกันออกไปตามช่วงเวลา กระแสอนุภาคจะหลุดออกพ้นจากแรงโน้มถ่วงของดวงอาทิตย์ได้เนื่องจากมีพลังงานจลน์และอุณหภูมิโคโรนาที่สูงมาก ลมสุริยะทำให้เกิดเฮลิโอสเฟียร์ คือฟองอากาศขนาดใหญ่ในมวลสารระหว่างดาวที่ครอบคลุมระบบสุริยะเอาไว้ ลมสุริยะยังทำให้เกิดปรากฏการณ์อื่นที่เกี่ยวข้องได้แก่ พายุแม่เหล็กโลก (geomagnetic storm) ซึ่งเป็นต้นเหตุทำให้ไฟฟ้าบนโลกใช้การไม่ได้บางครั้งบางคราว, ออโรรา (หรือปรากฏการณ์แสงเหนือ-แสงใต้) และหางพลาสมาของดาวหางที่จะชี้ออกไปจากดวงอาทิตย์เสมอ.

ดู ดาวฤกษ์และลมสุริยะ

ลมดาวฤกษ์

ลมดาวฤกษ์ (Stellar wind) คือการไหลของแก๊สทั้งแบบธรรมดาและแบบมีประจุออกจากชั้นบรรยากาศรอบนอกของดาวฤกษ์ ซึ่งถูกขับออกมาโดยคุณลักษณะของขั้วแม่เหล็กที่ไหลออกจากดาวฤกษ์อายุน้อยซึ่งยังไม่ค่อยถูกชน อย่างไรก็ดี การไหลออกของลมดาวฤกษ์ไม่ได้เป็นไปในลักษณะสมมาตรของทรงกลม และดาวฤกษ์ต่างประเภทกันก็จะให้ลมดาวฤกษ์ออกมาที่มีคุณสมบัติแตกต่างกัน ดาวฤกษ์ที่อยู่ในช่วงท้ายของแถบลำดับหลักซึ่งใกล้จะสิ้นอายุขัยมักปล่อยลมดาวฤกษ์ที่มีมวลมากแต่ค่อนข้างช้า (\dot > 10^ มวลดวงอาทิตย์ต่อปี และ v.

ดู ดาวฤกษ์และลมดาวฤกษ์

ละติจูด

ละติจูด (latitude) หรือเดิมเรียกว่า เส้นรุ้ง แทนด้วยอักษรกรีก φ เป็นพิกัดที่ใช้บอกตำแหน่งบนพื้นโลกและแบ่งเขตสภาวะอากาศโดยวัดจากเส้นศูนย์สูตร พิกัดที่ใช้คู่กัน คือ ลองจิจูด พื้นที่ที่มีพิกัดละติจูดต่างกัน จะมีภูมิอากาศ (climate) และสภาพอากาศ (weather) ต่างกัน ละติจูดมีค่าตั้งแต่ 0 องศาที่เส้นศูนย์สูตร ไปจนถึง 90 องศาที่บริเวณขั้วโลก (นับเป็น 90 องศาเหนือหรือใต้) เนื่องจากเป็นการวัดมุมจากจุดสมมติที่เส้นศูนย์สูตรไปยังจุดขั้วโลกที่ 90 อง.

ดู ดาวฤกษ์และละติจูด

ลิปดา

ลิปดา (minute of arc, arcminute หรือ MOA) เป็นหน่วยหนึ่งในการวัดมุม มีค่าเท่ากับ ของหนึ่งองศา เนื่องจากหนึ่งองศาเท่ากับ ของวงกลม ดังนั้น 1 ลิปดาจึงเท่ากับ ของวงกลม หน่วยวัดขนาดเล็กเช่นนี้มักใช้ในการวัดค่าที่ละเอียดมากๆ เช่นในวิชาดาราศาสตร์หรือการกำหนดพิกัดการยิงอาวุธ ส่วน พิลิปดา (second of arc, arcsecond) (บ้างก็เขียนว่า วิลิปดา) เป็นหน่วยที่มีขนาดเป็น ของหนึ่งลิปดาอีกต่อหนึ่ง หรือเท่ากับ องศา หรือเท่ากับ ของวงกลม ลิปดาและพิลิปดาเป็นคำไทย การเขียน "ฟิลิปดา" ไม่ถูกต้องและมาจากความเข้าใจที่ผิดว่าคำนี้มาจากภาษาต่างประเทศ ตารางแสดงสัดส่วนและความสัมพันธ์ระหว่าง องศา ลิปดา พิลิปดา และมิลลิพิลิปดา แสดงได้ดังนี้.

ดู ดาวฤกษ์และลิปดา

ลิเทียม

ลิเทียม (Lithium) เป็นธาตุมีสัญลักษณ์ Li และเลขอะตอม 3 ในตารางธาตุ ตั้งอยู่ในกลุ่ม 1 ในกลุ่มโลหะอัลคาไล ลิเทียมบริสุทธิ์ เป็นโลหะที่อ่อนนุ่ม และมีสีขาวเงิน ซึ่งถูกออกซิไดส์เร็วในอากาศและน้ำ ลิเทียมเป็นธาตุของแข็ง ที่เบาที่สุด และใช้มากในโลหะผสมสำหรับการนำความร้อน ในถ่านไฟฉายและเป็นส่วนผสมในยาบางชนิดที่เรียกว่า "mood stabilizer".

ดู ดาวฤกษ์และลิเทียม

วัตถุเฮอร์บิก-ฮาโร

วัตถุเฮอร์บิก-ฮาโร (Herbig-Haro object; HH) คือชิ้นส่วนเล็กๆ ในเนบิวลาที่เกี่ยวข้องกับดาวฤกษ์เกิดใหม่ ก่อตัวขึ้นจากแก๊สที่ฉีดออกมาจากการปะทะกันระหว่างดาวฤกษ์อายุน้อยกับกลุ่มเมฆแก๊สและฝุ่นที่อยู่ใกล้เคียงที่ความเร็วหลายร้อยกิโลเมตรต่อวินาที วัตถุเฮอร์บิก-ฮาโรเป็นสิ่งที่พบเห็นได้ทั่วไปในย่านเกิดใหม่ของดาวฤกษ์ ทั้งยังสามารถพบได้รอบๆ ดาวฤกษ์เดี่ยว ตามแนวแกนการหมุนของดาวฤกษ์ วัตถุเฮอร์บิก-ฮาโร เป็นปรากฏการณ์ที่เกิดขึ้นเพียงชั่วคราว กินระยะเวลาเพียงไม่กี่พันปีเท่านั้น มันสามารถวิวัฒนาการไปได้ในเวลาอันรวดเร็วขณะที่เคลื่อนผ่านดาวต้นกำเนิดของมันเข้าไปยังกลุ่มเมฆในห้วงอวกาศระหว่างดวงดาว (สสารระหว่างดาว) การสังเกตการณ์จากกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลเผยให้เห็นวิวัฒนาการอันซับซ้อนของวัตถุชนิดนี้ภายในเวลาเพียงไม่กี่ปี เมื่อวัตถุนี้บางส่วนสลายตัวไปขณะที่บางส่วนสว่างขึ้นขณะที่ปะทะกับสสารอื่นในอวกาศระหว่างดาว วัตถุชนิดนี้ถูกสังเกตพบครั้งแรกในช่วงปลายคริสต์ศตวรรษที่ 19 โดย เชอร์เบอร์น เวสลีย์ เบิร์นแฮม แต่ยังไม่เป็นที่เข้าใจว่าเป็นเนบิวลาอีกชนิดหนึ่ง จนกระทั่งถึงปลายคริสต์ทศวรรษ 1940 นักดาราศาสตร์คนแรกที่ศึกษาวัตถุชนิดนี้อย่างละเอียดคือ จอร์จ เฮอร์บิก กับ กีเยร์โม ฮาโร ซึ่งเป็นผู้ให้กำเนิดชื่อวัตถุชนิดนี้ เฮอร์บิกกับฮาโรต่างฝ่ายต่างทำงานแยกกันในการศึกษาการก่อตัวของดาวฤกษ์ เมื่อตอนที่พวกเขาวิเคราะห์วัตถุเฮอร์บิก-ฮาโร และต่อมาจึงตระหนักว่ามันเป็นสิ่งที่เกิดขึ้นจากกระบวนการการก่อตัวของดาวฤกษ์นั่นเอง.

ดู ดาวฤกษ์และวัตถุเฮอร์บิก-ฮาโร

วัตต์

วัตต์ (watt, สัญลักษณ์ W) เป็นหน่วยเอสไอของกำลังตั้งชื่อตาม เจมส์ วัตต์ ตัวอย่างพลังงานในหน่วยวัตต์ เช่น หลอดไฟที่ใช้ตามบ้านใช้ 100 วัตต์ ขณะที่ เขื่อนฮูเวอร์ผลิตสองพันล้านวัตต์ 1 วัตต์ มีค่าเท่ากับ 1 จูล ของ พลังงาน ต่อ วินาที วัตต์ (watt หรือ W)คือ หน่วยวัดกำลังไฟฟ้าที่เป็นตัวบอกพลังงานไฟฟ้าของอุปกรณ์หรือเครื่องใช้ไฟฟ้าแต่ละชนิดที่ใช้ในการทำงาน เช่น หลอดไฟ 100 วัตต์ หมายความว่า หลอดไฟกินไฟ 100 จูลต่อวินาที.

ดู ดาวฤกษ์และวัตต์

วิลเลียม เฮอร์เชล

วิลเลียม เฮอร์เชล วิลเลียม เฮอร์เชล (William Herschel) (พ.ศ. 2281 - 2365) เป็นนักดาราศาสตร์ชาวอังกฤษเชื้อสายเยอรมัน ผู้ค้นพบดาวยูเรนัสโดยบังเอิญใน พ.ศ.

ดู ดาวฤกษ์และวิลเลียม เฮอร์เชล

วิวัฒนาการของดาวฤกษ์

้นเวลาแสดงอายุของดวงอาทิตย์ วิวัฒนาการของดาวฤกษ์ เป็นกระบวนการที่ดาวฤกษ์เปลี่ยนแปลงองค์ประกอบภายในตามลำดับไปในช่วงอายุของมัน ซึ่งจะมีลักษณะแตกต่างกันตามขนาดของมวลของดาวฤกษ์นั้นๆ อายุของดาวฤกษ์มีตั้งแต่ไม่กี่ล้านปี (สำหรับดาวฤกษ์ที่มีมวลมากๆ) ไปจนถึงหลายล้านล้านปี (สำหรับดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อย) ซึ่งอาจจะมากกว่าอายุของเอกภพเสียอีก การศึกษาวิวัฒนาการของดาวฤกษ์มิได้ทำเพียงการเฝ้าสังเกตดาวดวงหนึ่งดวงใด ดาวฤกษ์ส่วนใหญ่มีการเปลี่ยนแปลงอย่างช้ามากจนยากจะตรวจจับได้แม้เวลาจะผ่านไปหลายศตวรรษ นักฟิสิกส์ดาราศาสตร์ทำความเข้าใจกับวิวัฒนาการของดาวฤกษ์โดยการสังเกตการณ์ดาวจำนวนมาก โดยที่แต่ละดวงอยู่ที่ช่วงอายุแตกต่างกัน แล้วทำการจำลองโครงสร้างของดาวออกมาโดยใช้แบบจำลองคอมพิวเตอร์ช่ว.

ดู ดาวฤกษ์และวิวัฒนาการของดาวฤกษ์

วีนัส (เทพปกรณัม)

วีนัสบนหอยทะเล วีนัส (Venus) เป็นเทพเจ้าโรมันซึ่งมีหน้าที่ครอบคลุมความรัก ความงาม เพศ ภาวะเจริญพันธุ์และความรุ่งเรือง ในเทพปกรณัมโรมัน พระนางทรงเป็นมารดาแห่งชาวโรมันผ่านพระโอรส ไอนีอัส (Aeneas) ผู้รอดจากสงครามกรุงทรอยแล้วหนีมายังอิตาลี จูเลียส ซีซาร์อ้างว่าพระนางเป็นบรรพบุรุษของตน วีนัสเป็นหัวใจของเทศกาลศาสนาหลายเทศกาล และได้รับการเคารพบูชาในศาสนาโรมันภายใต้ชื่อลัทธิต่าง ๆ ชาวโรมันรับเรื่องปรัมปราและความเป็นสัญรูปของภาคกรีกของพระนาง แอโฟรไดที สำหรับศิลปะโรมันและวรรณคดีละติน ในประเพณีคลาสสิกยุคหลังของตะวันตก วีนัสเป็นพระเจ้าพระองค์หนึ่งในเทพปกรณัมกรีก-โรมันซึ่งมีการอ้างอิงมากที่สุดเป็นการรวมความรักและเพศสภาพ หมวดหมู่:เทพเจ้าโรมัน หมวดหมู่:วีนัส.

ดู ดาวฤกษ์และวีนัส (เทพปกรณัม)

วงจรซีเอ็นโอ

วงจรซีเอ็นโอ (CNO Cycle) มาจากวงจรปฏิกิริยาคาร์บอน-ไนโตรเจน-ออกซิเจน บางครั้งก็เรียกว่า วงจรเบเทอ-ไวซ์เซกเกอร์ (Bethe-Weizsäcker Cycle) คือปฏิกิริยาฟิวชั่นชนิดหนึ่งในจำนวนสองชนิดซึ่งดาวฤกษ์ใช้ในการแปลงไฮโดรเจนไปเป็นฮีเลียม ปฏิกิริยาอีกชนิดหนึ่งคือห่วงโซ่โปรตอน-โปรตอน สิ่งที่วงจรซีเอ็นโอต่างจากห่วงโซ่โปรตอน-โปรตอนคือมันเป็นวงจรเร่งปฏิกิริยา (Catalytic Cycle) แบบจำลองทางทฤษฎีแสดงให้เห็นว่าวงจรซีเอ็นโอนั้นเป็นแหล่งกำเนิดหลักของพลังงานในดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่า 1.3 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ ส่วนห่วงโซ่โปรตอน-โปรตอนนั้นจะมีความสำคัญในดาวฤกษ์ที่มีมวลประมาณเท่ากับดวงอาทิตย์หรือน้อยกว่า ความแตกต่างนี้มีเหตุจากระดับอุณหภูมิที่แตกต่างกัน คือ ในห่วงโซ่โปรตอน-โปรตอน ปฏิกิริยาจะเริ่มต้นที่อุณหภูมิประมาณ 4 x 106 เคลวิน ซึ่งทำให้มันเป็นแรงหลักในดาวฤกษ์ขนาดเล็ก ห่วงโซ่ซีเอ็นโอเริ่มต้นที่อุณหภูมิประมาณ 13 x 106 เคลวิน แต่พลังงานที่ได้ออกมานั้นเพิ่มขึ้นเร็วกว่าการเพิ่มขึ้นของอุณหภูมิ ที่ประมาณ 17 x 106 เคลวิน วงจรซีเอ็นโอก็จะเริ่มเป็นแหล่งกำเนิดพลังงานหลัก ดวงอาทิตย์มีอุณหภูมิที่แกนกลางประมาณ 15.7 x 106 เคลวิน และมีเพียง 1.7% ของนิวเคลียสฮีเลียมที่เกิดขึ้นในดวงอาทิตย์ที่มีกำเนิดมาจากวงจรซีเอ็นโอ ผู้เสนอกระบวนการซีเอ็นโอมี 2 คนซึ่งต่างก็ทำงานแยกกัน ได้แก่ คาร์ล ฟอน ไวซ์เซกเกอร์ และ ฮานส์ เบเทอ โดยค้นพบในปี..

ดู ดาวฤกษ์และวงจรซีเอ็นโอ

วงโคจร

นีอวกาศนานาชาติ (The International Space Station) กำลังโคจรอยู่เหนือโลก ดาวเทียมโคจรรอบโลกจะมีความเร็วแนวเส้นสัมผัสและความเร่งสู่ภายใน เทหวัตถุสองอย่างที่มีความแตกต่างกันของมวลโคจร แบบ barycenter ที่พบได้บ่อย ๆ ขนาดสัมพัทธ์และประเภทของวงโคจรมีลักษณะที่คล้ายกับระบบดาวพลูโต-แครัน (Pluto–Charon system) ในฟิสิกส์, วงโคจรเป็นเส้นทางโค้งแห่งแรงโน้มถ่วงของวัตถุรอบ ๆ จุดในอวกาศ, ตัวอย่างเช่นวงโคจรของดาวเคราะห์รอบจุดศูนย์กลางของระบบดาว, อย่างเช่นระบบสุริยะ วงโคจรของดาวเคราะห์มักจะเป็นวงรี วงโคจร คือ เส้นทางการเคลื่อนที่ของวัตถุหนึ่งรอบอีกวัตถุหนึ่ง โดยอยู่ภายใต้อิทธิพลแรงสู่ศูนย์กลาง อาทิ ความโน้มถ่วง ตัวอย่างเช่น วงโคจรของดวงจันทร์รอบโลก คำกริยาใช้ว่า "โคจร" เช่น โลกโคจรรอบดวงอาทิตย์ ดาวเทียมไทยคมโคจรรอบโลก คนทั่วไปมักเข้าใจว่าดาวเคราะห์โคจรรอบดวงอาทิตย์เป็นวงกลม แต่ในความเป็นจริง ส่วนใหญ่แล้ววัตถุหนึ่งจะโคจรรอบอีกวัตถุหนึ่งในวงโคจรที่เป็นวงรี ความเข้าใจในปัจจุบันในกลศาสตร์ของการเคลื่อนที่ในวงโคจรอยู่บนพื้นฐานของทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปของ อัลเบิร์ต ไอน์สไตน์ ซึ่งคิดสำหรับแรงโน้มถ่วงอันเนื่องจากความโค้งของอวกาศ-เวลาที่มีวงโคจรตามเส้น จีโอแดสิค (geodesics) เพื่อความสะดวกในการคำนวณ สัมพัทธภาพจะเป็นค่าประมาณโดยทั่วไปของทฤษฎีพื้นฐานแห่งแรงโน้มถ่วงสากลตามกฎการเคลื่อนที่ของดาวเคราะห์ของเคปเลอร.

ดู ดาวฤกษ์และวงโคจร

วงโคโรนา

วงโคโรนา ก่อให้เกิดโครงสร้างพื้นฐานของโคโรนาชั้นล่างกับเขตเปลี่ยนผ่านของดวงอาทิตย์ ภาพวงที่มีโครงสร้างสลับซับซ้อนและสวยงามนี้เป็นผลลัพธ์โดยตรงจากการบิดเบี้ยวของฟลักซ์แม่เหล็กของดวงอาทิตย์ที่เกิดขึ้นภายในตัวดวงอาทิตย์ จำนวนการเกิดวงโคโรนามีส่วนสัมพันธ์โดยตรงกับวัฏจักรสุริยะ ด้วยเหตุนี้จึงมักพบวงโคโรนาพร้อมกับจุดมืดดวงอาทิตย์ที่พื้นด้านล่าง ฟลักซ์แม่เหล็กขาขึ้นพุ่งผลักผ่านโฟโตสเฟียร์ และปล่อยพลาสมาที่เย็นกว่าลงไปเบื้องล่าง ความแตกต่างระหว่างโฟโตสเฟียร์กับส่วนที่อยู่ภายในดวงอาทิตย์นั่นเองที่ทำให้เกิดจุดมืดดวงอาทิต.

ดู ดาวฤกษ์และวงโคโรนา

ศาสนา

ัญลักษณ์ของศาสนาต่าง ๆ ภาพศาสนพิธีในศาสนาต่าง ๆ ทั่วโลก ศาสนา (Religion) หมายถึง ลัทธิความเชื่อของมนุษย์ เกี่ยวกับการกำเนิดและสิ้นสุดของโลก หลักศีลธรรม ตลอดจนลัทธิพิธีที่กระทำตามความเชื่อนั้น ๆ หลายศาสนามีการบรรยาย สัญลักษณ์และประวัติศาสตร์ศักดิ์สิทธิ์ซึ่งเจตนาอธิบายความหมายของชีวิต และ/หรืออธิบายกำเนิดชีวิตหรือเอกภพ จากความเชื่อของศาสนาเกี่ยวกับจักรวาลและธรรมชาติมนุษย์ คนได้รับศีลธรรม จริยศาสตร์ กฎหมายศาสนาหรือวิถีชีวิตลำดับก่อน บางการประมาณว่า มีศาสนาราว 4,200 ศาสนาในโลก นอกจากนี้ ยังมีผู้ไม่นับถือศาสนาใด ๆ ซึ่งเรียกว่า ผู้ที่ไม่มีศาสน.

ดู ดาวฤกษ์และศาสนา

สภาวะสมดุลอุทกสถิต

้าปริมาตรแก๊สส่วนที่ระบายสีไม่มีการเคลื่อนที่ แรงที่กระทำต่อแก๊สทางด้านขึ้นจะต้องเท่ากับแรงที่กระทำทางด้านลง สภาวะสมดุลอุทกสถิต (Hydrostatic equilibrium) เป็นสภาวะที่เกิดขึ้นเมื่อแรงกดจากความโน้มถ่วงมีค่าเท่ากับแรงดันต้านที่เกิดจากความดันในทิศทางตรงกันข้าม ตามกฎของนิวตัน แรงที่กระทำต่อปริมาตรของไหลที่ไม่มีการเคลื่อนที่ หรือมีการเคลื่อนที่ในอัตราคงที่ จะต้องมีผลรวมแรงเท่ากับศูนย์ กล่าวคือ แรงกระทำทางด้านขึ้นต้องเท่ากับแรงกระทำทางด้านลง สมดุลของแรงในลักษณะนี้เรียกว่า "สมดุลอุทกสถิต" (hydrostatic balance).

ดู ดาวฤกษ์และสภาวะสมดุลอุทกสถิต

สมดุลทางอุณหพลศาสตร์

ทั่วไปเมื่อระบบทางอุณหพลศาสตร์สองระบบสัมผัสกันจะมีการแลกเปลี่ยนพลังงานต่อกันและกัน ภาวะสมดุลทางอุณหพลศาสตร์ (Thermodynamical equilibrium) เกิดขึ้นเมื่อทั้งสองระบบไม่มีการถ่ายทอดพลังงานกันอีกแล้ว หรือเราอาจนิยามให้หมายถึงสภาวะที่ระบบอุณหพลศาสตร์อยู่ในสภาวะสมดุลทุก ๆ ด้าน ไม่ว่าจะเป็น สมดุลทางกลศาสตร์ สมดุลทางไฟฟ้า สมดุลทางเคมี หรือสมดุลทางอุณหภูมิ เป็นต้น อนึ่ง ภาวะสมดุลทางอุณหพลศาสตร์นี้ เป็นนิยามสำคัญในกฎข้อที่ 0 ของอุณหพลศาสตร.

ดู ดาวฤกษ์และสมดุลทางอุณหพลศาสตร์

สสารควาร์ก

รควาร์ก (Quark matter หรือ QCD matter; ดูเพิ่มใน QCD) มีความหมายถึงสถานะของสสารในทฤษฎีจำนวนหนึ่งซึ่งมีค่าองศาความเป็นอิสระครอบคลุมไปถึงควาร์กกับกลูออน สถานะของสสารในทางทฤษฎีเหล่านี้สามารถเกิดขึ้นได้ในสภาวะที่มีความหนาแน่นและอุณหภูมิสูงยิ่งยวด คือนับพันล้านเท่าของค่าที่สามารถเกิดขึ้นได้ในสภาวะสมดุลในห้องทดลอง ภายใต้สภาวะยิ่งยวดนั้น โครงสร้างของสสารซึ่งเรารู้จักคุ้นเคยกันที่ประกอบไปด้วยนิวเคลียสอะตอม (ซึ่งประกอบด้วยนิวคลีออน อันเป็นการรวมตัวกันของควาร์ก) กับอิเล็กตรอน จะล่มสลายลง สำหรับสสารควาร์กแล้ว การคำนึงถึงโครงสร้างสสารควรยึดถือตัวควาร์กนั่นเองเป็นค่าองศาความเป็นอิสระพื้นฐาน ในแบบจำลองมาตรฐานของการศึกษาฟิสิกส์อนุภาค แรงที่แข็งแกร่งที่สุดคืออันตรกิริยาอย่างเข้ม ซึ่งสามารถอธิบายได้ตามทฤษฎีควอนตัมโครโมไดนามิกส์ (QCD) ที่สภาวะความหนาแน่นและอุณหภูมิปกติ แรงนี้จะประกอบไปด้วยควาร์กที่รวมตัวกันเป็นอนุภาค (ฮาดรอน) ซึ่งมีขนาดประมาณ 10−15 ม.

ดู ดาวฤกษ์และสสารควาร์ก

สสารเสื่อม

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

ดู ดาวฤกษ์และสสารเสื่อม

สหพันธ์ดาราศาสตร์สากล

หพันธ์ดาราศาสตร์สากล (ไอเอยู) (IAU - International Astronomical Union) เป็นองค์กรที่รวมกลุ่มสมาคมดาราศาสตร์ต่าง ๆ จากทั่วโลกเข้าด้วยกัน และเป็นสมาชิกของสภาวิทยาศาสตร์นานาชาติ (ไอซีเอสยู) มีอำนาจในการตั้งชื่อดาวฤกษ์ ดาวเคราะห์ ดาวเคราะห์น้อย รวมถึงวัตถุท้องฟ้าและปรากฏการณ์อื่น ๆ สหพันธ์ดาราศาสตร์สากลประกอบด้วยคณะทำงานตั้งชื่อระบบดาวเคราะห์ (Working Group for Planetary System Nomenclature - WGPSN) ซึ่งเป็นผู้ดำเนินการในการประชุมตั้งชื่อวัตถุต่าง ๆ และรับผิดชอบระบบโทรเลขดาราศาสตร์ แม้ว่าไม่ได้เป็นผู้ดำเนินการเองโดยตรง สหพันธ์ดาราศาสตร์สากลก่อตั้งขึ้นในปี พ.ศ.

ดู ดาวฤกษ์และสหพันธ์ดาราศาสตร์สากล

สำนักจดทะเบียนดาวฤกษ์ระหว่างประเทศ

ำนักจดทะเบียนดาวฤกษ์ระหว่างประเทศ (ISR) ก่อตั้งขึ้นในปี..

ดู ดาวฤกษ์และสำนักจดทะเบียนดาวฤกษ์ระหว่างประเทศ

สุริยวิถี

ริยวิถี (Ecliptic) คือ ระนาบทางเรขาคณิตที่เป็นระนาบวงโคจรของโลก ดาวเคราะห์ส่วนใหญ่ในระบบสุริยะมีระนาบวงโคจรใกล้เคียงกับระนาบนี้ เมื่อมองจากโลก สุริยวิถีเป็นวงกลมใหญ่บนทรงกลมฟ้าที่แทนเส้นทางการเคลื่อนที่ของดวงอาทิตย์ตลอดทั้งปีท่ามกลางดาวฤกษ์ที่เป็นฉากหลัง ระนาบนี้ทำมุมเอียงกับเส้นศูนย์สูตรฟ้าเป็นมุมประมาณ 23.5° ซึ่งเป็นผลจากความเอียงของแกนหมุนของโลก ระนาบวงโคจรของดวงจันทร์เอียงกับระนาบสุริยวิถีเป็นมุมประมาณ 5° เนื่องจากดวงอาทิตย์ปรากฏเคลื่อนที่ไปตามสุริยวิถีเป็นมุม 360 องศา ในระยะเวลาประมาณ 365.25 วัน หรือ 1 ปี ดวงอาทิตย์จึงเคลื่อนที่ไปด้วยอัตราประมาณ 1° ต่อวัน โดยมีทิศทางจากทิศตะวันตกไปยังทิศตะวันออก ตรงข้ามกับการหมุนของทรงกลมฟ้า สุริยวิถีกับเส้นศูนย์สูตรฟ้าตัดกันที่จุด 2 จุด ซึ่งอยู่ตรงข้ามกัน คือ จุดวสันตวิษุวัตและจุดศารทวิษุวัต เมื่อดวงอาทิตย์เคลื่อนมาถึง 2 ตำแหน่งนี้ กลางวันกับกลางคืนจะยาวนานเท่ากันสำหรับผู้สังเกตบนผิวโลก (อย่างน้อยก็ในทางทฤษฎี เพราะมีปัจจัยอื่นที่ส่งผลต่อความยาวนานของกลางวัน-กลางคืน เช่น บรรยากาศโลก) จุดที่สุริยวิถีอยู่ห่างจากเส้นศูนย์สูตรฟ้ามากที่สุดขึ้นไปทางเหนือ เรียกว่า จุดครีษมายัน และลงไปทางใต้เรียกว่า จุดเหมายัน หากดวงจันทร์ผ่านแนวสุริยวิถีขณะจันทร์เพ็ญหรือจันทร์ดับ จะมีโอกาสเกิดอุปราคาขึ้นได้.

ดู ดาวฤกษ์และสุริยวิถี

สุริยุปราคา

ริยุปราคาเต็มดวง พ.ศ. 2542 สุริยุปราคา หรือ สุริยคราส เป็นปรากฏการณ์ธรรมชาติ เกิดขึ้นเมื่อดวงอาทิตย์ ดวงจันทร์ และโลก โคจรมาเรียงอยู่ในแนวเดียวกันโดยมีดวงจันทร์อยู่ตรงกลาง เกิดขึ้นเฉพาะในวันที่ดวงจันทร์มีดิถีตรงกับจันทร์ดับ เมื่อสังเกตจากพื้นโลกจะเห็นดวงจันทร์เคลื่อนเข้ามาบดบังดวงอาทิตย์ โดยอาจบังมิดหมดทั้งดวงหรือบางส่วนก็ได้ ในแต่ละปีสามารถเกิดสุริยุปราคาบนโลกได้อย่างน้อย 2 ครั้ง สูงสุดไม่เกิน 5 ครั้ง ในจำนวนนี้อาจไม่มีสุริยุปราคาเต็มดวงเลยแม้แต่ครั้งเดียว หรืออย่างมากไม่เกิน 2 ครั้ง โอกาสที่จะได้เห็นสุริยุปราคาเต็มดวงสำหรับสถานที่ใดสถานที่หนึ่งบนพื้นโลกนั้นค่อนข้างยาก เนื่องจากสุริยุปราคาเต็มดวงแต่ละครั้งจะเกิดในบริเวณแคบ ๆ ภายในแถบที่เงามืดของดวงจันทร์พาดผ่านเท่านั้น สุริยุปราคาเต็มดวงเป็นปรากฏการณ์ธรรมชาติที่สวยงาม น่าตื่นเต้น และสร้างความประทับใจแก่คนที่ได้ชม ผู้คนจำนวนมากต่างพากันเดินทางไปยังดินแดนอันห่างไกลเพื่อคอยเฝ้าสังเกตปรากฏการณ์นี้ สุริยุปราคาเต็มดวงเมื่อ..

ดู ดาวฤกษ์และสุริยุปราคา

สปิคูล

ปิคูล (Spicule) ในการศึกษาด้านฟิสิกส์สุริยะ หมายถึง ลำพลังงานในชั้นโครโมสเฟียร์ของดวงอาทิตย์ที่เปลี่ยนแปลงตลอดเวลา มีขนาดเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 500 กิโลเมตร เคลื่อนที่ขึ้นสูงสู่ชั้นโฟโตสเฟียร์ด้วยความเร็วประมาณ 20 กิโลเมตร/วินาที ผู้ค้นพบคือคุณพ่อแองเจโล เซคชี แห่งหอดูดาววาติกัน กรุงโรม เมื่อปี..

ดู ดาวฤกษ์และสปิคูล

สนามแม่เหล็ก

กระแสไฟฟ้าที่ไหลผ่านเส้นลวดทำให้เกิดสนามแม่เหล็ก (M) รอบๆ บริเวณเส้นลวด ทิศทางของสนามแม่เล็กที่เกิดขึ้นนี้เป็นไปตามกฎมือขวา กฎมือขวา Hans Christian Ørsted, ''Der Geist in der Natur'', 1854 สนามแม่เหล็ก นั้นอาจเกิดขึ้นได้จากการเคลื่อนที่ของประจุไฟฟ้า หรือในทางกลศาสตร์ควอนตัมนั้น การสปิน(การหมุนรอบตัวเอง) ของอนุภาคต่างๆ ก็ทำให้เกิดสนามแม่เหล็กเช่นกัน ซึ่งสนามแม่เหล็กที่เกิดจากการ สปิน เป็นที่มาของสนามแม่เหล็กของแม่เหล็กถาวรต่างๆ สนามแม่เหล็กคือปริมาณที่บ่งบอกแรงกระทำบนประจุที่กำลังเคลื่อนที่ สนามแม่เหล็กเป็นสนามเวกเตอร์และทิศของสนามแม่เหล็ก ณ ตำแหน่งใดๆ คือทิศที่เข็มของเข็มทิศวางตัวอย่างสมดุล เรามักจะเขียนแทนสนามแม่เหล็กด้วยสัญลักษณ์ \mathbf\ เดิมทีแล้ว สัญลักษณ์ \mathbf \ นั้นถูกเรียกว่าความหนาแน่นฟลักซ์แม่เหล็กหรือความเหนี่ยวนำแม่เหล็ก ในขณะที่ \mathbf.

ดู ดาวฤกษ์และสนามแม่เหล็ก

สนามแม่เหล็กของดาวฤกษ์

นามแม่เหล็กของดวงอาทิตย์ ทำให้เกิดมวลพลาสมาฉีดพุ่งออกมาจำนวนมหาศาล ภาพจาก ''NOAA'' สนามแม่เหล็กของดาวฤกษ์ (stellar magnetic field) คือสนามแม่เหล็กที่เกิดขึ้นจากการเคลื่อนที่ของพลาสมาที่นำกระแสไฟฟ้าภายในดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักซึ่งเผาไหม้ด้วยออกซิเจน การเคลื่อนที่นี้เกิดขึ้นจากการพาความร้อน อันเป็นรูปแบบการถ่ายเทพลังงานอย่างหนึ่งที่เกี่ยวข้องกับการเคลื่อนที่ทางกายภาพของสสาร สนามแม่เหล็กที่เกิดขึ้นในบริเวณนั้นส่งผลต่อพลาสมา ทำให้ยิ่งเพิ่มความดันขึ้นโดยไม่สมดุลกับความหนาแน่น ทำให้เกิดย่านแม่เหล็กเพิ่มสูงขึ้นเมื่อเทียบกับพลาสมาที่เหลือ จนกระทั่งถึงขอบเขตโฟโตสเฟียร์ของดาวฤกษ์ ซึ่งทำให้เกิดจุดบนดาวฤกษ์บนพื้นผิวดาว และเกิดปรากฏการณ์ coronal loop ตามมาด้ว.

ดู ดาวฤกษ์และสนามแม่เหล็กของดาวฤกษ์

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.

ดู ดาวฤกษ์และสเปกตรัม

สเปกตรัมมองเห็นได้

การกระจายของแสงเมื่อเดินทางผ่านปริซึม สเปกตรัมมองเห็นได้ (visible spectrum) เป็นช่วงหนึ่งของคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าที่สามารถมองเห็นได้ด้วยดวงตาของมนุษย์ การแผ่รังสีคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าในช่วงความยาวคลื่นนี้บางครั้งก็เรียกว่า "แสงที่ตามองเห็น" หรือ "แสง" เฉยๆ ความยาวคลื่นช่วงนี้อยู่ระหว่าง 380-750 นาโนเมตร สเปคตรัมของแสงไม่ได้มีสีทุกสีที่ตาและสมองของมนุษย์สามารถรับรู้ บางสีที่หายไปเช่นชมพู หรือม่วงอมแดง แต่สามารถเกิดขึ้นได้จากการผสมช่วงคลื่นที่มีความยาวคลื่นหลายแ.

ดู ดาวฤกษ์และสเปกตรัมมองเห็นได้

สเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้า

สเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้า (electromagnetic spectrum) คือ แถบรังสีของคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าที่มีความยาวคลื่นต่างๆกัน สเปกตรัมที่มองเห็นได้คือแสง เมื่อแสงขาวผ่านปริซึมจะเกิดการหักเหเป็นแสงสีต่างๆ ซึ่งเรียกสเปกตรัมตั้งแต่ความยาวคลื่นน้อยไปหามากตามลำดับ ดังนี้ ม่วง คราม น้ำเงิน เขียว เหลือง แสด แดง สเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้า.

ดู ดาวฤกษ์และสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้า

สเปกโทรสโกปี

ลื่อนไหวแสดงการกระเจิงของแสง เมื่อแสงเคลื่อนที่ผ่านปริซึม สเปกโทรสโกปี (spectroscopy) แต่เดิมหมายถึงการศึกษาปฏิกิริยาระหว่างการแผ่รังสีกับสสารในรูปของฟังก์ชันความยาวคลื่น (λ) สเปกโทรสโกปีจะอ้างถึงการกระเจิงของแสงที่ตามองเห็นตามขนาดความยาวคลื่นของมัน เช่น การกระเจิงของแสงผ่านปริซึม ต่อมาหลักการนี้ได้ขยายออกไปครอบคลุมการวัดปริมาณใดๆ ที่อยู่ในรูปฟังก์ชันของทั้งความยาวคลื่นและความถี่ ดังนั้นมันจึงเกี่ยวข้องกับการเปลี่ยนแปลงของสนามหรือความถี่ (ν) ด้วย ขอบเขตการศึกษายังขยายไปครอบคลุมเรื่องของพลังงาน (E) ในฐานะตัวแปร ทั้งนี้เนื่องมาจากความสัมพันธ์กันระหว่างพลังงานและความถี่ ตามสมการ E.

ดู ดาวฤกษ์และสเปกโทรสโกปี

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.

ดู ดาวฤกษ์และหลุมดำ

หอดูดาว

หอดูดาว เป็นสถานที่สำหรับใช้สังเกตการณ์ท้องฟ้าและดวงดาว ในการศึกษาด้านดาราศาสตร์ หรือโหราศาสตร์ หอดูดาวทางดาราศาสตร์ในปัจจุบันมักก่อสร้างเป็นอาคารรูปโดมมีช่องเปิด ภายในมีกล้องโทรทรรศน์เพื่อใช้ขยายภาพท้องฟ้า สาเหตุที่ใช้อาคารมีช่องเปิด ก็เพื่อลดแสงรบกวนจากภายนอก ส่วนอาคารรูปโดมนั้นเหมาะกับประเทศที่มีอากาศหนาวเย็น ในฤดูหนาวจะไม่มีหิมะค้างอยู่บนหลังคา อาคารโดมอาจติดตั้งกลไกการหมุนเพื่อติดตามดาว.

ดู ดาวฤกษ์และหอดูดาว

หน่วยดาราศาสตร์

หน่วยดาราศาสตร์ (Astronomical Unit; ย่อในภาษาอังกฤษว่า AU หรือ au หรือ a.u. หรือ ua) คือ หน่วยของระยะทาง มีค่า (โดยประมาณ) เท่ากับระยะห่างเฉลี่ยระหว่างโลกกับดวงอาทิตย์ ค่าที่ยอมรับในปัจจุบัน เท่ากับ 149,597,870,691±30 เมตร (ประมาณ 150 ล้านกิโลเมตร หรือ 93 ล้านไมล์) สัญลักษณ์ "ua" ได้รับการเสนอจากสำนัก Bureau International des Poids et Mesures แห่งฝรั่งเศส แต่ในสหรัฐอเมริกาและประเทศอื่นๆ ที่ใช้ภาษาอังกฤษจะใช้อักษรตัวใหญ่มากกว่า ส่วนสหภาพดาราศาสตร์สากล (International Astronomical Union) เสนอให้ใช้ "au" ส่วนมาตรฐานนานาชาติ ISO 31-1 นั้นใช้ "AU".

ดู ดาวฤกษ์และหน่วยดาราศาสตร์

ห่วงโซ่ปฏิกิริยาโปรตอน-โปรตอน

ห่วงโซ่ปฏิกิริยาโปรตอน-โปรตอน คือหนึ่งในปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชั่นชนิดหนึ่งในจำนวนสองรูปแบบ ซึ่งดาวฤกษ์ใช้ในการแปลงไฮโดรเจนไปเป็นฮีเลียม ปฏิกิริยาอีกชนิดหนึ่งคือวงจรซีเอ็นโอ (วงจรปฏิกิริยาคาร์บอน-ไนโตรเจน-ออกซิเจน) สำหรับห่วงโซ่ปฏิกิริยาโปรตอน-โปรตอนนั้นจะเกิดในดาวฤกษ์ที่มีขนาดประมาณดวงอาทิตย์หรือเล็กกว่า โดยปกติ ฟิวชั่นของโปรตอน-โปรตอน เกิดขึ้นได้ก็ต่อเมื่ออุณหภูมิ (หรือพลังงานจลน์) ของโปรตอนนั้นสูงมากจนสามารถเอาชนะแรงไฟฟ้าสถิตร่วมหรือ แรงผลักเนื่องจากประจุไฟฟ้าบวก (Coulomb repulsion) อาร์เธอร์ สแตนลีย์ เอ็ดดิงตัน เป็นผู้เสนอทฤษฎีนี้เมื่อช่วงคริสต์ทศวรรษ 1920 ว่า ปฏิกิริยาโปรตอน-โปรตอนเป็นหลักการพื้นฐานซึ่งดวงอาทิตย์และดาวฤกษ์อื่นๆ ใช้ในการเผาผลาญตนเอง ในยุคนั้นเชื่อกันว่าอุณหภูมิของดวงอาทิตย์ต่ำเกินไปที่จะฝ่ากำแพงคูลอมบ์ (Coulomb barrier) ได้ แต่หลังจากวิวัฒนาการด้านกลศาสตร์ควอนตัม จึงมีการค้นพบอุโมงค์ควอนตัมของฟังก์ชันคลื่นของโปรตอนซึ่งทำให้สามารถเกิดปฏิกิริยาฟิวชั่นได้ที่อุณหภูมิที่ต่ำกว่าที่เคยคาดการณ์กันไว้ตามหลักของฟิสิกส์ดั้งเดิม อย่างไรก็ดี ยังไม่เป็นที่เข้าใจกันดีนักว่า ปฏิกิริยาโปรตอน-โปรตอน ดำเนินไปอย่างไร เนื่องจากผลผลิตจากปฏิกิริยาที่เห็นชัดที่สุด คือฮีเลียม-2 นั้นเป็นสสารที่ไม่เสถียรและจะแยกตัวออกกลายไปเป็นคู่โปรตอนตามเดิม ในปี..

ดู ดาวฤกษ์และห่วงโซ่ปฏิกิริยาโปรตอน-โปรตอน

ห้องสุญญากาศ

ห้องสุญญากาศ ห้องสุญญากาศ เป็นห้องปิดตายตัวที่อากาศและแก๊สอื่น ๆ ถูกนำออกโดยปั๊มสุญญากาศ ทำให้ภายในมีความดันต่ำ (หรือที่มักเรียกกันว่า สุญญากาศ) ทำให้นักวิจัยสามารถทำการทดลองทางฟิสิกส์หรือทดสอบเครื่องมือกลไกซึ่งต้องใช้งานในอวกาศ เป็นต้น ตัวห้องทำมาจากอะลูมิเนียมทำให้สามารถควบคุมสนามแม่เหล็กภายในจากภายนอกสุญญากาศได้ ในทางกลับกัน ตัวห้องที่ทำมากโลหะจะป้องกันมิให้สนามแม่เหล็กภายนอกเข้าไปภายใน หมวดหมู่:อุปกรณ์ห้องปฏิบัติการ.

ดู ดาวฤกษ์และห้องสุญญากาศ

อริสติลลอส

อริสติลลอส (Ἀρίστυλλος) (เสียชีวิตประมาณ 280 ปีก่อนคริสตกาล) เป็นนักดาราศาสตร์ชาวกรีกผู้สร้างบัญชีรายชื่อดาวฤกษ์ครั้งแรกเมื่อประมาณ 300 ปีก่อนคริสตกาล ด้วยความช่วยเหลือของทิโมคาริส เขาทำงานในหอสมุดอเล็กซานเดรีย แอ่งบนดวงจันทร์อริสติลลุส ตั้งชื่อตามเขา หมวดหมู่:นักดาราศาสตร์ชาวกรีก.

ดู ดาวฤกษ์และอริสติลลอส

อวกาศ

อวกาศ (outer space, หรือ space) คือ ความว่างเปล่าที่มีอยู่ระหว่างวัตถุท้องฟ้า รวมถึงโลก อวกาศมิได้ว่างเปล่าอย่างสิ้นเชิง แต่ประกอบด้วยสุญญากาศแข็งที่ประกอบด้วยอนุภาคความหนาแน่นต่ำ ซึ่งมีพลาสมาของไฮโดรเจนและฮีเลียมเป็นหลัก เช่นเดียวกับรังสีแม่เหล็กไฟฟ้า สนามแม่เหล็กและนิวตริโน ปัจจุบัน การสังเกตได้พิสูจน์แล้วว่าอวกาศยังมีสสารมืดและพลังงานมืดอยู่ด้วย อุณหภูมิเส้นฐานกำหนดโดยรังสีพื้นหลังที่หลงเหลือจากบิกแบงมีค่าเพียง 2.7 เคลวิน ในทางตรงข้าม อุณหภูมิในโคโรนาของดาวฤกษ์อาจสูงถึงหนึ่งล้านเคลวิน พลาสมาที่มีความหนาแน่นต่ำมาก (น้อยกว่าหนึ่งอะตอมไฮโดรเจนต่อลูกบาศก์เมตร) และอุณหภูมิสูง (หลายล้านเคลวิน) ในอวกาศระหว่างดาราจักรเป็นที่มาของสสารแบริออน (baryonic matter) ในอวกาศ ความเข้มข้นเฉพาะถิ่นรวมกันเป็นดาวฤกษ์และดาราจักร อวกาศระหว่างดาราจักรกินปริมาตรส่วนใหญ่ของเอกภพ กระนั้น แม้แต่ดาราจักรและระบบดาวฤกษ์ก็แทบเป็นอวกาศที่ว่างเปล่าสิ้นเชิง หมวดหมู่:สุญญากาศ หมวดหมู่:โครงสร้างขนาดใหญ่ในเอกภพ.

ดู ดาวฤกษ์และอวกาศ

อะลี อิบน์ ริฎวาน

อะลี อิบน์ ริฎวาน (علي بن رضوان; Ali ibn Ridwan; ประมาณ ค.ศ. 988-1061) เป็นแพทย์ โหราจารย์และนักดาราศาสตร์ชาวอียิปต์ เกิดในกีซา Ali ibn Ridwan เขาเป็นผู้วิจารณ์แพทยศาสตร์กรีกโบราณ และโดยเฉพาะอย่างยิ่งต่อกาเลน การออกความเห็นต่อ Ars Parva ของกาเลนได้รับการแปลโดยเกราโด เครโมเนเซ อย่างไรก็ตาม เขาเป็นที่รู้จักมากกว่าในฐานะที่เป็นผู้อธิบายซูเปอร์โนวา ซึ่งรู้จักกันว่า SN 1006 เป็นเหตุการณ์ของเทหวัตถุที่สว่างที่สุดเท่าที่เคยมีบันทึกมาในประวัติศาสตร์ ในปี..

ดู ดาวฤกษ์และอะลี อิบน์ ริฎวาน

อะตอมไฮโดรเจน

วาดแสดงถึงอะตอมไฮโดรเจน มีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณสองเท่าของรัศมีของแบบจำลองของบอร์ (ไม่ใช่สัดส่วนจริง) อะตอมไฮโดรเจน (hydrogen atom) คืออะตอมของไฮโดรเจนซึ่งเป็นธาตุเคมีชนิดหนึ่ง อะตอมที่มีค่าประจุไฟฟ้าเป็นกลางประกอบด้วยโปรตอนที่มีประจุบวกหนึ่งตัว และอิเล็กตรอนที่มีประจุลบหนึ่งตัวโคจรอยู่โดยรอบนิวเคลียสด้วยแรงคูลอมบ์ อะตอมไฮโดรเจนเป็นส่วนประกอบทางเคมีประมาณ 75% ของมวลพื้นฐานทั้งหมดของเอกภพนี้ (มวลเอกภพส่วนใหญ่ไม่ได้อยู่ในรูปแบบธาตุเคมี หรือแบริออน แต่ส่วนใหญ่อยู่ในรูปของสสารมืดและพลังงานมืด).

ดู ดาวฤกษ์และอะตอมไฮโดรเจน

อักษรกรีก

อักษรกรีก เป็นอักษรที่ใช้สำหรับเขียนภาษากรีก โดยมีพัฒนาการมาตั้งแต่ยุคคลาสสิก ประมาณ 357 ปีก่อนพุทธศักราช (ศตวรรษที่ 9 ก่อนคริสต์ศักราช) และยังคงใช้สืบต่อเรื่อยมา นับเป็นอักษรที่เก่าแก่ที่สุดแบบหนึ่งที่ยังคงใช้อยู่ในปัจจุบัน ในสมัยกรีกโบราณนั้น อักษรกรีกยังใช้เขียนแทนจำนวนอีกด้วย ซึ่งในกรณีนี้จะเรียกว่าเลขกรีก ในทำนองเดียวกับเลขโรมัน ทุกวันนี้เราใช้อักษรกรีกเป็นสัญลักษณ์คณิตศาสตร์ เป็นชื่อดาวฤกษ์ เป็นชื่อกลุ่มภราดรและกลุ่มภคินี และใช้เพื่อวัตถุประสงค์อื่น ๆ อีกมาก.

ดู ดาวฤกษ์และอักษรกรีก

อัลอันดะลุส

อัลอันดะลุส (الأندلس; Al-Andalus) เป็นชื่อภาษาอาหรับของบริเวณคาบสมุทรไอบีเรียและเซ็พติเมเนียที่ปกครองโดยอาหรับและชาวมุสลิมในแอฟริกาเหนือ (ที่เรียกโดยทั่วไปว่ามัวร์) ในช่วงเวลาต่าง ๆ กันระหว่าง..

ดู ดาวฤกษ์และอัลอันดะลุส

อันดับของขนาด

อันดับของขนาด (Order of magnitude) เขียนอยู่ในรูปของกำลังสิบ ตัวอย่างเช่น อันดับขนาดของเลข 1500 คือ 3 เพราะว่า 1500 สามารถเขียนอยู่ในรูปของ 1.5 × 103 ความแตกต่างของอันดับขนาดต้องวัดในระบบการวัดลอการิทึม (logarithmic scale) ใน "กลุ่มสิบ" (ตัวอย่างเช่น ตัวประกอบของสิบ) ตัวอย่างของตัวเลขของขนาดต่าง ๆ พบได้ที่หน้าอันดับของขนาด (จำนวน).

ดู ดาวฤกษ์และอันดับของขนาด

อารยธรรม

มือง เป็นสิ่งที่แสดงถึงอารยธรรมมนุษย์ อารยธรรม โดยทั่วไปอาจหมายถึงความเจริญทางวัฒนธรรม แต่สำหรับทางด้านประวัติศาสตร์ อารยธรรม อาจหมายถึงการศึกษาความซับซ้อนของระบบสังคม เพื่อให้เห็นถึงความสัมพันธ์ขององค์ประกอบต่างๆในระบบสังคมนั้นๆ โดยมุ่งเน้นให้เห็นถึงเหตุปัจจัยการเกิดและการล่มสลายของอารยธรรมนั้น รวมถึงอิทธิพลของอารยธรรมนั้นต่ออารยธรรมอื่น.

ดู ดาวฤกษ์และอารยธรรม

อินฟราเรด

มนุษย์ในย่าน mid-infrared เป็นภาพที่เกิดจากรังสีความร้อนที่แผ่ออกมาจากคน รังสีอินฟราเรด (Infrared (IR)) มีชื่อเรียกอีกชื่อว่า รังสีใต้แดง หรือรังสีความร้อน เป็นคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าที่มีความยาวคลื่นอยู่ระหว่างคลื่นวิทยุและแสงมีความถี่ในช่วง 1011 – 1014 เฮิร์ตซ์หรือความยาวคลื่นตั้งแต่ 1-1000 ไมโครเมตร มีความถี่ในช่วงเดียวกับไมโครเวฟ มีความยาวคลื่นอยู่ระหว่างแสงสีแดงกับคลื่นวิทยุสสารทุกชนิดที่มีอุณหภูมิอยู่ระหว่าง -200 องศาเซลเซียสถึง 4,000 องศาเซลเซียส จะปล่อยรังสีอินฟราเรดออกมา คุณสมบัติเฉพาะตัวของรังสีอินฟราเรด เช่น ไม่เบี่ยงเบนในสนามแม่เหล็กไฟฟ้า ที่แตกต่างกันก็คือ คุณสมบัติที่ขึ้นอยู่กับความถี่ คือยิ่งความถี่สูงมากขึ้น พลังงานก็สูงขึ้นด้วย ถูกค้นพบโดยนักวิทยาศาสตร์ชาวอังกฤษ คือ Sir William Herschel ซึ่งได้ค้นพบ รังสีอินฟราเรดสเปกตรัมในปี.. 1800จากการทดลองโดยทดสอบว่าในเลนส์แต่ละสี จะเปลี่ยนค่าแสดงความร้อนของดวงอาทิตย์หรือไม่ จึงประดิษฐ์อุปกรณ์การทดลองเพื่อหาคำตอบใช้ปริซึมแยกแสง แล้วให้แสงต่างๆมาตกที่เทอร์โมมิเตอร์ก็ตั้งเทอร์โมมิเตอร์ตัวหนึ่งนอกเหนือจากแสงสีต่าง ๆ นั้น เพื่อเป็นตัวควบคุมการทดลอง ปรากฏว่า แสงสีต่าง มีอุณหภูมิสูงกว่าแสงสีขาว และอุณหภูมิสูงขึ้นจาก สีม่วง ไปหาสีแดง ปรากฏว่า เทอร์โมมิเตอร์ ตัวที่อยู่นอกเหนือจากแสงสีแดงนั้น กลับวัดได้อุณหภูมิสูงกว่าทุกตัว พบว่า ส่วนของแสงที่มองไม่เห็นแต่ร้อนกว่าสีแดงนี้ มีคุณสมบัติทางกายภาพเช่นเดียวกับคลื่นแสงที่มองเห็นได้ทุกประการ เช่น การหักเห ดูดซับ ส่องผ่านหรือไม่ผ่านตัวกลาง รังสีที่ถูกค้นพบใหม่นี้ตั้งชื่อว่า " รังสีอินฟราเรด " (ขอบเขตที่ต่ำกว่าแถบสีแดงหรือรังสีใต้แดง) ในการใช้ประโยชน์ ใช้ในการควบคุมเครื่องใช้ระบบไกล (remote control) สร้างกล้องอินฟราเรดที่สามารถมองเห็นวัตถุในความมืดได้ เช่น อเมริกาสามารถใช้กล้องอินฟราเรดมองเห็นเวียตกงได้ตั้งแต่สมัยสงครามเวียดนาม และสัตว์หลายชนิดมีนัยน์ตารับรู้รังสีชนิดนี้ได้ ทำให้มองเห็นหรือล่าเหยื่อได้ในเวลากลางคืน เรามองไม่เห็นรังสีอินฟราเรด แต่เราก็รู้สึกถึงความร้อนได้ สัตว์บางชนิด เช่น งู มีประสาทสัมผัสรังสีอินฟราเรด มันสามารถทราบตำแหน่งของเหยื่อได้ โดยการสัมผัสรังสีอินฟราเรดซึ่งแผ่ออกมาจากร่างกายของเหยื่อ รังสีที่มีความยาวคลื่นน้อยกว่าแสงสีม่วงเรียกว่า “รังสีอุลตราไวโอเล็ต” โลกและสิ่งชีวิตแผ่รังสีอินฟราเรดออกมา เช่น คาร์บอนไดออกไซด์ และไอน้ำ ในบรรยากาศดูดซับรังสีนี้ไว้ ทำให้โลกมีความอบอุ่น เหมาะกับการดำรงชีวิต .

ดู ดาวฤกษ์และอินฟราเรด

อินเตอร์เฟอโรเมทรี

อินเตอร์เฟอโรเมทรี (Interferometry) คือศาสตร์ที่กล่าวถึงเทคนิคหลายประการในการใช้คลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าเพื่อถอดความข้อมูลที่อยู่ในรูปคลื่น เครื่องมือที่ใช้ในการตรวจจับคลื่นเรียกว่า อินเตอร์เฟอโรมิเตอร์ (interferometer) อินเตอร์เฟอโรเมทรีเป็นเทคนิคการตรวจสอบที่สำคัญในการศึกษาดาราศาสตร์ในภาคสนาม การศึกษาไฟเบอร์ออพติก มาตรวิทยาทางวิศวกรรม สมุทรศาสตร์ วิทยาแผ่นดินไหว กลศาสตร์ควอนตัม ฟิสิกส์นิวเคลียร์ ฟิสิกส์อนุภาค ฟิสิกส์พลาสมา กาตรวจจับในระยะไกล รวมถึงปฏิกิริยาระหว่างโมเลกุลทางชีววิทยา อินเตอร์เฟอโรเมทรีอาศัยหลักการพื้นฐานของคลื่นที่แตกต่างกันเมื่อนำเข้ามารวมกันในวิธีที่ทำให้เกิดผลรวมซึ่งมีคุณสมบัติที่มีความหมายบางอย่างที่สามารถวิเคราะห์สถานะต้นกำเนิดของคลื่นเหล่านั้นได้ ที่เป็นเช่นนั้นเพราะเมื่อคลื่นสองชนิดที่มีความถี่เดียวกันมารวมกัน รูปแบบผลลัพธ์จะสามารถอธิบายได้โดยเฟสของคลื่นที่แตกต่างกันของคลื่นทั้งสองนั่นเอง คลื่นที่มีเฟสเดียวกัน (in phase) จะเสริมแรงกัน ขณะที่คลื่นที่มีเฟสตรงข้ามกัน (out of phase) จะหักล้างกัน อินเตอร์เฟอโรมิเตอร์ส่วนมากใช้แสงหรือคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าในรูปแบบอื่นๆ ในการศึกษ.

ดู ดาวฤกษ์และอินเตอร์เฟอโรเมทรี

อิเล็กตรอนโวลต์

อิเล็กตรอนโวลต์ (electron volt / electronvolt, สัญลักษณ์: eV) เป็นหน่วยการวัดพลังงาน เท่ากับปริมาณของพลังงานจลน์ ที่เกิดขึ้นจากการที่อิเล็กตรอนอิสระเดินทางผ่านความต่างศักย์จากไฟฟ้าสถิตขนาด 1 โวลต์ในสุญญากาศ พลังงานหนึ่งอิเล็กตรอนโวลต์เป็นพลังงานที่น้อยมาก คือ หน่วยอิเล็กตรอนโวลต์ได้รับการยอมรับ (แต่ไม่แนะนำ) ให้ใช้กับระบบ SI หน่วยนี้ได้ถูกใช้อย่างแพร่หลายในวงการโซลิดสเตต ปรมาณู นิวเคลียร์ และฟิสิกส์อนุภาค และมักใช้ร่วมกับตัวนำหน้าหน่วย m k M หรือ G.

ดู ดาวฤกษ์และอิเล็กตรอนโวลต์

อุณหภูมิยังผล

อุณหภูมิยังผล (Effective Temperature) ของวัตถุเช่นดาวฤกษ์หรือดาวเคราะห์คืออุณภูมิที่หาได้จากพลังงานทั้งหมดของการแผ่คลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าของวัตถุดำ อุณหภูมิยังผลจะใช้บ่อยในการประมาณอุณหภูมิของวัตถุเมื่อไม่ทราบโค้งการแผ่รังสี (emissivity curve) (ที่เป็นฟังก์ชันของความยาวคลื่น).

ดู ดาวฤกษ์และอุณหภูมิยังผล

อียิปต์โบราณ

มมฟิสและสุสานโบราณ อียิปต์โบราณ หรือ ไอยคุปต์ เป็นหนึ่งในอารยธรรมที่เก่าแก่ที่สุดในโลก ตั้งอยู่ทางตอนตะวันออกเฉียงเหนือของทวีปแอฟริกา มีพื้นที่ตั้งแต่ตอนกลางจนถึงปากแม่น้ำไนล์ ปัจจุบันเป็นที่ตั้งของประเทศอียิปต์ อารยธรรมอียิปต์โบราณเริ่มขึ้นประมาณ 3150 ปีก่อนคริตศักราช โดยการรวมอำนาจทางการเมืองของอียิปต์ตอนเหนือและตอนใต้ ภายใต้ฟาโรห์องค์แรกแห่งอียิปต์ และมีการพัฒนาอารยธรรมเรื่อยมากว่า 5,000 ปี ประวัติของอียิปต์โบราณปรากฏขึ้นในช่วงระยะเวลาหนึ่ง หรือที่รู้จักกันว่า "ราชอาณาจักร" มีการแบ่งยุคสมัยของอียิปต์โบราณเป็นราชอาณาจักร ส่วนมากแบ่งตามราชวงศ์ที่ขึ้นมาปกครอง จนกระทั่งราชอาณาจักรสุดท้าย หรือที่รู้จักกันในชื่อว่า "ราชอาณาจักรกลาง" อารยธรรมอียิปต์อยู่ในช่วงที่มีการพัฒนาที่ยมาก และส่วนมากลดลง ซึ่งเป็นเวลาเดียวกันที่อียิปต์ชนพ่ายต่อการทำสงครามจากชาติอื่น ดังเช่นชาวอัสซีเรียและเปอร์เซีย จนกระทั่งเมื่อ 332 ปีก่อนคริสตศักราช ก็เป็นการสิ้นสุดอารยธรรมอียิปต์โบราณลง เมื่อพระเจ้าอเล็กซานเดอร์มหาราชสามารถยึดครองอียิปต์ และจัดอียิปต์เป็นเพียงจังหวัดหนึ่งในจักรวรรดิมาซิโดเนีย อารยธรรมอียิปต์พัฒนาการมาจากสภาพของลุ่มแม่น้ำไนล์ การควบคุมระบบชลประทาน, การควบคุมการผลิตพืชผลทางการเกษตร พร้อมกับพัฒนาอารยธรรมทางสังคม และวัฒนธรรม พื้นที่ของอียิปต์นั้นล้อมรอบด้วยทะเลทรายเสมือนปราการป้องกันการรุกรานจากศัตรูภายนอก นอกจากนี้ยังมีการทำเหมืองแร่ และอียิปต์ยังเป็นชนชาติแรกๆที่มีการพัฒนาการด้วยการเขียน ประดิษฐ์ตัวอักษรขึ้นใช้,การบริหารอียิปต์เน้นไปทางสิ่งปลูกสร้าง และการเกษตรกรรม พร้อมกันนั้นก็มีการพัฒนาการทางทหารของอียิปต์ที่เสริมสร้างความแข็งแกร่งแก่ราชอาณาจักร โดยประชาชนจะให้ความเคารพกษัตริย์หรือฟาโรห์เสมือนหนึ่งเทพเจ้า ฟาโรห์มีอำนาจและโหดร้ายมาก ทำให้การบริหารราชการบ้านเมืองและการควบคุมอำนาจนั้นทำได้อย่างมีประสิทธิภาพ ชาวอียิปต์โบราณไม่ได้เป็นเพียงแต่นักเกษตรกรรม และนักสร้างสรรค์อารยธรรมเท่านั้น แต่ยังเป็นนักคิด, นักปรัชญา ได้มาซึ่งความรู้ในศาสตร์ต่างๆมากมายตลอดการพัฒนาอารยธรรมกว่า 4,000 ปี ทั้งในด้านคณิตศาสตร์, เทคนิคการสร้างพีระมิด, วัด, โอเบลิสก์, ตัวอักษร และเทคนิคโลยีด้านกระจก นอกจากนี้ยังมีการพัฒนาประสิทธิภาพทางด้านการแพทย์, ระบบชลประทานและการเกษตรกรรม อียิปต์ทิ้งมรดกสุดท้ายแก่อนุชนรุ่นหลังไว้คือศิลปะ และสถาปัตยกรรม ซึ่งถูกคัดลอกนำไปใช้ทั่วโลก อนุสรณ์สถานที่ต่างๆในอียิปต์ต่างดึงดูดนักท่องเที่ยว นักประพันธ์กว่าหลายศตวรรษที่ผ่านมา ปัจจุบันมีการค้นพบวัตถุใหม่ๆในอียิปต์มากมายซึ่งกำลังตรวจสอบถึงประวัติความเป็นมา เพื่อเป็นหลักฐานให้แก่อารยธรรมอียิปต์ และเป็นหลักฐานแก่อารยธรรมของโลกต่อไป.

ดู ดาวฤกษ์และอียิปต์โบราณ

องค์การอวกาศยุโรป

องค์การอวกาศยุโรป หรือ อีเอสเอ (European Space Agency, ESA; Agence spatiale européenne, ASE) ก่อตั้งขึ้นเมื่อปี ค.ศ. 1975 โดยเป็นองค์กรความร่วมมือระหว่างประเทศในยุโรป มีเป้าหมายเพื่อการสำรวจอวกาศ ปัจจุบันมีสมาชิก 20 ประเทศ สำนักงานใหญ่ตั้งอยู่ที่กรุงปารีส ประเทศฝรั่งเศส มีจำนวนพนักงานเกือบ 2,000 คน และมีงบประมาณประจำปีราว 2.9 พันล้านยูโรในปี..

ดู ดาวฤกษ์และองค์การอวกาศยุโรป

องค์ประกอบของวงโคจร

แสดงองค์ประกอบของวงโคจร องค์ประกอบของวงโคจร (Orbital elements) เป็นค่าคงที่ของวงโคจรของวัตถุหนึ่ง องค์ประกอบของวงโคจรของเคปเลอร์มีทั้งหมด 6 ชนิด ได้แก.

ดู ดาวฤกษ์และองค์ประกอบของวงโคจร

อนุภาคบีตา

อานุภาพการทะลุทะลวงของรังสีสามชนิดเปรียบเทียบกัน รังสีแอลฟาประกอบด้วยกลุ่มนิวเคลียสของฮีเลียมและไม่สามารถทะลุทะลวงแผ่นกระดาษได้ รังสีบีตาประกอบด้วยกลุ่มของอิเล็กตรอนหรือโพซิตรอนจะไม่สามารถทะลุทะลวงแผ่นอะลูมิเนียมได้ รังสีแกมมาจะถูกดูดซับด้วยตะกั่ว อนุภาคบีตา (Beta particle) เป็นกลุ่มของอิเล็กตรอนหรือโพซิตรอนความเร็วสูงและพลังงานสูงที่ปล่อยออกมาจากบางชนิดของนิวเคลียสที่มีกัมมันตรังสี เช่นโปแตสเซียม-40 อนุภาคบีตาที่ปล่อยออกมาในรูปของการแผ่รังสีแบบไอโอไนซิ่ง (ionizing radiation) จะเป็นรังสี เรียกว่ารังสีบีตา อนุภาคบีตาเกิดจากการสลายให้กัมมันตรังสีที่เรียกว่าการสลายให้อนุภาคบีตา อนุภาคบีตาถูกกำหนดโดยอีกษรกรีกว่า β มีสองรูปแบบของการสลายบีตา ได่แก่ β− and β+ ซึ่งก่อให้เกิดอิเล็กตรอนและโพซิตรอนตามลำดั.

ดู ดาวฤกษ์และอนุภาคบีตา

อนุภาคแอลฟา

อนุภาคแอลฟา (เขียนแทนด้วยอักษรกรีก แอลฟา α) คืออนุภาคที่ประกอบด้วยโปรตอน 2 ตัวและนิวตรอน 2 ตัว เหมือนกับนิวเคลียสของอะตอมของธาตุฮีเลียม (He) จึงสามารถเขียนสัญลักษณ์ได้อีกอย่างหนึ่งเป็น He^\,\! หรือ ^4_2He^ อนุภาคแอลฟาหนึ่งอนุภาคมีมวล 6.644656×10−27 กิโลกรัม หรือเทียบเท่ากับพลังงาน 3.72738 จิกะอิเล็กตรอนโวลต์ (GeV) มีประจุเป็น +2e โดยที่ e คือความจุไฟฟ้าของอิเล็กตรอนซึ่งมีค่าเท่ากับ 1.602176462×10−19 คูลอมบ์ อนุภาคแอลฟามักเกิดจากการสลายของอะตอมของธาตุกัมมันตรังสี เช่นยูเรเนียม (U) หรือเรเดียม (Ra) ด้วยกระบวนการที่รู้จักกันในชื่อการสลายให้อนุภาคแอลฟา (alpha decay) เมื่ออนุภาคแอลฟาถูกปลดปล่อยออกจากนิวเคลียส มวลอะตอมของธาตุกัมมันตรังสีจะลดลงประมาณ 4.0015 u เนื่องจากการสูญเสียทั้งโปรตอนและนิวตรอน และเลขอะตอมจะลดลง 2 ทำให้อะตอมกลายเป็นธาตุใหม่ ดังตัวอย่างการสลายให้อนุภาคแอลฟาของยูเรเนียม จะได้ธาตุใหม่เป็นทอเรียม (Th) ^_U \rightarrow ^_Th + ^4_2He^.

ดู ดาวฤกษ์และอนุภาคแอลฟา

ฮิปปาร์คอส

ปปาร์คอส ฮิปปาร์คอส (Hipparchus, Hipparch; Ἵππαρχος, Hipparkhos; 190-120 ปีก่อนคริสตกาล) เป็นนักดาราศาสตร์ นักภูมิศาสตร์ และนักคณิตศาสตร์ชาวกรีกในยุค Hellenistic ฮิปปาร์คอสเกิดที่ Nicaea (ปัจจุบันคือเมือง Iznik ประเทศตุรกี) และน่าจะเสียชีวิตที่บนเกาะ Rhodes เขาเป็นที่รู้จักจากผลงานด้านดาราศาสตร์ในช่วงระหว่างปีที่ 147 ถึง 127 ก่อนคริสตกาล ได้รับยกย่องว่าเป็นนักสังเกตการณ์ทางดาราศาสตร์ผู้ยิ่งใหญ่ที่สุดในยุคโบราณ บ้างก็ว่าเป็นนักดาราศาสตร์ที่ยิ่งใหญ่ที่สุดในช่วงยุคนั้น เขาเป็นคนแรกที่สร้างแบบจำลองการเคลื่อนที่ของดวงอาทิตย์และดวงจันทร์อันสามารถระบุตัวเลขได้แม่นยำ จากแบบจำลองนี้จึงเป็นที่มาของการสังเกตและการใช้เทคนิคทางคณิตศาสตร์ช่วยในการสังเกตของชาวคัลเดีย (Chaldea) แห่งบาบิโลนตลอดเวลานับศตวรรษ ฮิปปาร์คอสได้พัฒนาวิชาตรีโกณมิติ สร้างตารางตรีโกณ และแก้ปัญหาตรีโกณมิติของทรงกลมได้หลายประการ จากทฤษฎีเกี่ยวกับดวงอาทิตย์ ดวงจันทร์ และตรีโกณมิติของเขา อาจจะนับได้ว่าเขาเป็นคนแรกที่ได้พัฒนากระบวนวิธีอันน่าเชื่อถือที่ใช้ในการทำนายสุริยคราส ผลงานอื่นๆ ที่น่าสนใจของเขายังรวมถึงการค้นพบทฤษฎีการหมุนควง การรวบรวมรายการดวงดาวฉบับแรกในโลกตะวันตก และอาจรวมถึงการคิดค้นเครื่องมือวัดทางดาราศาสตร์เก่าแก่ Astrolabe นับเป็นเวลายาวนานกว่า 3 ศตวรรษกว่าที่ผลงานการรวบรวมทางด้านดาราศาสตร์ของเคลาดิอุส ทอเลมีอุสจะก้าวหน้าขึ้นล้ำกว่างานของฮิปปาร์คอส แต่ก็ยังมีรายละเอียดหลายประการที่อ้างอิงกับงานของฮิปปาร์คอสอยู่มาก ดาวเทียมฮิปปาร์คอสที่ถูกส่งโดยองค์การอวกาศยุโรปถูกตั้งชื่อตาม.

ดู ดาวฤกษ์และฮิปปาร์คอส

ฮีเลียม

ีเลียม (Helium) เป็นธาตุเคมีที่มีสัญลักษณ์ว่า He และมีเลขอะตอมเท่ากับ 2 ฮีเลียมเป็นแก๊สไม่มีสี ไม่มีกลิ่น ไม่มีรส ไม่เป็นพิษ เฉื่อย มีอะตอมเดี่ยวซึ่งถูกจัดให้อยู่ในหมู่แก๊สมีตระกูลบนตารางธาตุ จุดเดือดและจุดหลอมเหลวของฮีเลียม มีค่าต่ำสุดกว่าบรรดาธาตุทั้งหมดในตารางธาตุ และมันจะปรากฏในอยู่รูปของแก๊สเท่านั้น ยกเว้นในสภาวะที่เย็นยิ่งยว.

ดู ดาวฤกษ์และฮีเลียม

ผู้รู้รอบด้าน

ลโอนาร์โด ดา วินชี ถือกันว่าเป็น “คนเรอเนสซองซ์” และเป็น “ผู้รู้รอบด้าน” คนสำคัญที่เป็นที่รู้จักกันดีที่สุดคนหนึ่ง ผู้รู้รอบด้าน (πολυμαθήςThe term was first recorded in written English in the early seventeenth century, polymath) คือผู้ที่เป็นผู้เชี่ยวชาญในสาขาวิชาต่างๆ ในการใช้ที่ไม่เป็นทางการเท่าใดนัก ผู้รู้รอบด้านอาจจะหมายถึงผู้ที่มีความรู้ความเชี่ยวชาญสูง นักวิทยาศาสตร์สมัยโบราณมักจะเป็น “ผู้รู้รอบด้าน” โดยมาตรฐานที่ใช้กันในปัจจุบัน คำว่า “คนเรอเนสซองซ์” (Renaissance man) หรือ “คนของโลก” (homo universalis) ซึ่งเป็นคำที่มีความนิยมน้อยกว่าที่มาจากภาษาละตินเป็นคำที่เกี่ยวข้องกับคำว่า “ผู้รู้รอบด้าน” ที่ใช้ในการบรรยายถึงผู้มีการศึกษาดีและมีความเชี่ยวชาญในวิชาการต่างๆ หลายวิชา ลักษณะนี้มักจะปรากฏในโลกของอาหรับ ต่อมาในยุโรปความคิดนี้ก็มานิยมกันในยุคฟื้นฟูศิลปวิทยาอิตาลีจากความคิดที่เขียนโดยผู้แทนผู้มีความสามารถของยุคนั้นชื่อลีออน บาตติสตา อัลเบอร์ติ (ค.ศ.

ดู ดาวฤกษ์และผู้รู้รอบด้าน

จอห์น เฟลมสตีด

อห์น เฟลมสตีด (John Flamsteed; 19 สิงหาคม ค.ศ. - 31 ธันวาคม ค.ศ. 1719) สมาชิกราชสมาคมแห่งลอนดอน เป็นนักดาราศาสตร์ชาวอังกฤษ และเป็นนักดาราศาสตร์ประจำราชสำนักคนแรก สร้างผลงานรวบรวมรายชื่อดวงดาวมากกว่า 3,000 ดวง เฟลมสตีดสามารถคำนวณสุริยุปร..

ดู ดาวฤกษ์และจอห์น เฟลมสตีด

จอห์น เฮอร์เชล

อห์น เฮอร์เชล จอห์น เฮอร์เชล (John Herschel) (7 มีนาคม ค.ศ. 1792-11 พฤษภาคม ค.ศ. 1871) นักคณิตศาสตร์ และดาราศาสตร์ชาวอังกฤษ เป็นผู้คิดค้นกระบวนการไซยาโนไทป์ (Cyanotype) ที่เป็นต้นแบบของกระบวนพิมพ์เขียว (Blue Print) ที่พัฒนาต่อกันมาใช้ในการทำสำเนาแบบพิมพ์เขียว หรือกระดาษคาร์บอนพิมพ์ดีด ที่ใช้กันในปัจจุบันนี้ เนื่องจากว่าสมัยนั้นการบันทึกข้อมูลต้องเขียนด้วยลายมือ และหากต้องการสำเนาก็ต้องคัดลอกซ้ำให้เหมือนเดิม ทำให้ต้องใช้เวลามากขึ้นไป เฮอร์เชล จึงพยายามคิดวิธีการทำสำเนาขึ้นนั่นเอง ในทางการถ่ายภาพ เป็นผู้แนะนำให้ทัลบอท ผู้คิดค้นกระบวนการถ่ายภาพทัลบอทไทป์ (หรือเรียกในอีกชื่อหนึ่งว่า กระบวเนกาทิฟโพสิทิฟ) ให้ใช้ "ไฮโป" ในการคงสภาพให้ภาพติดถาวร ในยุคแรกของการคงสภาพนั้นใช้น้ำเกลือเข้มข้นในการคงสภาพ นอกจากนั้นยังเป็นผู้บัญญัติศัพท์ที่ใช้ในทางการถ่ายภาพ คือคำว่า "photograph" "negative" และ "positive" จอห์น เฮอร์เชล เป็นลูกชายของวิลเลียม เฮอร์เชล นักดาราศาสตร์ ซึ่งค้นพบดาวยูเรนั.

ดู ดาวฤกษ์และจอห์น เฮอร์เชล

จันทรุปราคา

ันทรุปราคาเต็มดวง 15 เมษายน 2557 จันทรุปราคา (ชื่ออื่น เช่น จันทรคาธ, จันทรคราส, ราหูอมจันทร์ หรือ กบกินเดือน; lunar eclipse) เป็นปรากฏการณ์ที่ดวงจันทร์ผ่านหลังโลก ซึ่งเกิดขึ้นได้เฉพาะเมื่อดวงอาทิตย์ โลกและดวงจันทร์เรียงตรงกันพอดีหรือใกล้เคียงมาก โดยมีโลกอยู่กลาง ชนิดและระยะของอุปราคาขึ้นอยู่กับตำแหน่งของดวงจันทร์เทียบกับปมวงโคจร (orbital node) จันทรุปราคาสามารถดูได้จากทุกที่ในฝั่งกลางคืนของโลก ซึ่งต่างกับสุริยุปราคาซึ่งมองเห็นได้จากพื้นที่ค่อนข้างเล็กของโลก จันทรุปราคากินเวลาเป็นชั่วโมง ขณะที่สุริยุปราคาเต็มดวงกินเวลาเพียงไม่กี่นาทีในที่หนึ่ง ๆ เนื่องจากเงาของดวงจันทร์มีขนาดเล็กกว่า นอกจากนี้ จันทรุปราคายังสามารถดูได้โดยไม่ต้องมีสิ่งป้องกันดวงตาหรือการป้องกันเป็นพิเศษ เพราะมืดกว่าจันทร์เพ็ญ.

ดู ดาวฤกษ์และจันทรุปราคา

จานดาราจักร

จานดาราจักร เป็นส่วนประกอบของดาราจักรจาน อย่างเช่น ดาราจักรชนิดก้นหอยหรือดาราจักรรูปเลนส์ ประกอบด้วยแก๊ส ฝุ่นและดาวฤกษ์เป็นส่วนใหญ่ ส่วนประกอบที่เป็นแก๊สและฝุ่นของจานดาราจักร เรียกว่า แผ่นก๊าซ ส่วนประกอบที่เป็นดาวฤกษ์ของจานดาราจักรเรียกว่า แผ่นดาราจักร จานดาราจักรเป็นระนาบที่พบกังหัน คานและจานของดาราจักรจาน จานดาราจักรมักจะมีแก๊สและฝุ่น ตลอดจนดาวฤกษ์อายุน้อยมากกว่าดุมดาราจักรหรือกลดดาราจักร หมวดหมู่:ดาราจักร.

ดู ดาวฤกษ์และจานดาราจักร

จานดาวเคราะห์ก่อนเกิด

นดาวเคราะห์ก่อนเกิด ในเนบิวลานายพราน จานดาวเคราะห์ก่อนเกิด (Protoplanetary disk) คือแผ่นจานสสารระหว่างดาวอัดแน่นไปด้วยแก๊สที่หมุนวนไปรอบๆ ดาวฤกษ์ที่กำลังก่อตัวขึ้นใหม่ ซึ่งเรียกว่า ดาวฤกษ์ชนิด T Tauri หรือดาวเฮอร์บิก (Herbig) จานดาวเคราะห์ก่อนเกิดอาจเป็นจานพอกพูนมวลชนิดหนึ่ง เพราะสสารแก๊สอาจจะตกจากขอบจานด้านในเข้าไปบนพื้นผิวของดาวฤกษ์ได้ แต่กระบวนการทั้งสองนี้แตกต่างกันและไม่ควรนำมาใช้สับสนปนเปกัน จานดาวเคราะห์ก่อนเกิดที่อยู่รอบดาวฤกษ์ T Tauri แตกต่างจากแผ่นจานที่อยู่รอบวัตถุโบราณชนิดอื่นในระบบดาวคู่ เนื่องจากความแตกต่างด้านขนาดและอุณหภูมิ จานดาวเคราะห์ก่อนเกิดมีรัศมีราว 1000 หน่วยดาราศาสตร์ และค่อนข้างเย็น มีเพียงเฉพาะส่วนในของแผ่นจานเท่านั้นจะมีอุณหภูมิสูงถึง 1000 เคลวิน โดยทั่วไป ดาวฤกษ์ก่อนเกิดจะก่อตัวในเมฆโมเลกุลซึ่งมีโมเลกุลไฮโดรเจนดั้งเดิมอยู่เป็นจำนวนมาก เมื่อบางส่วนของเมฆโมเลกุลดำเนินไปถึงจุดวิกฤตของขนาด มวล หรือความหนาแน่น มันจะแตกสลายลงด้วยแรงโน้มถ่วงภายในของมันเอง เมฆที่แตกสลายลงนี้เรียกว่า เนบิวลาสุริยะ ซึ่งเป็นกลุ่มเมฆที่มีความหนาแน่นมากยิ่งขึ้น แก๊สที่เคยเคลื่อนที่แบบสะเปะสะปะจะเริ่มเคลื่อนไปตามทิศทางของโมเมนตัมเชิงมุมของเนบิวลานั้น การพยายามรักษาโมเมนตัมเชิงมุมไว้ทำให้มีการหมุนวนเพิ่มมากขึ้น และเนบิวลามีขนาดเล็กลง แต่อัดแน่นมากขึ้น กลายเป็นกลุ่มเมฆที่แบนลงคล้ายกับแผ่นพิซซา แล้วจึงกลายเป็นแผ่นจาน การแตกสลายครั้งแรกกินเวลาราว 100,000 ปี หลังจากนั้นอุณหภูมิพื้นผิวของดาวฤกษ์จึงเพิ่มขึ้นจนถึงระดับของดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลัก เรียกดาวฤกษ์ในระดับนี้ว่า ดาวฤกษ์ T Tauri แก๊สจะพอกพูนไปบนดาวฤกษ์มากขึ้นเรื่อยๆ ไปตลอด 10 ล้านปีถัดไป ก่อนที่แผ่นจานจะสลายตัวหายไปหมด ซึ่งอาจเป็นผลจากแรงดันของลมสุริยะขับไล่มันไป แผ่นจานดาวเคราะห์ก่อนเกิดที่เก่าแก่ที่สุดเท่าที่ค้นพบมีอายุ 25 ล้านปี.

ดู ดาวฤกษ์และจานดาวเคราะห์ก่อนเกิด

จุดมืดดวงอาทิตย์

มืดดวงอาทิตย์เมื่อวันที่ 22 กรกฎาคม พ.ศ. 2547 แผนภาพจำนวนของจุดมืดในรอบ 400 ปี จุดมืดดวงอาทิตย์ หรือ จุดดับบนดวงอาทิตย์ (Sunspot) คือ พื้นที่ส่วนหนึ่งบนชั้นโฟโตสเฟียร์ของดวงอาทิตย์ซึ่งมีอุณหภูมิต่ำกว่าบริเวณโดยรอบ และมีสนามแม่เหล็กที่มีปั่นป่วนสูงมาก ซึ่งได้ทำให้เกิดการขัดขวางกระบวนการพาความร้อนบนพื้นผิวดวงอาทิตย์ เกิดเป็นพื้นที่ที่มีความเข้มของแสงต่ำกว่าบริเวณโดยรอบ อย่างไรก็ตาม มันยังคงมีอุณหภูมิสูงถึง 3700-4000 เคลวิน เทียบกับบริเวณปกติโดยรอบที่มีอุณหภูมิประมาณ 5800 เคลวิน ถ้าเรานำจุดมืดออกมาจากดวงอาทิตย์มันจะสามารถเปล่งแสงสว่างได้มากกว่าแสงจากการเชื่อมเหล็ก เสียอีก จุดมืดยังเป็นสาเหตุของการเกิดปรากฏการณ์บนดวงอาทิตย์อีกมาก เช่น บ่วงโคโรนา (Coronal loop) และ การเชื่อมกันของสนามแม่เหล็ก (Magnetic reconnection) นอกจากนี้การระเบิดใหญ่บนดวงอาทิตย์ (Solar flare) และ การพ่นมวลโคโรนา (Coronal Mass Ejection) ก็ยังเกิดขึ้นในบริเวณสนามแม่เหล็กรอบๆ จุดมืดอีกด้ว.

ดู ดาวฤกษ์และจุดมืดดวงอาทิตย์

จูปิเตอร์ (เทพปกรณัม)

“เทพจูปิเตอร์และนิมฟ์ธีทิส” โดย ฌอง โอกุสต์ โดมินิค อิงเกรส์, ค.ศ. 1811 จูปิเตอร์ หรือโจฟ ทรงเป็นราชาแห่งพระเจ้าและเทพเจ้าแห่งท้องฟ้าและฟ้าผ่าในเรื่องปรัมปรา จูปิเตอร์ทรงเป็นพระเจ้าหลักของศาสนารัฐโรมันตลอดสมัยสาธารณรัฐและจักรวรรดิ จนศาสนาคริสต์กลายเป็นศาสนาครอบงำในจักรวรรดิ ในเทพปกรณัมโรมัน พระองค์ทรงเจรจากับนูมา ปอมปีลีอัส พระมหากษัตริย์โรมพระองค์ที่สอง เพื่อสถาปนาหลักการของศาสนาโรมันอย่างการบูชายัญ ปกติคาดว่าจูปิเตอร์กำเนิดขึ้นเป็นเทพเจ้าท้องฟ้า สิ่งที่บอก คือ ฟ้าผ่า และสัตว์ศักดิ์สิทธิ์หลักของพระองค์ คือ นกอินทรี ซึ่งถือว่าดีกว่านกอื่นในการยึดลาง (augury) และกลายเป็นสัญลักษณ์ที่ใช้บ่อยที่สุดอันหนึ่งของกองทัพโรมัน สองสัญลักษณ์นี้มักรวมกันเพื่อแสดงจูปิเตอร์ในรูปอินทรีกำฟ้าผ่าในกรงเล็บ ซึ่งเห็นได้บ่อยในเหรียญกรีกและโรมัน ในฐานะเทพเจ้าท้องฟ้า พระองค์ทรงเป็นพยานศักดิ์สิทธิ์ของคำสาบาน ความไว้วางใจศักดิ์สิทธิ์ซึ่งความยุติธรรมและธรรมาภิบาลยึดถือ หลายหน้าที่ของพระองค์ได้รับความสนใจบนเนินแคพิทะไลน์ ("เนินรัฐสภา") อันเป็นที่ตั้งของป้อม พระองค์ทรงเป็นพระเจ้าหลักในสามแคพิทะไลน์ (Capitoline Triad) ช่วงต้นร่วมกับมาร์สและควิไรนัส ในสามแคพิทะไลน์ช่วงหลัง พระองค์ทรงเป็นผู้พิทักษ์กลางของรัฐร่วมกับจูโนและมิเนอร์วา ไม้ต้นศักดิ์สิทธิ์ของพระองค์ คือ โอ๊ก ชาวโรมันถือว่าจูปิเตอร์เทียบเท่าซูสของกรีก และในวรรณคดีละตินและศิลปะโรมัน รับเรื่องปรัมปราและสัญรูปของซูสมาภายใต้พระนาม Iuppiter ในประเพณีที่ได้รับอิทธิพลจากกรีก จูปิเตอร์ทรงเป็นพระอนุชาของเนปจูนและพลูโต ซึ่งทรงเป็นประธานเหนือหนึ่งในสามอาณาเขตแห่งเอกภพ อันได้แก่ ท้องฟ้า มหาสมุทรและโลกบาดาล มักถือว่า ทิเนียเป็นภาคอิทรัสคัน.

ดู ดาวฤกษ์และจูปิเตอร์ (เทพปกรณัม)

ธาตุ

ในทางเคมี ธาตุ คือ สารบริสุทธิ์ซึ่งประกอบด้วยอนุภาคมูลฐานเลขอะตอม อันเป็นจำนวนของโปรตอนในนิวเคลียสของธาตุนั้น ตัวอย่างธาตุที่คุ้นเคยกัน เช่น คาร์บอน ออกซิเจน อะลูมิเนียม เหล็ก ทองแดง ทองคำ ปรอทและตะกั่ว จนถึงเดือนพฤษภาคม..

ดู ดาวฤกษ์และธาตุ

ธาตุหายาก

แร่หายาก ขนาดเมื่อเทียบกับเหรียญเพนนีของสหรัฐอเมริกา accessdate.

ดู ดาวฤกษ์และธาตุหายาก

ทรงกลมฟ้า

ในทางดาราศาสตร์และการเดินเรือ ทรงกลมฟ้า (Celestial sphere) คือ ทรงกลมจินตภาพขนาดมหึมา หมุนรอบตัวเองโดยมีแกนหมุนและศูนย์กลางร่วมกันกับโลก คนยุคโบราณเชื่อกันว่าดาวฤกษ์ทุกดวงในท้องฟ้าอยู่ห่างจากโลกด้วยระยะทางเท่าๆ กัน และเป็นแบบจำลองที่ถูกต้องของเอกภพ แต่ในความเป็นจริง วัตถุท้องฟ้าต่างๆ อยู่ห่างจากโลกมากจนไม่สามารถคะเนระยะห่างที่แท้จริงได้ด้วยตาเปล่า บอกได้เพียงทิศทางที่ปรากฏเท่านั้น อย่างไรก็ตาม แบบจำลองทรงกลมฟ้าเป็นเครื่องมือที่เหมาะสมและเป็นประโยชน์สำหรับวิชาวัดตำแหน่งดาว เราสามารถระบุตำแหน่งและทิศทางการปรากฏของวัตถุท้องฟ้าต่างๆ ได้ด้วยระบบพิกัดฟ้า ทรงกลมฟ้าสามารถแบ่งออกเป็นซีกฟ้าเหนือและซีกฟ้าใต้โดยมีเส้นศูนย์สูตรคั่นกลาง ขณะที่โลกหมุนรอบแกนหมุน วัตถุในทรงกลมฟ้าจะปรากฏเคลื่อนที่หมุนไปรอบขั้วฟ้าด้วยคาบ 24 ชั่วโมง เรียกว่าการเคลื่อนที่ประจำวัน ขณะที่โลกหมุนจากทิศตะวันตกไปยังทิศตะวันออก ทรงกลมฟ้าจะหมุนจากทิศตะวันออกไปยังทิศตะวันตก เช่น ดวงอาทิตย์ ดวงจันทร์ และดวงดาวต่างก็ขึ้นทางทิศตะวันออกและตกทางทิศตะวันตก หมวดหมู่:ดาราศาสตร์ หมวดหมู่:ระบบพิกัดทรงกลมฟ้า.

ดู ดาวฤกษ์และทรงกลมฟ้า

ทฤษฎีไดนาโม

ทฤษฎีไดนาโม (Dynamo theory) เสนอกลไกซึ่งวัตถุท้องฟ้าเช่นโลก หรือดาวฤกษ์ ใช้ในการสร้างสนามแม่เหล็ก ทฤษฎีนี้อธิบายถึงกระบวนการที่เกิดจากการหมุนรอบตัวเอง การพา และการเหนี่ยวนำทางไฟฟ้าของของไหล ว่าสามารถดำรงสนามแม่เหล็กเอาไว้ในตลอดช่วงเวลาทางดาราศาสตร.

ดู ดาวฤกษ์และทฤษฎีไดนาโม

ทวีปยุโรป

ทวีปยุโรป (อ่านว่า "ยุ-โหฺรบ") มีฐานะเป็นทวีปทั้งในแง่ประวัติศาสตร์และวัฒนธรรม ในทางภูมิศาสตร์ ยุโรปเป็นอนุทวีปที่อยู่ทางด้านตะวันตกของมหาทวีปยูเรเชีย ยุโรปมีพรมแดนทางเหนือติดกับมหาสมุทรอาร์กติก ทางตะวันตกติดกับมหาสมุทรแอตแลนติก ทางใต้ติดกับทะเลเมดิเตอร์เรเนียนและทะเลดำ ด้านตะวันออกติดกับเทือกเขายูรัลและทะเลแคสเปียน "Europe" (pp.

ดู ดาวฤกษ์และทวีปยุโรป

ทอเลมี

ลาดิออส โตเลเมออส (Κλαύδιος Πτολεμαῖος) รู้จักในชื่อภาษาอังกฤษว่า ทอเลมี (Ptolemy) เป็นนักภูมิศาสตร์ นักดาราศาสตร์ และนักโหราศาสตร์ชาวกรีกโบราณ คาดว่ามีชีวิตและทำงานอยู่ในเมืองอเล็กซานเดรีย ประเทศอียิปต์ ทอเลมีเป็นผู้แต่งตำราที่สำคัญหลายเล่ม ที่ถือว่าเป็นคัมภีร์ทางวิชาการ ในจำนวนนี้ มีสองเล่มที่ได้ใช้สืบต่อไปในวิทยาการของอาหรับและยุโรป เล่มแรกคือคัมภีร์ดาราศาสตร์ในชื่อว่า The Mathematical Compilation (Μαθηματική Σύνταξις ซึ่งภายหลังถูกเปลี่ยนชื่อเป็น The Greatest Compilation (Η Μεγάλη Σύνταξις ชาวอาหรับได้แปลหนังสือเล่มนี้ และให้ชื่อใหม่เป็นภาษาอารบิกว่า "al-majisti" ซึ่งภายหลังจากนั้นถูกแปลเป็นภาษาละตินว่า อัลมาเจสต์ (Almagest) อัลมาเจสต์เป็นหนังสือเกี่ยวกับเรื่องการเคลื่อนที่ของดาวเคราะห์ ด้วยหลักการทางคณิตศาสตร์ว่า: โลกมีลักษณะเป็นทรงกลม เป็นศูนย์กลางของจักรวาล และหยุดนิ่งไม่มีการเคลื่อนไหว; โดยทฤษฎีนี้ได้รับการยอมรับยาวนานถึง 1,400 กว่าปี จนกระทั่งสมัยของ นิโคเลาส์ โคเปอร์นิคัส ตำราอีกเล่มหนึ่งคือ "ภูมิศาสตร์" ซึ่งเกี่ยวกับความรู้ด้านภูมิศาสตร์ในโลกยุคกรีก-โรมัน อย่างละเอี.

ดู ดาวฤกษ์และทอเลมี

ทางช้างเผือก

ทางช้างเผือก คือดาราจักรที่มีระบบสุริยะและโลกของเราอยู่ เมื่อมองบนท้องฟ้าจะปรากฏเป็นแถบขมุกขมัวคล้ายเมฆของแสงสว่างสีขาว ซึ่งเกิดจากดาวฤกษ์จำนวนมากภายในดาราจักรที่มีรูปร่างเป็นแผ่นจาน ส่วนที่สว่างที่สุดของทางช้างเผือกอยู่ในกลุ่มดาวคนยิงธนู ซึ่งเป็นทิศทางไปสู่ใจกลางดาราจักร แต่เดิมนั้น นักดาราศาสตร์คิดว่าดาราจักรทางช้างเผือกมีลักษณะเป็นดาราจักรชนิดก้นหอยธรรมดา แต่หลังจากผ่านการประเมินครั้งใหม่ในปี พ.ศ.

ดู ดาวฤกษ์และทางช้างเผือก

ทิโมคาริส

ทิโมคาริสแห่งอเล็กซานเดรีย (Τιμόχαρις หรือ Τιμοχάρης) (ประมาณ 320-260 ปีก่อนคริสตกาล) เป็นนักดาราศาสตร์และนักปรัชญาชาวกรีก มีหลักฐานว่าเกิดในอเล็กซานเดรีย เขาเป็นบุคคลในยุคเดียวกับยูคลิด ประวัติเท่าที่ทราบเกี่ยวกับของทิโมคาริสมาจาการอ้างถึงโดยปโตเลมีในอัลมาเกส ซึ่งระบุว่า ทิโมคาริสทำงานในอเล็กซานเดรียระหว่าง 290-280 ปีก่อนคริสตกาล ปโตเลมีได้บันทึกเดคลิเนชันของดาวฤกษ์ 18 ดวงซึ่งได้รับการบันทึกโดยทิโมคาริสหรืออริสทิลลัสเมื่อราว 290 ปีก่อนคริสตกาล ระหว่าง 295-272 ปีก่อนคริสตกาล ทิโมคาริสได้บันทึกการบังของดวงจันทร์ 4 ครั้ง และเส้นทางโคจรของดาวศุกร์ผ่านดาวฤกษ์ สิ่งเหล่านี้ได้รับการบึนทึกโดยใช้ทั้งปฏิทินอียิปต์และเอเธนส์ เส้นทางโคจรของดาวซึ่งได้รับการบันทึกของดาวศุกร์เกิดขึ้นเมื่อวันที่ 12 ตุลาคม 272 ปีก่อนคริสตกาล เมื่อดาวศุกร์เข้ามาใกล้ 15 อาร์คนาที ของดาวฤกษ์ อีตา เวอร์จินิส การสังเกตโดยทิโมคาริสถือว่าเป็นการบันทึกของกรีกที่เก่าแก่ที่สุดซึ่งสามารถระบุเวลาที่เจาะจงได้ ผลงานของเขาเกิดขึ้นเพียงหลังจากการบึนทึกครีษมายันเมื่อ 432 ปีก่อนคริสตกาล ซึ่งได้รับการบันทึกโดยอุกเตมอนและเมตอน ทิโมคาริสทำงานร่วมกับอริสทิลลัสในการสังเกตการณ์ทางดาราศาสตร์ซึ่งมีหลักฐานว่าเกิดขึ้นที่หอสมุดอเล็กซานเดรีย ทั้งสองเป็นบุคคลในยุคเดียวกับอริสตาร์คัสแห่งซามอส แต่ไม่มีหลักฐานปรากฏชัดเจนถึงความเกี่ยวข้องกันระหว่างทิโมคาริสและอริสตาร์ตคัส แอ่งบนดวงจันทร์ ทิโมคาริส ตั้งชื่อตาม.

ดู ดาวฤกษ์และทิโมคาริส

ทีโค บรา

ทีโค บรา (Tycho Brahe) เป็นนักดาราศาสตร์ผู้หนึ่งที่มีบทบาทสำคัญในการแสดงว่าดวงอาทิตย์เป็นศูนย์กลางของระบบสุริยะ เป็นอาจารย์ของโยฮันเนส เคปเลอร์ ผู้ซึ่งสร้าง กฎของเคปเลอร์ และได้จดบันทึกข้อมูลสำคัญๆ ทางดาราศาสตร์เอาไว้มากมายเช่น ซุปเปอร์โนวา ตำแหน่งดาวเคราะห์เป็นต้น ซึ่งข้อมูลส่วนหนึ่งนั้นเองที่เป็นรากฐานสำคัญให้ โยฮันเนส เคปเลอร์ สร้าง กฎของเคปเลอร์ต่อไป.

ดู ดาวฤกษ์และทีโค บรา

ขนาดเชิงมุม

้นผ่านศูนย์กลางเชิงมุม การกำหนดเส้นผ่านศูนย์กลางเชิงมุม เส้นผ่านศูนย์กลางเชิงมุม หรือ ขนาดเชิงมุม หรือ ขนาดปรากฏ ของวัตถุที่เห็นจากตำแหน่งที่ให้มาเป็น "เส้นผ่านศูนย์กลางที่มองเห็นได้" ของวัตถุที่วัดเป็นมุม ในทางทัศนวิทยา มันถูกเรียกว่า มุมการมอง เส้นผ่านศูนย์กลางที่มองเห็นได้เป็นเส้นผ่านศูนย์กลางของโปรเจ็กชั่นแบบเปอร์สเปคตีฟของวัตถุบนระนาบผ่านศูนย์กลางของมันที่ตั้งฉากกับทิศทางการมอง เนื่องจากมีลักษณะเป็นภาพลึกบนผนังแบนเรียบ มันจึงค่อนข้างแตกต่างจากเส้นผ่านศูนย์กลางจริงทางฟิสิกส์ของวัตถุที่มองเห็นภายใต้มุม สำหรับวัตถุทรงจานในระยะไกล เส้นผ่านศูนย์กลางที่มองเห็นได้กับเส้นผ่านศูนย์กลางจริงเป็นอย่างเดียวกัน.

ดู ดาวฤกษ์และขนาดเชิงมุม

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.

ดู ดาวฤกษ์และดวงอาทิตย์

ดัชนีสี

ในวิชาดาราศาสตร์ ดัชนีสี (color index) คือนิพจน์ตัวเลขอย่างง่ายที่อธิบายถึงสีของวัตถุ ซึ่งสำหรับกรณีของดาวฤกษ์แล้วจะมีความหมายถึงอุณหภูมิของมัน ในการวัดค่าดัชนี จะต้องสังเกตค่าระดับความสว่างของวัตถุอย่างต่อเนื่องผ่านตัวกรองสองชุดที่แตกต่างกัน เช่น U กับ B หรือ B กับ V โดยที่ U เป็นตัวกรองที่ไวต่อรังสีอัลตราไวโอเลต B ไวต่อแสงสีน้ำเงิน และ V ไวต่อแสงที่ตามองเห็น (สีเขียว-เหลือง) ระบบการอ่านค่าผ่านตัวกรองเหล่านี้เรียกว่า Photometric system ค่าความแตกต่างของระดับความสว่างที่วัดผ่านตัวกรองเหล่านี้ จะเรียกว่า ดัชนีสี U-B หรือ ดัชนีสี B-V ตามลำดับ ค่าดัชนีที่น้อยกว่าจะหมายถึงวัตถุนั้นเป็นสีน้ำเงินมากกว่า (คือร้อนกว่า) ตรงกันข้าม ถ้าดัชนีสีมีค่ามาก หมายถึงวัตถุเป็นสีแดงมาก (คือเย็นกว่า) ค่าดัชนีนี้เป็นสเกลความสว่างแบบลอกการิทึม วัตถุที่สว่างมากจะมีค่าแมกนิจูดน้อยกว่าวัตถุที่ซีดทึม (ยิ่งติดลบมากยิ่งสว่างมาก) ตัวอย่างเช่น ดวงอาทิตย์สีเหลืองของเรามีค่าดัชนี B-V เท่ากับ 0.656±0.005 ขณะที่ดาวไรเจลสีน้ำเงินมีค่าดัชนี B-V เท่ากับ -0.03 (เพราะระดับความสว่าง B เท่ากับ 0.09 และระดับความสว่าง V เท่ากับ 0.12 ดังนั้น B-V.

ดู ดาวฤกษ์และดัชนีสี

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.

ดู ดาวฤกษ์และดาราศาสตร์

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.

ดู ดาวฤกษ์และดาราจักร

ดาราจักรชนิดดาวกระจาย

ราจักรหนวดแมลง ตัวอย่างของดาราจักรชนิดดาวกระจายระดับสูง เกิดจากการปะทะกันระหว่างดาราจักร NGC 4038 กับ NGC 4039 ปฏิกิริยาดาวกระจายที่เกิดขึ้นย่านใจกลางของดาราจักรแคระ NGC 1569 ภาพถ่ายจากกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล ดาราจักรชนิดดาวกระจาย (Starburst Galaxy) คือดาราจักรที่อยู่ในกระบวนการก่อเกิดดาวฤกษ์ใหม่ในอัตราสูงเป็นพิเศษ เมื่อเปรียบเทียบกับอัตราการก่อเกิดดาวฤกษ์ใหม่ที่พบในดาราจักรทั่วไป บ่อยครั้งที่มักตรวจพบดาราจักรที่ก่อเกิดดาวฤกษ์ใหม่อย่างมหาศาลภายหลังการปะทะกันระหว่างดาราจักรสองแห่ง อัตราการเกิดดาวฤกษ์นี้มีมากขนาดที่ว่า หากคงอัตราเดิมต่อไป แก๊สที่มีอยู่ในดาราจักรจะถูกใช้หมดไปในเวลาอันสั้นกว่าอายุเฉลี่ยของดาราจักรอย่างมาก เหตุนี้การเกิดปฏิกิริยาดาวกระจายจำนวนมากจึงเป็นภาวะชั่วคราวเท่านั้น ดาราจักรชนิดดาวกระจายที่มีชื่อเสียงได้แก่ ดาราจักร M82 ดาราจักร NGC 4038/NGC 4039 (ดาราจักรแอนเทนนา) และดาราจักร IC 10 เป็นต้น.

ดู ดาวฤกษ์และดาราจักรชนิดดาวกระจาย

ดาราจักรแอนดรอมิดา

ราจักรแอนดรอมิดา ดาราจักรแอนดรอมิดา (Andromeda Galaxy; หรือที่รู้จักในชื่ออื่นคือ เมสสิเยร์ 31 เอ็ม 31 หรือ เอ็นจีซี 224 บางครั้งในตำราเก่า ๆ จะเรียกว่า เนบิวลาแอนดรอมิดาใหญ่) เป็นดาราจักรชนิดก้นหอย ที่อยู่ห่างจากเราประมาณ 2.5 ล้านปีแสง อยู่ในกลุ่มดาวแอนดรอมิดา ถือเป็นดาราจักรแบบกังหันที่อยู่ใกล้กับดาราจักรทางช้างเผือกของเรามากที่สุด สามารถมองเห็นเป็นรอยจาง ๆ บนท้องฟ้าคืนที่ไร้จันทร์ได้แม้มองด้วยตาเปล่า ดาราจักรแอนดรอมิดาเป็นดาราจักรที่ใหญ่ที่สุดในกลุ่มดาราจักรท้องถิ่น ซึ่งประกอบด้วยดาราจักรแอนดรอมิดา ดาราจักรทางช้างเผือก ดาราจักรสามเหลี่ยม และดาราจักรขนาดเล็กอื่น ๆ อีกกว่า 30 แห่ง แม้แอนดรอมิดาจะเป็นดาราจักรที่ใหญ่ที่สุด แต่ก็ไม่ใช่ดาราจักรที่มีมวลมากที่สุด จากการค้นพบเมื่อไม่นานมานี้บ่งชี้ว่า ดาราจักรทางช้างเผือกมีสสารมืดมากกว่าและน่าจะเป็นดาราจักรที่มีมวลมากที่สุดในกลุ่ม ถึงกระนั้น จากการสังเกตการณ์โดยกล้องโทรทรรศน์อวกาศสปิตเซอร์เมื่อเร็ว ๆ นี้พบว่า ดาราจักร M31 มีดาวฤกษ์อยู่ราว 1 ล้านล้านดวง ซึ่งมีจำนวนมากกว่าดาวฤกษ์ในดาราจักรของเรา ผลการคำนวณเมื่อปี 2006 ประมาณการว่า มวลของดาราจักรทางช้างเผือกน่าจะมีประมาณ 80% ของดาราจักรแอนดรอมิดา คือประมาณ 7.1 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ ดาราจักรแอนดรอมิดามีระดับความสว่างที่ 4.4 ซึ่งถือได้ว่าเป็นวัตถุเมสสิเยร์ที่สว่างที่สุดชิ้นหนึ่ง และสามารถมองเห็นได้โดยง่ายด้วยตาเปล่า แม้จะอยู่ในพื้นที่ที่มีมลภาวะในอากาศอยู่บ้าง หากไม่ใช้กล้องโทรทรรศน์ช่วย อาจมองเห็นดาราจักรเป็นดวงเล็ก ๆ เพราะสามารถมองเห็นได้เพียงส่วนสว่างที่สุดซึ่งเป็นศูนย์กลาง แต่เส้นผ่านศูนย์กลางเชิงมุมทั้งหมดของดาราจักรกินอาณาบริเวณกว้างถึง 7 เท่าของดวงจันทร์เต็มดวงทีเดียว ทั้งนี้ ดาราจักรแอนดรอมิดาและดาราจักรทางช้างเผือกคาดว่าจะปะทะและรวมกันเป็นดาราจักรรี (elliptical galaxy) ขนาดใหญ่ ในอีก 3.75 พันล้านปีข้างหน้.

ดู ดาวฤกษ์และดาราจักรแอนดรอมิดา

ดาวบีเทลจุส

วบีเทลจุส (Betelgeuse) เป็นดาวยักษ์ใหญ่แดง (Red supergiant star) มีเส้นผ่าศูนย์กลางประมาณ 1000 เท่า ของดวงอาทิตย์ อยู่ไกลออกไป 640 ปีแสง จึงเป็นดาวฤกษ์ดวงแรกนอกระบบสุริยะ ที่เราสามารถวัดขนาดของมันได้สำเร็จ ในปี 1920 และยังเป็นดาวฤกษ์ดวงแรก ที่เราสามารถถ่ายภาพชั้นบรรยากาศได้อีกด้วย สีของดวงดาวที่เปลี่ยนไป เกิดจากอุณหภูมิลดลงที่ชั้นนอกของดาว ในขณะที่ขยายขนาดออกไป ซึ่งบางครั้งจะไม่มีเสถียรภาพ อุณหภูมิ ขนาดและความสว่างจึงไม่คงที่ ดาวบีเทลจุสมีการเปลี่ยนแปลงความสว่าง จากสว่างที่สุด จางลง แล้วกลับมาสว่างที่สุดอีกครั้ง ทุกๆ 5.8 ปี.

ดู ดาวฤกษ์และดาวบีเทลจุส

ดาวพุธ

วพุธเป็นดาวเคราะห์ที่อยู่ใกล้ดวงอาทิตย์มากที่สุด และเป็นดาวเคราะห์ที่เล็กที่สุดในระบบสุริยะ ใช้เวลาโคจรรอบดวงอาทิตย์ 87.969 วัน ดาวพุธมักปรากฏใกล้ หรืออยู่ภายใต้แสงจ้าของดวงอาทิตย์ทำให้สังเกตเห็นได้ยาก ดาวพุธไม่มีดาวบริวาร ยานอวกาศเพียงลำเดียวที่เคยสำรวจดาวพุธในระยะใกล้คือยานมาริเนอร์ 10เมื่อปี พ.ศ.

ดู ดาวฤกษ์และดาวพุธ

ดาวยักษ์

ESO'' ดาวยักษ์ (Giant star) คือดาวฤกษ์ชนิดหนึ่งที่มีรัศมีและความส่องสว่างมากกว่าดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักที่มีอุณหภูมิพื้นผิวเท่ากันGiant star, entry in Astronomy Encyclopedia, ed.

ดู ดาวฤกษ์และดาวยักษ์

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).

ดู ดาวฤกษ์และดาวยักษ์แดง

ดาวยักษ์ใหญ่

วยักษ์ใหญ่ (Supergiants) เป็นหนึ่งในบรรดาดาวฤกษ์มวลมากที่สุด ถ้าพิจารณาจากไดอะแกรมของเฮิร์ตสปรัง-รัสเซลล์ ดาวยักษ์ใหญ่จะอยู่บริเวณด้านบนของแผนภูมิ จากการจัดประเภทสเปกตรัมของ Yerkes ดาวยักษ์ใหญ่จัดอยู่ในประเภท Ia สำหรับดาวยักษ์ใหญ่ที่สว่างมาก หรือ Ib สำหรับดาวยักษ์ใหญ่ที่สว่างน้อย มีค่าความส่องสว่างปรากฏอยู่ระหว่าง -5 ถึง -12 โดยมากดาวยักษ์ใหญ่ที่สว่างที่สุดจะถูกจัดประเภทเป็น hypergiant ระดับ 0.

ดู ดาวฤกษ์และดาวยักษ์ใหญ่

ดาวยูเรนัส

ซอร์วิลเลียม เฮอร์เชล ภาพจากยานวอยเอเจอร์ 2 แสดง ดาวยูเรนัส วงแหวน และดวงจันทร์บริวาร ดาวยูเรนัส (หรือ มฤตยู) เป็นดาวเคราะห์ที่อยู่ห่างจากดวงอาทิตย์เป็นลำดับที่ 7 ในระบบสุริยะ จัดเป็นดาวเคราะห์แก๊ส มีขนาดใหญ่เป็นอันดับที่ 3.

ดู ดาวฤกษ์และดาวยูเรนัส

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 ดาวฤกษ์และดาวระเบิดรังสีเอกซ์

ดาวฤกษ์ชนิด ที วัว

วาดดาวฤกษ์ ที วัว กับแผ่นจานพอกพูนมวล ดาวฤกษ์ชนิด ที วัว (T Tauri Star: TTS) เป็นดาวแปรแสงชนิดหนึ่ง ตั้งชื่อตามดาวต้นแบบของมันคือดาวที วัว (T Tauri) มักพบในบริเวณใกล้เมฆโมเลกุล สามารถระบุได้จากการเปลี่ยนแปลงของแสงและโครโมสเฟียร์ที่มีกำลังสูง ดาวฤกษ์ชนิด ที วัว เป็นดาวฤกษ์ที่อยู่ในสภาวะก่อนเข้าสู่แถบลำดับหลัก คือดาวฤกษ์อายุน้อยที่สุดที่มองเห็นได้ ในระดับสเปกตรัมเอฟ จี เค และเอ็ม (มีมวลน้อยกว่า 2 เท่าของมวลดวงอาทิตย์) อุณหภูมิพื้นผิวมีค่าใกล้เคียงกับดาวฤกษ์บนแถบลำดับหลักที่มีมวลใกล้เคียงกัน แต่มีความส่องสว่างมากกว่าอย่างมากเพราะรัศมีของมันใหญ่กว่า อุณหภูมิในใจกลางยังค่อนข้างต่ำสำหรับฟิวชั่นของไฮโดรเจน พลังงานของมันมาจากการปลดปล่อยพลังงานแรงโน้มถ่วงเพื่อเข้าสู่แถบลำดับหลัก ซึ่งจะใช้เวลาประมาณ 100 ล้านปี โดยทั่วไปดาวฤกษ์กลุ่มนี้มักหมุนรอบตัวเองในเวลาระหว่าง 1-12 วัน ขณะที่ดวงอาทิตย์ของเราใช้เวลาหมุนรอบตัวเองราว 1 เดือน.

ดู ดาวฤกษ์และดาวฤกษ์ชนิด ที วัว

ดาวฤกษ์ก่อนแถบลำดับหลัก

ดาวฤกษ์ก่อนแถบลำดับหลัก (วัตถุ PMS) เป็นดาวฤกษ์ที่อยู่ในขั้นที่ยังไม่เข้าสู่แถบลำดับหลัก สามารถแบ่งออกได้เป็นชนิด T Tauri หรือ FU Orionis (มีมวลน้อยกว่า 2 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ หรือ Herbig Ae/Be (มีมวล 2-8 เท่าของมวลดวงอาทิตย์) แหล่งพลังงานของวัตถุเหล่านี้เกิดจากการหดเกร็งของมวลโน้มถ่วง (ซึ่งตรงกันข้ามกับการเผาผลาญไฮโดรเจนในดาวฤกษ์แถบลำดับหลัก) บนไดอะแกรมของแฮร์ทสชปรุง-รัสเซลล์ ระยะก่อนแถบลำดับหลักของดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่า 0.5 เท่าของมวลดวงอาทิตย์จะเริ่มเคลื่อนไปตาม Hayashi tracks (เกือบจะลงตามแนวตั้ง) และในภายหลังตาม Henyey tracks (เกือบจะไปทางซ้ายตามแนวนอน ไปยังแถบลำดับหลัก) ดาวฤกษ์ก่อนแถบลำดับหลักสามารถแยกแยะออกจากดาวแคระในแถบลำดับหลักได้โดยใช้กาารแยกชนิดสเปกตรัมเพื่อตรวจวัดสหสัมพันธ์ระหว่างแรงโน้มถ่วงและอุณหภูมิ ดาวฤกษ์ก่อนเกิดจะมีรัศมีใหญ่กว่าดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลัก จึงมีความหนาแน่นน้อยกว่า และมีแรงโน้มถ่วงพื้นผิวน้อยกว่าด้วย ในขณะที่สสารที่อยู่โดยรอบยุบตัวลงไปสู่การควบแน่นศูนย์กลาง มันจะกลายมาเป็น โปรโตสตาร์ เมื่อแก๊สหรือฝุ่นที่อยู่โดยรอบกระจายไปและกระบวนการเพิ่มหยุด ดาวฤกษ์จะถูกพิจารณาว่าเป็นดาวฤกษ์ก่อนแถบลำดับหลัก ดาวฤกษ์ก่อนแถบลำดับหลักจะสามารถมองเห็นได้ด้วยตาเปล่าหลังจากเส้นเกิดดาวฤกษ์ ระยะก่อนแถบลำดับหลักจะกินเวลาน้อยกว่า 1% ของชีวิตของดาวฤกษ์ เป็นที่เชื่อกันว่าในระยะนี้ ดาวฤกษ์ทั้งหมดจะมีแผ่นจานดาวฤกษ์หนาแน่น ซึ่งอาจเป็นแหล่งการเกิดของดาวเคราะห์ หมวดหมู่:วิวัฒนาการของดาวฤกษ์ หมวดหมู่:ประเภทของดาวฤกษ์.

ดู ดาวฤกษ์และดาวฤกษ์ก่อนแถบลำดับหลัก

ดาวฤกษ์ก่อนเกิด

วาดดาวฤกษ์ก่อนเกิด ในจินตนาการของศิลปิน ดาวฤกษ์ก่อนเกิด (Protostar) คือวัตถุขนาดใหญ่ที่ก่อตัวขึ้นจากการรวมกลุ่มกันของแก๊สในเมฆโมเลกุลขนาดยักษ์ซึ่งอยู่ในสสารระหว่างดาว ช่วงการก่อตัวนี้เป็นขั้นตอนเริ่มต้นของกระบวนการก่อตัวของดาวฤกษ์ สำหรับดาวฤกษ์ที่มีมวลขนาดดวงอาทิตย์ ช่วงเวลาในการก่อตัวนี้ใช้เวลาประมาณ 100,000 ปี โดยค่อยๆ เพิ่มความหนาแน่นที่แกนกลางภายในเมฆโมเลกุล แล้วจึงก่อตัวเป็นดาวฤกษ์แบบ ที วัว จากนั้นจึงจะวิวัฒนาการไปสู่ดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลัก.

ดู ดาวฤกษ์และดาวฤกษ์ก่อนเกิด

ดาวล้อมเดือน

ดาวล้อมเดือน (conjunction) เป็นคำที่ใช้ในดาราศาสตร์ทรงกลมและโหราศาสตร์ ซึ่งเป็นปรากฏการณ์ที่เทห์ฟากฟ้าปรากฏขึ้นใกล้กับเทห์ฟากฟ้าอีกดวงหนึ่ง เมื่อมองจากสถานที่บางแห่ง (ซึ่งโดยปกติแล้วจะยึดโลกเป็นหลัก) สัญลักษณ์ของดาวล้อมเดือนในทางดาราศาสตร์และโหราศาสตร์ คือ ☌ (ในยูนิโค้ด x260c) และที่เขียนด้วยมือ: 20px ปรากฏการณ์ดาวล้อมเดือนของดาวพุธและดาวศุกร์ ซึ่งเรียงเป็นแนวเหนือดวงจันทร์ หมวดหมู่:มาตรดาราศาสตร์.

ดู ดาวฤกษ์และดาวล้อมเดือน

ดาววูล์ฟ-ราเยท์

นบิวลา M1-67 รอบดาวโวล์ฟ-ราเย WR 124 โดยกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล ดาวโวล์ฟ-ราเย (Wolf–Rayet stars หรือ ดาว WR) คือดาวฤกษ์มวลมาก (สูงกว่า 20 เท่าของมวลดวงอาทิตย์) ที่วิวัฒนาการแล้ว และสูญเสียมวลอย่างรวดเร็วโดยกลายเป็นลมดาวฤกษ์ที่แรงมาก ความเร็วสูงกว่า 2000 กม./วินาที ดวงอาทิตย์ของเราสูญเสียมวลโดยประมาณ 10−14 มวลดวงอาทิตย์ต่อปี ขณะที่ดาวโวล์ฟ-ราเย สูญเสียมวลโดยเฉลี่ย 10−5 มวลดวงอาทิตย์ต่อปี ดาวโวล์ฟ-ราเย มีความร้อนสูงมาก อุณหภูมิที่พื้นผิวอยู่ระหว่าง 25,000 K ถึง 50,000 K.

ดู ดาวฤกษ์และดาววูล์ฟ-ราเยท์

ดาวศุกร์

วศุกร์ (Venus) เป็นดาวเคราะห์ที่อยู่ห่างจากดวงอาทิตย์เป็นลำดับที่ 2 ดาวศุกร์มีเส้นผ่านศูนย์กลางเป็น 3 เท่าของดวงจันทร์ และ มีขนาดใหญ่กว่าดาวพุธและดาวอังคาร 2 เท่าตัว ชื่อละตินของดาวศุกร์ (Venus) มาจากเทพีแห่งความรักของโรมัน ดาวศุกร์เป็นดาวเคราะห์หิน มีขนาดใกล้เคียงกับโลก บางครั้งเรียกว่า "น้องสาว" ของโลก แม้ว่าวงโคจรของดาวเคราะห์ทุกดวงจะเป็นวงรี วงโคจรของดาวศุกร์จัดว่าเกือบเป็นวงกลม มีความเยื้องศูนย์กลาง (ความรี) น้อยที่สุด สำหรับวัตถุในธรรมชาติ ดาวศุกร์เป็นวัตถุท้องฟ้าที่สว่างที่สุดเป็นลำดับที่ 3 รองจากดวงอาทิตย์และดวงจันทร์ เนื่องจากดาวศุกร์มีวงโคจรใกล้ดวงอาทิตย์มากกว่าโลก จึงมีมุมห่างจากดวงอาทิตย์ไม่เกิน 47.8° มองเห็นได้เฉพาะในเวลาเช้ามืดหรือหัวค่ำเท่านั้น ขณะปรากฏในท้องฟ้าเวลาหัวค่ำทางทิศตะวันตก เรียกว่า "ดาวประจำเมือง" และเมื่อปรากฏในท้องฟ้าเวลาเช้ามืดทางทิศตะวันออก เรียกว่า "ดาวประกายพรึก" หรือ "ดาวรุ่ง" ชาวบาบิโลนโบราณรู้จักดาวศุกร์มาตั้งแต่ราว 1,600 ปีก่อนคริสตกาล แต่เชื่อว่าด้วยความสว่างสุกใสของดาวศุกร์ น่าจะเป็นที่รู้จักมาก่อนหน้านั้นนานแล้วนับตั้งแต่ยุคก่อนประวัติศาสตร์ สัญลักษณ์แทนดาวศุกร์ คือ ♀.

ดู ดาวฤกษ์และดาวศุกร์

ดาวอังคาร

วอังคาร (Mars) เป็นดาวเคราะห์ลำดับที่สี่จากดวงอาทิตย์ เป็นดาวเคราะห์เล็กที่สุดอันดับที่สองในระบบสุริยะรองจากดาวพุธ ในภาษาอังกฤษได้ชื่อตามเทพเจ้าแห่งสงครามของโรมัน มักได้รับขนานนาม "ดาวแดง" เพราะมีออกไซด์ของเหล็กดาษดื่นบนพื้นผิวทำให้มีสีออกแดงเรื่อ ดาวอังคารเป็นดาวเคราะห์หินที่มีบรรยากาศเบาบาง มีลักษณะพื้นผิวคล้ายคลึงกับทั้งหลุมอุกกาบาตบนดวงจันทร์ และภูเขาไฟ หุบเขา ทะเลทราย ตลอดจนพิดน้ำแข็งขั้วดาวที่ปรากฏบนโลก คาบการหมุนรอบตัวเองและวัฏจักรฤดูกาลของดาวอังคารก็มีความคล้ายคลึงกับโลกซึ่งความเอียงก่อให้เกิดฤดูกาลต่าง ๆ ดาวอังคารเป็นที่ตั้งของโอลิมปัสมอนส์ ภูเขาไฟใหญ่ที่สุดบนดาวอังคารและสูงสุดอันดับสองในระบบสุริยะเท่าที่มีการค้นพบ และเป็นที่ตั้งของเวลส์มาริเนริส แคนยอนขนาดใหญ่อันดับต้น ๆ ในระบบสุริยะ แอ่งบอเรียลิสที่ราบเรียบในซีกเหนือของดาวปกคลุมกว่าร้อยละ 40 ของพื้นที่ทั้งหมดและอาจเป็นลักษณะการถูกอุกกาบาตชนครั้งใหญ่ ดาวอังคารมีดาวบริวารสองดวง คือ โฟบอสและดีมอสซึ่งต่างก็มีขนาดเล็กและมีรูปร่างบิดเบี้ยว ทั้งคู่อาจเป็นดาวเคราะห์น้อยที่ถูกจับไว้ คล้ายกับทรอยของดาวอังคาร เช่น 5261 ยูเรกา ก่อนหน้าการบินผ่านดาวอังคารที่สำเร็จครั้งแรกของ มาริเนอร์ 4 เมื่อปี 1965 หลายคนคาดว่ามีน้ำในรูปของเหลวบนพื้นผิวดาวอังคาร แนวคิดนี้อาศัยผลต่างเป็นคาบที่สังเกตได้ของรอยมืดและรอยสว่าง โดยเฉพาะในละติจูดขั้วดาวซึ่งดูเป็นทะเลและทวีป บางคนแปลความรอยมืดริ้วลายขนานเป็นร่องทดน้ำสำหรับน้ำในรูปของเหลว ภายหลัง มีการอธิบายว่าภูมิประเทศเส้นตรงเหล่านั้นเป็นภาพลวงตา แม้ว่าหลักฐานทางธรณีวิทยาที่ภารกิจไร้คนบังคับรวบรวมชี้ว่า ครั้งหนึ่งดาวอังคารเคยมีน้ำปริมาณมากปกคลุมบนพื้นผิว ณ ช่วงใดช่วงหนึ่งในระยะต้น ๆ ของอายุ ในปี 2005 เรดาร์เผยว่ามีน้ำแข็งน้ำ (water ice) ปริมาณมากขั้วทั้งสองของดาว และที่ละติจูดกลาง ยานสำรวจภาคพื้นดาวอังคารสปิริต พบตัวอย่างสารประกอบเคมีที่มีโมเลกุลน้ำเมื่อเดือนมีนาคม 2007 ส่วนลงจอดฟีนิกซ์ พบตัวอย่างน้ำแข็งน้ำโดยตรงในดินส่วนตื้นของดาวอังคารเมื่อวันที่ 31 กรกฎาคม 2008 มียานอวกาศที่กำลังปฏิบัติงานอยู่เจ็ดลำ ห้าลำอยู่ในวงโคจร ได้แก่ 2001 มาร์สโอดิสซี มาร์สเอ็กซ์เพรส มาร์สรีคอนเนสเซนซ์ออร์บิเตอร์ เมเว็น และมาร์สออร์บิเตอร์มิชชัน และสองลำบนพื้นผิว ได้แก่ ยานสำรวจภาคพื้นดาวอังคารออปพอร์ทูนิตี และยานมาร์สไซแอนซ์แลบอราทอรีคิวริออซิตี การสังเกตโดย มาร์สรีคอนเนสเซนซ์ออร์บิเตอร์ เปิดเผยว่ามีความเป็นไปได้ที่จะมีน้ำไหลในช่วงเดือนที่ร้อนที่สุดบนดาวอังคาร ในปี 2013 ยานคิวริออซิตี ของนาซาค้นพบว่าดินของดาวอังคารมีน้ำเป็นองค์ประกอบระหว่างร้อยละ 1.5 ถึง 3 โดยมวล แม้ว่าน้ำนั้นจะติดอยู่กับสารประกอบอื่น ทำให้ไม่สามารถเข้าถึงได้โดยอิสระ กำลังมีการสืบค้นเพื่อประเมินศักยภาพความสามารถอยู่อาศัยได้ในอดีตของดาวอังคาร ตลอดจนความเป็นไปได้ที่จะมีสิ่งมีชีวิตหลงเหลืออยู่ มีการสืบค้นบริเวณนั้นโดยส่วนลงจอด ''ไวกิง'' โรเวอร์ สปิริต และออปพอร์ทูนิตี ส่วนลงจอดฟีนิกซ์ และโรเวอร์ คิวริออซิตี มีการวางแผนภารกิจทางชีวดาราศาสตร์ไว้แล้ว ซึ่งรวม มาร์ส 2020 และเอ็กโซมาร์สโรเวอร์ ดาวอังคารสามารถมองเห็นได้ด้วยตาเปล่าจากโลกโดยง่ายซึ่งจะปรากฏให้เห็นเป็นสีออกแดง มีความส่องสว่างปรากฏได้ถึง −2.91 ซึ่งเป็นรองเพียงดาวพฤหัสบดี ดาวศุกร์ ดวงจันทร์ และดวงอาทิตย์ กล้องโทรทรรศน์ภาคพื้นดินโดยทั่วไปมีขีดจำกัดการมองเห็นรายละเอียดของภูมิประเทศขนาดประมาณ 300 กิโลเมตรเมื่อโลกและดาวอังคารเข้าใกล้กันมากที่สุดอันเป็นผลจากบรรยากาศของโลก.

ดู ดาวฤกษ์และดาวอังคาร

ดาวคาโนปัส

--> ดาวคาโนปัส (Canopus) เป็นดาวฤกษ์ในกลุ่มดาวกระดูกงูเรือ เป็นดาวที่มีความสว่างปรากฏเป็นอันดับ 2 รองจากดาวซีรีอุสหรือดาวโจร อยู่ห่างจากโลก 312.73 ปีแสง.

ดู ดาวฤกษ์และดาวคาโนปัส

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.

ดู ดาวฤกษ์และดาวซิริอุส

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.

ดู ดาวฤกษ์และดาวนิวตรอน

ดาวแก๊สยักษ์

วแก๊สยักษ์ทั้ง 4 ดวงของระบบสุริยะ เปรียบเทียบขนาดกับดวงอาทิตย์ (ตามสัดส่วนจริง) ดาวแก๊สยักษ์ (Gas giant) หรือบางครั้งเรียกกันว่า ดาวเคราะห์โจเวียน (Jovian planet; เรียกตามชื่อดาวพฤหัสบดี หรือดาวจูปิเตอร์ ซึ่งเป็นดาวแก๊สยักษ์ที่ใหญ่ที่สุด) คือดาวเคราะห์ขนาดใหญ่ที่มิได้มีองค์ประกอบของหินหรือสสารแข็ง ในระบบสุริยะมีดาวแก๊สยักษ์ 4 ดวงคือ ดาวพฤหัสบดี ดาวเสาร์ ดาวยูเรนัส และดาวเนปจูน ยังมีดาวแก๊สยักษ์อื่นๆ ที่ค้นพบว่าโคจรรอบดาวฤกษ์ดวงอื่นๆ อีก ดาวแก๊สยักษ์ยังสามารถแบ่งออกได้เป็นหลายประเภท ดาวแก๊สยักษ์ "ดั้งเดิม" คือดาวพฤหัสบดีและดาวเสาร์ มีส่วนประกอบโดยพื้นฐานเป็นไฮโดรเจนและฮีเลียม ส่วนดาวยูเรนัสและดาวเนปจูนอาจจัดเป็นประเภทย่อยอีกพวกหนึ่ง เรียกว่า "ดาวน้ำแข็งยักษ์" เพราะมีองค์ประกอบส่วนใหญ่เป็น น้ำ แอมโมเนีย และมีเทน ส่วนไฮโดรเจนกับฮีเลียมจะอยู่ในส่วนรอบนอกสุดของดาว สำหรับกลุ่มดาวเคราะห์นอกระบบ "ดาวพฤหัสบดีร้อน" (Hot Jupiter) คือดาวแก๊สยักษ์ที่โคจรใกล้กับดาวฤกษ์ของมันมากและมีอุณหภูมิพื้นผิวที่สูงมาก ซึ่งน่าจะเป็นเหตุให้เราสามารถตรวจจับมันพบได้ง่าย ลักษณะของดาวเคราะห์นอกระบบส่วนมากที่ค้นพบ จะเป็นแบบ ดาวพฤหัสบดีร้อน นี้เกือบทั้งหม.

ดู ดาวฤกษ์และดาวแก๊สยักษ์

ดาวแคระ

ำว่า ดาวแคระ สามารถหมายถึงดาวฤกษ์หลายประเภท.

ดู ดาวฤกษ์และดาวแคระ

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.

ดู ดาวฤกษ์และดาวแคระขาว

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.

ดู ดาวฤกษ์และดาวแคระดำ

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.

ดู ดาวฤกษ์และดาวแคระน้ำตาล

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.

ดู ดาวฤกษ์และดาวแคระแดง

ดาวแปรแสง

วแปรแสง (Variable Star) คือดาวฤกษ์ ที่มีความสว่างเปลี่ยนแปลงอย่างมาก แตกต่างจากดาวฤกษ์ส่วนใหญ่ในท้องฟ้าที่มีสภาพส่องสว่างเกือบคงที่ ดวงอาทิตย์ของเรา เป็นตัวอย่างที่ดีของดาวฤกษ์ที่มีการเปลี่ยนแปลงของความสว่างน้อยมาก (โดยปกติเปลี่ยนแปลงประมาณ 0.1% ในวัฏจักรสุริยะ 11 ปี) ดาวแปรแสงมีทั้งที่เปลี่ยนแปลงความสว่างจาก ปัจจัยภายใน และ ปัจจัยภายนอก ตัวอย่างดาวฤกษ์ดวงที่เห็นได้ชัดเจนคือ "ดาวบีเทลจุส" ในกลุ่มดาวนายพราน.

ดู ดาวฤกษ์และดาวแปรแสง

ดาวแปรแสงชนิดเซเฟอิด

วแปรแสงชนิดเซเฟอิด (Cepheid variable; ออกเสียงว่า เซ-เฟ-อิด หรือ เซ-ฟีด) เป็นดาวแปรแสงชนิดหนึ่งที่มีลักษณะเฉพาะเจาะจง เพราะมีความเกี่ยวพันอย่างแน่นแฟ้นระหว่างช่วงเวลาของการเปลี่ยนแปลงกับค่าความส่องสว่างสัมบูรณ์ ดาวต้นแบบที่มีชื่อเดียวกันและมีลักษณะการแปรแสงเช่นนี้ด้วยคือดาวเดลต้าเซเฟอัส (Delta Cephei) ซึ่งจอห์น กู้ดริค เป็นผู้ค้นพบคุณลักษณะการแปรแสงเมื่อปี พ.ศ.

ดู ดาวฤกษ์และดาวแปรแสงชนิดเซเฟอิด

ดาวแปลกพวกสีน้ำเงิน

กกล้องโทรทัศน์อวกาศฮับเบิล ของกระจุกดาวทรงกลม NGC 6397 ซึ่งมีดาวแปลกพวกสีน้ำเงินเป็นจำนวนมาก ณ ตอนนี้ ดาวแปลกพวกสีน้ำเงิน (Blue straggler) คือดาวฤกษ์ที่อยู่ในกระจุกดาวเปิดหรือกระจุกดาวทรงกลม ที่มีความร้อนสูงกว่าและเป็นสีน้ำเงินเข้มกว่าดาวฤกษ์อื่นๆ ในระดับความส่องสว่างเดียวกัน มันจึงแปลกแยกแตกต่างจากดาวฤกษ์อื่นๆ ที่อยู่บนไดอะแกรมของแฮร์ทสชปรุง-รัสเซลล์ ดาวแปลกพวกสีน้ำเงินนี้ดูจะแหวกหลักเกณฑ์ต่างๆ ตามทฤษฎีวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ ที่เชื่อว่าดาวฤกษ์ในกระจุกดาวเดียวกันที่เกิดในเวลาใกล้เคียงกันควรจะมีคุณลักษณะต่างๆ คล้ายคลึงกันเมื่อพิจารณาจากไดอะแกรมของแฮร์ทสชปรุง-รัสเซลล์ ทว่าตำแหน่งของดาวเหล่านี้บนกราฟดูจะเป็นไปตามขนาดมวลของมันเท่านั้น และเนื่องจากคุณลักษณะของดาวเหล่านี้ไม่ได้อยู่บนเส้นกราฟ HR Diagram ดังนั้นการวิวัฒนาการของมันย่อมแตกต่างไปจากดาวฤกษ์ปกต.

ดู ดาวฤกษ์และดาวแปลกพวกสีน้ำเงิน

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.

ดู ดาวฤกษ์และดาวไมรา

ดาวไรเจล

วไรเจล (Rigel; ชื่ออื่น: β Ori / β Orionis / Beta Orionis) เป็นดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุดในกลุ่มดาวนายพราน และเป็นดาวสว่างที่สุดลำดับที่ 6 บนท้องฟ้า มีค่าความสว่างเท่ากับ 0.18 แม้ตามการจัดระดับดาวของเบเยอร์มันจะได้รหัสว่า เบต้าโอไรออน แต่กลับมีความสว่างมากกว่าดาวอัลฟาโอไรออน (ดาวบีเทลจุส) เสียอีก.

ดู ดาวฤกษ์และดาวไรเจล

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.

ดู ดาวฤกษ์และดาวไฮเปอร์ไจแอนท์

ดาวเวกา

วเวกา (Vega) หรือแอลฟาพิณ (Alpha Lyrae) เป็นดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุดในกลุ่มดาวพิณ ดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุดเป็นอันดับห้าในท้องฟ้าราตรี และดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุดเป็นอันดับสองในซีกฟ้าเหนือ รองจากดาวอาร์คตุรุส ดาวเวกาอยู่ค่อนข้างใกล้โลก ระยะห่างจากโลก 25 ปีแสง และดาวเวกา กับดาวอาร์คตุรุสและดาวซิริอุส เป็นหนึ่งในกลุ่มดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุดในย่านดวงอาทิตย์ นักดาราศาสตร์ศึกษาดาวเวกาอย่างละเอียด ทำให้ได้ชื่อว่า "อาจเป็นดาวฤกษ์ที่สำคัญที่สุดในท้องฟ้ารองจากดวงอาทิตย์" ดาวเวกาเคยเป็นดาวเหนือเมื่อราว 12,000 ปีก่อน..

ดู ดาวฤกษ์และดาวเวกา

ดาวเสาร์

วเสาร์ (Saturn) เป็นดาวเคราะห์ดวงที่ 6 จากดวงอาทิตย์ ถัดจากดาวพฤหัสบดี ดาวเสาร์เป็นดาวแก๊สยักษ์ที่มีรัศมีเฉลี่ยมากกว่าโลกประมาณเก้าเท่า แม้ว่าจะมีความหนาแน่นเป็นหนึ่งในแปดของโลก แต่มวลของมันมีมากกว่าโลกถึง 95 เท่า ดาวเสาร์ตั้งชื่อตามเทพโรมันแห่งการเกษตร สัญลักษณ์ทางดาราศาสตร์ของดาวเสาร์ (♄) แทนเคียวของเทพเจ้า ดาวเสาร์มีรูปร่างป่องออกตามแนวเส้นศูนย์สูตร ที่เรียกว่าทรงกลมแป้น (oblate spheroid) เส้นผ่านศูนย์กลางตามแนวขั้วสั้นกว่าตามแนวเส้นศูนย์สูตรเกือบ 10% เป็นผลจากการหมุนรอบตัวเองอย่างรวดเร็ว ดาวเคราะห์ดวงอื่นๆ ก็มีลักษณะเป็นทรงกลมแป้นเช่นกัน แต่ไม่มากเท่าดาวเสาร์ ดาวเสาร์เป็นดาวเคราะห์เพียงดวงเดียวในระบบสุริยะ ที่มีความหนาแน่นเฉลี่ยน้อยกว่าน้ำ (0.70 กรัม/ลูกบาศก์เซนติเมตร) อย่างไรก็ตาม บรรยากาศชั้นบนของดาวเสาร์มีความหนาแน่นน้อยกว่านี้ ขณะที่ที่แกนมีความหนาแน่นมากกว่าน้ำ วงแหวนของดาวเสาร์ประกอบไปด้วย เศษหินและน้ำแข็งขนาดเล็ก เรียงตัวอยู่ในระนาบเดียวกัน และวงแหวนของดาวเสาร์ก็ประกอบไปด้วย วงแหวนย่อยๆมากมาย ความจริงแล้ววงแหวนดาวเสาร์นั้นบางมาก โดยมีความหนาเฉลี่ยเพียง 500 กิโลเมตรเท่านั้น แต่เศษวัตถุในวงแหวนมีความสามารถในการสะท้อนแสงดี และกว้างกว่า 80,000 กิโลเมตร จึงสามารถสังเกตได้จากโลกของเร.

ดู ดาวฤกษ์และดาวเสาร์

ดาวเฮอร์บิก เออี/บีอี

วเฮอร์บิก เออี/บีอี (Herbig Ae/Be star) คือดาวฤกษ์ก่อนแถบลำดับหลัก เป็นดาวอายุน้อย (น้อยกว่า 10 ล้านปี) ที่มีชนิดสเปกตรัม A หรือ B ดาวเหล่านี้ยังคงฝังตัวอยู่ในขอบเขตของแก๊สและฝุ่นและอาจล้อมรอบไปด้วยแผ่นจานดาวฤกษ์ เราสามารถสังเกตเส้นการแผ่สเปกตรัมของไฮโดรเจนและแคลเซียมได้ ดาวชนิดนี้มีมวลขนาด 2-8 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ และยังคงอยู่ในช่วงการก่อตัวของดาวฤกษ์ ซึ่งเริ่มเข้าสู่แถบลำดับหลัก ถ้าดูจากไดอะแกรมของเฮิร์ตสปรัง-รัสเซลล์ ดาวเหล่านี้จะอยู่ในบริเวณด้านขวาของแถบลำดับหลัก ชื่อของดาวตั้งชื่อตามนักดาราศาสตร์ชาวอเมริกัน จอร์จ เฮอร์บิก ซึ่งเป็นผู้แรกที่ค้นพบดาวชนิดนี้ในปี..

ดู ดาวฤกษ์และดาวเฮอร์บิก เออี/บีอี

ดาวเคราะห์

วเคราะห์ (πλανήτης; planet หรือ "ผู้พเนจร") คือวัตถุขนาดใหญ่ที่โคจรรอบดาวฤกษ์ ก่อนคริสต์ทศวรรษ 1990 มีดาวเคราะห์ที่เรารู้จักเพียง 8 ดวง (ทั้งหมดอยู่ในระบบสุริยะ) ปัจจุบันเรารู้จักดาวเคราะห์ใหม่อีกมากกว่า 100 ดวง ซึ่งเป็นดาวเคราะห์นอกระบบ คือ โคจรรอบดาวฤกษ์ดวงอื่นที่ไม่ใช่ดวงอาทิตย์ ในปี..

ดู ดาวฤกษ์และดาวเคราะห์

ดาวเคราะห์นอกระบบ

accessdate.

ดู ดาวฤกษ์และดาวเคราะห์นอกระบบ

ดิมอคริตัส

มอคริตัส (Democritus; Δημόκριτος, Dēmokritos) (ราว 460 ก่อน ค.ศ. – ราว 370 ก่อน ค.ศ.) เป็นนักปรัชญาชาวกรีก เขาเป็นสาวกผู้ทรงอิทธิพลของโสกราตีส (Socrates) และเป็นศิษย์ของลูซิปปัส (Leucippus) ผู้ตั้งทฤษฎีอะตอมBarnes (1987).

ดู ดาวฤกษ์และดิมอคริตัส

ดิวเทอเรียม

วเทอเรียม (Deuterium) สัญญลักษณ์ 2H ถูกเรียกอีกชื่อหนึ่งว่าไฮโดรเจนหนัก เป็นหนึ่งในสองของไอโซโทปของไฮโดรเจนที่เสถียร โดยที่นิวเคลียสของอะตอมมีโปรตอน 1 ตัวและนิวตรอน 1 ตัว ในขณะที่ไอโซโทปของไฮโดรเจนที่รู้จักกันทั่วไปมากกว่าที่เรียกอีกอย่างหนึ่งว่า โปรเทียม (protium) มีเพียงโปรตอนเดียวเท่านั้น ไม่มีนิวตรอน ดิวเทอเรียมมี'ความอุดมในธรรมชาติ' โดยพบในมหาสมุทรทั่วไปประมาณหนึ่งอะตอมใน 6420 อะตอมของไฮโดรเจน ทำให้ดิวเทอเรียมมีสัดส่วนที่ประมาณ 0.0156% (หรือ 0.0312% ถ้าคิดตามมวล) ของไฮโดรเจนที่เกิดในธรรมชาติทั้งหมดในมหาสมุทร ในขณะที่โปรเทียมมีสัดส่วนมากกว่า 99.98% ความอุดมของดิวเทอเรียมเปลี่ยนแปงเล็กน้อยตามชนิดของน้ำตามธรรมชาติ (ดู ค่าเฉลี่ยของน้ำในมหาสมุทรตามมาตรฐานเวียนนา) นิวเคลียสของดิวเทอเรียมเรียกว่าดิวเทอรอน เราใช้สัญลักษณ์ 2H แทนดิวเทอเรียม อย่างไรก็ตาม บ่อยครั้งที่เราใช้ D แทนดิวเทอเรียม เช่นเมื่อเราต้องการจะเขียนสัญลักษณ์แทนโมเลกุลก๊าซดิวเทอเรียม จะสามารถเขียนแทนได้ว่า 2H2 หรือ D2 ก็ได้ หากแทนที่ดิวเทอเรียมในโมเลกุลของน้ำ จะทำให้เกิดสารดิวเทอเรียมออกไซด์หรือที่เรียกว่าน้ำมวลหนักขึ้น ถึงแม้น้ำชนิดหนักจะไม่เป็นสารพิษที่ร้ายแรงมากนัก แต่ก็ไม่เคยถูกนำมาใช้ในการอุปโภคบริโภค การมีอยู่ของดิวเทอเรียมในดาวฤกษ์เป็นข้อมูลสำคัญในวิชาจักรวาลวิทยา โดยปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันในดาวฤกษ์จะทำลายดิวเทอเรียม ยังไม่พบกระบวนการในธรรมชาติใดๆที่ทำให้เกิดดิวเทอเรียมนอกจากปรากฏการณ์บิ๊กแบง ดิวเทอเรียมไม่มีอะไรต่างจากไฮโดรเจนมากนักในเชิงเคมีฟิสิกส์ นอกเสียจากว่ามีมวลที่หนักกว่า ซึ่งมวลที่หนักกว่านี้เองที่ทำให้ดิวเทอเรียมเปรียบเสมือนกับไฮโดรเจนที่เชื่องช้า เนื่องจากการที่มีมวลมากกว่า จะทำให้มีอัตราการเกิดปฏิกิริยาน้อยกว.

ดู ดาวฤกษ์และดิวเทอเรียม

คลื่นกระแทก

ลื่นเสียงของคลื่นกระแทกที่เกิดจากวัตถุความเร็วเหนือเสียงที่มีรูปร่างทรงแหลม คลื่นกระแทก (shock wave) คือรูปแบบการรบกวนที่แพร่ออกไปชนิดหนึ่ง เหมือนกับคลื่นปกติทั่วไปซึ่งมีพลังงานอยู่ในตัวและสามารถแพร่พลังงานนั้นออกไปผ่านตัวกลางหนึ่งๆ (อาจเป็นของแข็ง ของเหลว แก๊ส หรือพลาสมา) หรือบางครั้งก็อาจสูญหายไปในวัสดุที่เป็นตัวกลางโดยผ่านสนาม เช่น สนามแม่เหล็กไฟฟ้า คลื่นกระแทกมีคุณลักษณะที่เกิดแบบทันทีทันใด เป็นการเปลี่ยนแปลงแบบไม่ต่อเนื่องในสารตัวกลาง เมื่อเกิดการกระแทก จะมีกระแสความดัน อุณหภูมิ และความหนาแน่นที่พุ่งสูงขึ้นอย่างรวดเร็วเสมอ คลื่นกระแทกจะเดินทางผ่านสารตัวกลางส่วนใหญ่ด้วยความเร็วที่สูงกว่าคลื่นโดยทั่วไป วัตถุที่เป็นแหล่งกำเนิดเสียงอาจเคลื่อนที่ด้วยความเร็วที่น้อยกว่าหรือมากกว่าอัตราเร็วเสียงในตัวกลางก็ได้ ในกรณีที่เคลื่อนที่ด้วยความเร็วน้อยกว่าอัตราเร็วเสียง เสียงที่ผู้ฟังได้ยินจะเป็นไปตามปรากฏการณ์ดอปเพลอร์ แต่หากเคลื่อนที่ด้วยความเร็วมากกว่าอัตราเร็วเสียง เสียงที่ผู้ฟังได้ยินจะแตกต่างไปจากปรากฏการณ์ดอปเพลอร์ และไม่สามารถใช้ปรากฏการณ์ดอปเพลอร์อธิบายสิ่งที่เกิดขึ้นได้ตัวอย่างของเสียงในกรณีนี้ เช่น เสียงจากเครื่องบินที่มีความเร็วมากกว่าอัตราเร็วเสียงโดยเป็นเสียงที่ดังมกและเกิดขึ้นเมื่อเครื่องบินเคลื่อนที่ผ่านผู้ฟัง คลื่นเสียงในกรณีนี้คือ คลื่นกระแทก และเสียงจากคลื่นกระแทกซึ่งเป็นเสียงที่ดังมากจะเรียกว่า ซอนิกบูม (sonic boom) ผู้ฟังที่เคยได้ยินเสียงจากคลื่นกระแทกที่เกิดจากเครื่องบินจะสังเกตได้ว่า เสียงจากคลื่นกระแทกมักเกิดขึ้นหลังจากเครื่องบินเคลื่อนที่ผ่านผู้ฟังไปแล้ว สาเหตุเนื่องจากคลื่นกระแทกเป็นคลื่นรูปกรวย ซึ่งหน้าคลื่นจะเคลื่อนที่มาถึงผู้ฟังเมื่อเครื่องบินเคลื่อนผ่านผู้ฟังไปแล้ว เสียงที่ผู้ฟังได้ยินจะเป็นเสียงดังมากเนื่องจากคลื่นกระแทกมีแอมพลิจูดมากและพลังงานสูง ในบางครั้งพลังงานของคลื่นกระแทกสามารถทำให้หน้าต่างแตกได้ และดังที่ได้กล่าวแล้วในตอนต้นเสียงดังนี้เรียกว่า ซอนิกบูม ซึ่งผู้ฟังอาจได้ยินเสียงซอนิกบูมจากเครื่องบินลำหนึ่งหลายครั้ง เนื่องจากคลื่นกระแทกสามารถเกิดขึ้นบนเครื่องบินได้หลายตำแหน่ง.

ดู ดาวฤกษ์และคลื่นกระแทก

คลื่นวิทยุ

ลื่นวิทยุ เป็นคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าชนิดหนึ่งที่เกิดขึ้นในช่วงความถี่วิทยุบนเส้นสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้า คลื่นวิทยุไม่ต้องอาศัยตัวกลางในการเคลื่อนที่ ใช้ในการสื่อสารมี 2 ระบบคือ A.M.

ดู ดาวฤกษ์และคลื่นวิทยุ

ความสมมูลมวล–พลังงาน

ประติมากรรมสูง 3 เมตร แสดงสมการ ''E''.

ดู ดาวฤกษ์และความสมมูลมวล–พลังงาน

ความสว่าง

วามสว่าง (Brightness) คุณสมบัติอย่างหนึ่งของการรับรู้ภาพ โดยการรับรู้ว่ามีการกำเนิดภาพได้ เปล่งแสงออกมาพูดอีกอย่างหนึ่งเรียกว่าความสว่าง เป็นการรับรู้อันเกิดจากความส่องสว่างของวัตถุที่มองเห็นนั่นเอง เป็นที่น่าสังเกตว่า ความส่องสว่างของเป้าหมายอันเดียวกัน สามารถให้การรับรู้ถึงความสว่างที่แตกต่างกันในปริบทที่ต่างกัน สำหรับในปริภูมิสี RGB นั้น ความสว่าง อาจคิดได้เป็น ค่าเฉลี่ยเลขคณิต (arithmetic mean) "μ" ของโคออร์ดิเนตสีแดง เขียว และน้ำเงิน (แม้ว่าองค์ประกอบบางส่วนของทั้งสามสีนี้จะทำให้แสงนั้นดูเหมือนสว่างกว่าสีอื่น ซึ่งอาจชดเชยได้จากระบบแสดงผลบางระบบได้โดยอัตโนมัติ) ดังนี้ โดยที่ R.

ดู ดาวฤกษ์และความสว่าง

ความสว่างดวงอาทิตย์

วามสว่างดวงอาทิตย์ เป็นหน่วยวัดความสว่างหรือฟลักซ์การแผ่รังสี (พลังงานที่ปลดปล่อยออกมาในรูปโปรตอน) เคยถูกใช้โดยนักดารศาสตร์เพื่อวัดความสว่างของดาวฤกษ์ ค่าดังกล่าวมีค่าเท่ากับค่าความสว่างของดวงอาทิตย์ที่ยอมรับกันในปัจจุบัน ซึ่งมีค่าเท่ากับ 3.839 × 1026 วัตต์ หรือ 3.839 × 1033 เอิร์ก/วินาที ค่าดังกล่าวจะสูงขึ้นเล็กน้อยเป็น 3.939 × 1026 วัตต์ (เท่ากับ 4.382 × 109 กิโลกรัม/วินาที) ถ้ารังสีนิวตริโนดวงอาทิตย์ถูกคิดรวมเข้าไปด้วยเช่นเดียวกับคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้า ดวงอาทิตย์เป็นดาวแปรแสงอย่างอ่อน ดังนั้น ความสว่างของมันจึงมีความผันผวน ความผันแปรที่โดดเด่น คือ วัฏจักรสุริยะ (วัฏจักรจุดดับบนดวงอาทิตย์) ซึ่งทำให้เกิดความผันแปรตามเวลาราว ±0.1% ตัวแปรอื่น ๆ ตลอดช่วง 200-300 ปีที่ผ่านมามีการคาดการณ์ว่าส่งผลกระทบน้อยกว่านี้มาก.

ดู ดาวฤกษ์และความสว่างดวงอาทิตย์

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.

ดู ดาวฤกษ์และความส่องสว่าง

ความส่องสว่างสัมบูรณ์

วามส่องสว่างสัมบูรณ์ (Absolute magnitude,M) เป็นการวัดความสว่างที่แท้จริงของดาวฤกษ์ โดยจินตนาการให้ดาวฤกษ์นั้นอยู่ที่ระยะห่างจากโลกออกไป 10 พาร์เซก หรือ 32.616 ปีแสง โดยดาวที่ห่างไปจากโลก 10 พาร์เซก จะมีมุมแพรัลแลกซ์ เป็น 0.1 พิลิปดา การวัดความสว่างของดาวฤกษ์อีกแบบคือความส่องสว่างปรากฏซึ่งเป็นการวัดความสว่างของดาวบนท้องฟ้าเมื่อมองจากโลก อย่างไรก็ตามแม้ความส่องสว่างปรากฏจะสามารถบอกอันดับความสว่างของดาวได้ แต่ก็ไม่สามารถบอกกำลังส่องสว่างที่แท้จริงของดาวฤกษ์ดวงนั้นๆ ได้อย่างถูกต้อง ดาวฤกษ์ที่ปรากฏให้เห็นความสว่างยามค่ำคืนน้อยกว่า แท้จริงแล้วอาจมีกำลังส่องสว่างมากกว่าดาวที่ปรากฏสุกใสอยู่บนท้องฟ้าได้ ซึ่งเป็นเพราะดาวนั้นอยู่ไกลจากโลกออกไปมากนั่นเอง ค่าของความส่องสว่างสัมบูรณ์มีลักษณะเหมือนกับความส่องสว่างปรากฏ คือ ดวงดาวที่มีอันดับความสว่างต่างกัน 5 อันดับ จะมีความสว่างต่างกัน 100 เท่า คือ ดวงดาวที่มีความส่องสว่างสัมบูรณ์ต่างกัน 1 ความส่องสว่าง จะมีความสว่างต่างกัน \sqrt\approx 2.512 เท.

ดู ดาวฤกษ์และความส่องสว่างสัมบูรณ์

ความส่องสว่างปรากฏ

วามส่องสว่างปรากฏ (apparent magnitude, m) เป็นหน่วยวัดความสว่างของดาวฤกษ์ ดาวเคราะห์ หรือวัตถุท้องฟ้าอื่นในจักรวาล กล่าวอีกนัยหนึ่งคือปริมาณแสดงที่ได้รับจากวัตถุนั้น นิยามให้ความส่องสว่างปรากฏมีค่าเพิ่มขึ้น 5 หน่วยเมื่อความสว่างลดลงเหลือ 1 ใน 100 (นั่นคือเมื่อวัตถุเดียวกันแต่อยู่ไกลขึ้นเป็น 10 เท่า) หรือค่าความส่องสว่างปรากฏเพิ่มขึ้น 1 หน่วยเมื่อความสว่างลดลง 2.512 เท่า โดยที่ 2.512 คือรากที่ห้าของ 100 (1000.2) ปริมาณแสงที่รับได้ จริง ๆ แล้วจะขึ้นอยู่กับความหนาของชั้นบรรยากาศในทิศทางการมองวัตถุ ดังนั้นความส่องสว่างปรากฏจึงปรับค่าให้ได้ความสว่างเมื่อผู้สังเกตอยู่นอกชั้นบรรยากาศ ยิ่งวัตถุมีแสงจางเท่าไหร่ค่าความส่องสว่างปรากฏก็ยิ่งมีค่ามากเท่านั้น.

ดู ดาวฤกษ์และความส่องสว่างปรากฏ

ความถี่

วามถี่ (frequency) คือจำนวนการเกิดเหตุการณ์ซ้ำในหนึ่งหน่วยของเวลา ความถี่อาจเรียกว่า ความถี่เชิงเวลา (temporal frequency) หมายถึงแสดงให้เห็นว่าต่างจากความถี่เชิงพื้นที่ (spatial) และความถี่เชิงมุม (angular) คาบคือระยะเวลาของหนึ่งวงจรในเหตุการณ์ที่เกิดซ้ำ ดังนั้นคาบจึงเป็นส่วนกลับของความถี่ ตัวอย่างเช่น ถ้าหัวใจของทารกเกิดใหม่เต้นที่ความถี่ 120 ครั้งต่อนาที คาบ (ช่วงเวลาระหว่างจังหวะหัวใจ) คือครึ่งวินาที (นั่นคือ 60 วินาทีหารจาก 120 จังหวะ) ความถี่เป็นตัวแปรสำคัญในวิทยาศาสตร์และวิศวกรรม สำหรับระบุอัตราของปรากฏการณ์การแกว่งและการสั่น เช่น การสั่นของเครื่องจักร โสตสัญญาณ (เสียง) คลื่นวิทยุ และแสง.

ดู ดาวฤกษ์และความถี่

ความโน้มถ่วง

หมุนรอบดวงอาทิตย์ ไม่หลุดออกจากวงโคจร (ภาพไม่เป็นไปตามอัตราส่วน) ความโน้มถ่วง (gravity) เป็นปรากฏการณ์ธรรมชาติซึ่งทำให้วัตถุกายภาพทั้งหมดดึงดูดเข้าหากัน ความโน้มถ่วงทำให้วัตถุกายภาพมีน้ำหนักและทำให้วัตถุตกสู่พื้นเมื่อปล่อย แรงโน้มถ่วงเป็นหนึ่งในสี่แรงหลัก ซึ่งประกอบด้วย แรงโน้มถ่วง แรงแม่เหล็กไฟฟ้า แรงนิวเคลียร์แบบอ่อน และ แรงนิวเคลียร์แบบเข้ม ในจำนวนแรงทั้งสี่แรงหลัก แรงโน้มถ่วงมีค่าน้อยที่สุด ถึงแม้ว่าแรงโน้มถ่วงจะเป็นแรงที่เราไม่สามารถรับรู้ได้มากนักเพราะความเบาบางของแรงที่กระทำต่อเรา แต่ก็เป็นแรงเดียวที่ยึดเหนี่ยวเราไว้กับพื้นโลก แรงโน้มถ่วงมีความแรงแปรผันตรงกับมวล และแปรผกผันกับระยะทางยกกำลังสอง ไม่มีการลดทอนหรือถูกดูดซับเนื่องจากมวลใดๆ ทำให้แรงโน้มถ่วงเป็นแรงที่สำคัญมากในการยึดเหนี่ยวเอกภพไว้ด้วยกัน นอกเหนือจากความโน้มถ่วงที่เกิดระหว่างมวลแล้ว ความโน้มถ่วงยังสามารถเกิดขึ้นได้จากการที่เราเปลี่ยนสภาพการเคลื่อนที่ตามกฎการเคลื่อนที่ของนิวตัน เช่น การเพิ่มหรือลดความเร็วของวัตถุ การเปลี่ยนทิศทางการเคลื่อนที่ เป็นต้น.

ดู ดาวฤกษ์และความโน้มถ่วง

ความโน้มถ่วงพื้นผิว

วามโน้มถ่วงพื้นผิว หรือ g ของเทหวัตถุทางดาราศาสตร์ คือความเร่งตามความโน้มถ่วงที่สามารถพบได้บนพืนผิวของวัตถุนั้น บางครั้งอาจคิดได้ว่าเป็นความเร่งที่เกิดขึ้นกับอนุภาคทดสอบตามสมมุติฐานเนื่องจากความโน้มถ่วง ซึ่งอยู่ใกล้เคียงกับพื้นผิวของวัตถุทางดาราศาสตร์มาก และสามารถละเว้นการคิดถึงมวลได้ เราสามารถวัดค่าความโน้มถ่วงพื้นผิวได้ในหน่วยของความเร่ง ซึ่งตามหน่วยเอสไอ คือ เมตรต่อวินาทีกำลังสอง บางครั้งก็แสดงค่าเป็นตัวคูณของความโน้มถ่วงมาตรฐานของโลก คือ g.

ดู ดาวฤกษ์และความโน้มถ่วงพื้นผิว

ความไม่เสถียรของจีนส์

วามไม่เสถียรของจีนส์ (Jeans instability) เป็นสาเหตุทำให้เกิดการยุบตัวของเมฆระหว่างดาวและทำให้เกิดการก่อตัวของดาวฤกษ์เป็นลำดับต่อไป เกิดขึ้นเมื่อแรงดันก๊าซภายในไม่เพียงพอที่จะป้องกันการยุบตัวจากแรงโน้มถ่วงของห้วงบริเวณที่เต็มไปด้วยสสาร การจะดำรงภาวะเสถียรไว้นั้น กลุ่มเมฆจะต้องมีภาวะสมดุลอุทกสถิต ซึ่งในกรณีของกลุ่มเมฆทรงกลมนั้นสามารถแปลงเป็นสมการได้ดังนี้ โดยที่ M_(r) คือมวลที่อยู่ภายใน, p คือแรงดัน, \rho(r) คือความหนาแน่นของก๊าซที่ระยะรัศมี r, G คือ ค่าคงที่แรงโน้มถ่วง และ r คือรัศมี ภาวะสมดุลจะคงอยู่ได้ถ้ามีความยุ่งเหยิงเล็กๆ เกิดขึ้น แต่จะเข้าสู่ความไม่เสถียรถ้ามันขยายตัวขึ้น โดยทั่วไป กลุ่มเมฆไม่เสถียรถ้ามันมีมวลสูงมากๆ ที่อุณหภูมิค่าหนึ่ง หรือเย็นมากๆ ที่ขีดมวลค่าหนึ่ง ทำให้แรงโน้มถ่วงเอาชนะแรงดันก๊าซภายในได้.

ดู ดาวฤกษ์และความไม่เสถียรของจีนส์

ความเร็วแนวเล็ง

วามเร็วแนวเล็ง บางครั้งก็เรียกว่า ความเร็วเชิงรัศมี หรือ ความเร็วแนวรัศมี (radial velocity) เป็นความเร็วของวัตถุในทิศทางที่อยู่ตรงแนวสายตาของเรา ไม่ว่าจะเป็นการเคลื่อนเข้าหาตัวเราหรือเคลื่อนออกจากตัวเราก็ตาม แสงจากวัตถุที่มีความเร็วแนวเล็งที่แน่นอนสามารถทำให้เกิดปรากฏการณ์ดอปเปลอร์ได้ โดยความถี่ของแสงจะลดลงขณะที่วัตถุเคลื่อนที่ห่างออกไป (เรียกว่า การเคลื่อนไปทางแดง) หรือความถี่จะเพิ่มขึ้นเมื่อวัตถุเคลื่อนใกล้เข้ามา (เรียกว่า การเคลื่อนไปทางน้ำเงิน) การวัดความเร็วแนวเล็งของดาวฤกษ์หรือวัตถุส่องสว่างอื่นที่อยู่ห่างไกลสามารถทำได้โดยการตรวจสอบสเปกตรัมความละเอียดสูงและเปรียบเทียบคลื่นความถี่ที่ได้กับแถบสเปกตรัมที่เราทราบค่าแล้วจากห้องทดลอง ตามปกติ ความเร็วแนวเล็งที่เป็นบวกหมายถึงวัตถุกำลังเคลื่อนห่างออกไป ถ้าความเร็วแนวเล็งเป็นลบ หมายถึงวัตถุกำลังเคลื่อนใกล้เข้ามา ในระบบดาวคู่หลายแห่ง การเคลื่อนที่ของวงโคจรจะทำให้ความเร็วแนวเล็งแปรค่าไปมาได้หลายกิโลเมตรต่อวินาที เมื่อค่าสเปกตรัมของดาวเหล่านี้เปลี่ยนแปลงไปมาจากผลของปรากฏการณ์ดอปเปลอร์ จึงเรียกเหตุการณ์นี้ว่า spectroscopic binaries การศึกษาความเร็วแนวเล็งใช้เพื่อประมาณค่ามวลของดาวฤกษ์และองค์ประกอบของวงโคจรบางตัว เช่นความเยื้องศูนย์กลางของวงโคจรและค่ากึ่งแกนเอก กระบวนการเดียวกันนี้สามารถนำไปใช้ในการตรวจจับดาวเคราะห์รอบดาวฤกษ์ได้ ด้วยหลักการการตรวจจับความเคลื่อนไหวจะบ่งชี้ถึงคาบดาราคติของดาวเคราะห์ และขนาดของการเคลื่อนที่ทำให้สามารถคำนวณค่าต่ำสุดที่เป็นไปได้ของมวลดาวเคราะห์ได้.

ดู ดาวฤกษ์และความเร็วแนวเล็ง

ความเป็นโลหะ (ดาราศาสตร์)

ในทางดาราศาสตร์และจักรวาลวิทยาเชิงกายภาพ ความเป็นโลหะ (metallicity) ของวัตถุคือค่าสัดส่วนองค์ประกอบของสสารในวัตถุนั้นที่มีส่วนประกอบของธาตุทางเคมีชนิดอื่นมากกว่าไฮโดรเจนและฮีเลียม ทั้งนี้ ดาวฤกษ์ซึ่งเป็นวัตถุที่สามารถมองเห็นได้ชัดในเอกภพมักประกอบด้วยไฮโดรเจนกับฮีเลียม นักดาราศาสตร์จึงนิยมเรียกส่วนที่เหลือ (ในที่ว่างดำมืด) ว่าเป็น "โลหะ" เพื่อความสะดวกในการบรรยายถึงส่วนที่เหลือทั้งหมด จากคำนิยามนี้ เนบิวลาซึ่งมีส่วนประกอบของคาร์บอน ไนโตรเจน ออกซิเจน และนีออน อยู่อย่างล้นเหลือ จึงถูกเรียกว่าเป็น "วัตถุอุดมโลหะ" ในทางฟิสิกส์ดาราศาสตร์ แม้ว่าองค์ประกอบเหล่านั้นไม่ได้เป็นโลหะจริงๆ ตามความหมายของเคมีดั้งเดิม จึงจำเป็นอย่างยิ่งต้องระมัดระวังไม่นำไปปะปนกับคำว่า "โลหะ" (metal หรือ metallic) โดยทั่วไป ความเป็นโลหะของวัตถุทางดาราศาสตร์อาจพิจารณาได้จากอายุของวัตถุนั้นๆ เมื่อแรกที่เอกภพก่อตัวขึ้นตามทฤษฎีบิกแบง มีองค์ประกอบของไฮโดรเจนอยู่อย่างมากมาย ซึ่งเมื่อผ่านช่วงนิวคลีโอซินทีสิสในยุคแรกเริ่มแล้ว จึงได้เกิดสัดส่วนฮีเลียมเพิ่มจำนวนมากขึ้น กับลิเทียมและเบริลเลียมอีกจำนวนเล็กน้อย แต่ยังไม่มีธาตุหนักเกิดขึ้น ดาวฤกษ์ที่อายุเก่าแก่จึงมักมีส่วนประกอบโลหะอยู่ค่อนข้างน้อย แต่ข้อเท็จจริงที่พบจากการเฝ้าสังเกตดาวฤกษ์จำนวนมากและพบส่วนประกอบของธาตุหนักอยู่ด้วย ยังเป็นปริศนาที่ไขไม่ออก คำอธิบายในปัจจุบันจึงเป็นการนำเสนอข้อมูลการมีอยู่ของดาวฤกษ์ชนิด Population III เชื่อกันว่า ถ้าไม่มีโลหะ ก็มีแต่เพียงดาวฤกษ์ที่มีมวลมากอย่างมหาศาลเท่านั้นที่จะก่อตัวขึ้นมาได้ และในช่วงปลายอายุขัยของมันก็จะมีการสร้างธาตุ 26 ชนิดแรกไปจนถึงเหล็กในตารางธาตุ ผ่านกระบวนการนิวคลีโอซินทีสิส ในเมื่อดาวฤกษ์เหล่านี้มีมวลมหาศาล แบบจำลองในปัจจุบันจึงระบุถึงการสิ้นอายุขัยของมันในลักษณะซูเปอร์โนวา ซึ่งทำให้สสารภายในของดาวแตกกระจายและแผ่ออกไปในเอกภพ ทำให้เกิดเป็นดาวฤกษ์ในรุ่นถัดมาที่มีส่วนประกอบของธาตุหนักอยู่ดังที่เราพบเห็นในปัจจุบัน ตามทฤษฎีเท่าที่มีในปี..

ดู ดาวฤกษ์และความเป็นโลหะ (ดาราศาสตร์)

คาร์ล ชวาสชิลด์

คาร์ล ชวาสชิลด์ (Karl Schwarzschild; 9 ตุลาคม ค.ศ. 1873- 11 พฤษภาคม ค.ศ. 1916) เป็นนักฟิสิกส์ชาวเยอรมัน เป็นบิดาของนักฟิสิกส์ดาราศาสตร์ มาร์ติน ชวาสชิลด์ เป็นผู้คิด Schwarzschild solution ซึ่งใช้ประโยชน์จาก Schwarzschild coordinates และ Schwarzschild metric เป็นที่มาของรัศมีสวาซชิลด์ที่มีชื่อเสียง คือ ขนาดของขอบฟ้าเหตุการณ์ของหลุมดำที่ไม่หมุนรอบตัวเอง หมวดหมู่:นักฟิสิกส์ชาวยิว หมวดหมู่:นักดาราศาสตร์ชาวเยอรมัน หมวดหมู่:นักฟิสิกส์ชาวเยอรมัน หมวดหมู่:ชาวเยอรมันเชื้อสายยิว.

ดู ดาวฤกษ์และคาร์ล ชวาสชิลด์

ปฏิทินสุริยคติ

รัญ 209 Dido ปฏิทินสุริยคติ (อังกฤษ: solar calendar) คือ ปฏิทินที่สอดคล้องกับฤดูกาลและเดคลิเนชันของดวงอาทิตย์ ความยาวนานของปีโดยเฉลี่ยมีค่าใกล้เคียงกับปีฤดูกาล ปฏิทินสุริยคติ ได้แก.

ดู ดาวฤกษ์และปฏิทินสุริยคติ

ปฏิทินฮิจเราะห์

ปฏิทินฮิจเราะห์ หรือ ปฏิทินอิสลาม หรือ ปฏิทินมุสลิม (อังกฤษ: Islamic calendar) เป็นระบบปฏิทินจันทรคติ ซึ่งประกอบด้วย 12 เดือนทางจันทรคติ ซึ่งในหนึ่งปีจะมี 354 หรือ 355 วัน ใช้กำหนดวันเหตุการณ์ในหลายประเทศมุสลิม (ควบคู่ไปกับปฏิทินเกรโกเรียน) และใช้โดยมุสลิมทั่วโลกเพื่อกำหนดวันที่เหมาะสมในการเฉลิมฉลองวันสำคัญและเทศกาลในศาสนาอิสลาม ปฏิทินฮิจเราะห์เริ่มนับเมื่อศาสดาแห่งอิสลาม นบีมุฮัมมัดอพยพจากมักกะฮ์ไปยังมะดีนะฮ์ หรือที่รู้จักกันว่า hijra, hijrah ในภาษาอังกฤษ ฮิจเราะห์ศักราชจะถูกระบุโดยใช้ตัวย่อ H หรือ AH อันเป็นตัวย่อของวลีภาษาละติน anno Hegirae (ในปีแห่งฮิจเราะห์) ปัจจุบันอยู่ในฮิจเราะห์ศักราช เนื่องจากปฏิทินฮิจเราะห์เป็นปฏิทินจันทรคติ จึงไม่เกิดขึ้นพร้อมกับฤดูกาล โดยในแต่ละปีมีวันคาดเคลื่อนไปจากปฏิทินเกรโกเรียนอยู่ 11 หรือ 12 วัน ทำให้ฤดูกาลจะกลับมาซ้ำเดิมทุก 33 ปีอิสลาม.

ดู ดาวฤกษ์และปฏิทินฮิจเราะห์

ปฏิทินเกรโกเรียน

ปฏิทินเกรโกเรียน (Gregorian Calendar) เป็นปฏิทินที่ดัดแปลงมาจากปฏิทินจูเลียน ใช้กันแพร่หลายในประเทศตะวันตก ประกาศใช้ครั้งแรกโดยสมเด็จพระสันตะปาปาเกรโกรีที่ 13 เมื่อ 24 กุมภาพันธ์ พ.ศ.

ดู ดาวฤกษ์และปฏิทินเกรโกเรียน

ประเทศอิหร่าน

อิหร่าน (ایران, อีรอน) หรือ เปอร์เซีย มีชื่ออย่างเป็นทางการว่า สาธารณรัฐอิสลามอิหร่าน (جمهوری اسلامی ايران) เป็นประเทศในเอเชียตะวันตก มีเขตแดนติดกับประเทศอาร์มีเนีย สาธารณรัฐนากอร์โน-คาราบัคโดยพฤตินัย และอาเซอร์ไบจานทางทิศตะวันตกเฉียงเหนือ ติดประเทศคาซัคสถานและรัสเซียโดยมีทะเลแคสเปียนคั่น ติดประเทศเติร์กเมนิสถานทางทิศตะวันออกเฉียงเหนือ ติดประเทศอัฟกานิสถานและปากีสถานทางทิศตะวันออก ติดอ่าวเปอร์เซียและอ่าวโอมานทางทิศใต้ และติดประเทศตุรกีและอิรักทางทิศตะวันตก มีพื้นที่ดินแดน 1,648,195 ตารางกิโลเมตร เป็นประเทศใหญ่ที่สุดอันดับที่สองในตะวันออกกลางและอันดับที่ 18 ในโลก มีประชากร 78.4 ล้านคน มากที่สุดเป็นอันดับที่ 17 ของโลก เป็นประเทศเดียวที่มีชายฝั่งทะเลแคสเปียนและมหาสมุทรอินเดีย ประเทศอิหร่านมีความสำคัญทางภูมิรัฐศาสตร์มาช้านานเนื่องจากที่ตั้งอยู่ในกลางยูเรเชียและเอเชียตะวันตก และอยู่ใกล้กับช่องแคบฮอร์มุซ อิหร่านเป็นประเทศที่มีวัฒนธรรมหลากหลายที่มีกลุ่มชาติพันธุ์และภาษาต่างๆมากมาย เปอร์เซียที่ใหญ่ที่สุด (61%) อาเซอร์ไบจาน (16%), Kurds (10%) และ Lorestan (6%) ประเทศอิหร่านเป็นที่ตั้งของอารยธรรมเก่าแก่ที่สุดแห่งหนึ่งของโลก เริ่มต้นด้วยการตั้งราชอาณาจักรก่อนเอลามและเอลามใน 3200–2800 ปีก่อน..

ดู ดาวฤกษ์และประเทศอิหร่าน

ปรากฏการณ์ดอปเพลอร์

แหล่งกำเนิดคลื่นกำลังเคลื่อนที่ไปทางซ้าย ความถี่ของคลื่นทางด้านซ้ายจึงสูงกว่าทางด้านขวา ปรากฏการณ์ดอปเพลอร์ (Doppler Effect) หรือบางครั้งเรียกว่า การเคลื่อนดอปเพลอร์ (Doppler shift) เป็นปรากฏการณ์ทางวิทยาศาสตร์อย่างหนึ่งที่ตั้งชื่อตาม คริสเตียน ดอปเพลอร์ เกี่ยวกับการเปลี่ยนแปลงความถี่ของคลื่นและความยาวคลื่นในมุมมองของผู้สังเกตเมื่อมีการเคลื่อนที่ที่สัมพันธ์กับแหล่งกำเนิดคลื่นนั้น พบเห็นได้ทั่วไปในชีวิตประจำวันเช่น เมื่อมีรถพยาบาลส่งสัญญาณไซเรนเคลื่อนเข้าใกล้ ผ่านตัวเรา และวิ่งห่างออกไป คลื่นเสียงที่เราได้ยินจะมีความถี่สูงขึ้น (กว่าคลื่นที่ส่งออกมาตามปกติ) ขณะที่รถเคลื่อนเข้ามาหา คลื่นเสียงมีลักษณะปกติขณะที่รถผ่านตัว และจะมีความถี่ลดลงเมื่อรถวิ่งห่างออกไป คลื่นที่มีการแพร่โดยต้องอาศัยตัวกลาง เช่นคลื่นเสียง ความเร็วของผู้สังเกตกับความเร็วของแหล่งกำเนิดคลื่นจะมีความสัมพันธ์กับตัวกลางที่คลื่นนั้นแพร่ผ่าน ปรากฏการณ์ดอปเพลอร์โดยรวมจะเป็นผลจากทั้งการเคลื่อนที่ของแหล่งกำเนิด การเคลื่อนที่ของผู้สังเกต และการเคลื่อนที่ของตัวกลางด้วย ปรากฏการณ์ในแต่ละส่วนสามารถวิเคราะห์ได้โดยแยกจากกัน ส่วนคลื่นที่ไม่จำเป็นต้องอาศัยตัวกลางเช่นคลื่นแสงหรือแรงโน้มถ่วงในทฤษฎีสัมพัทธภาพพิเศษ จะสนใจเฉพาะความเร็วสัมพันธ์ที่แตกต่างกันระหว่างผู้สังเกตกับแหล่งกำเนิดเท่านั้น การเปลี่ยนความถี่ของเสียงที่ผู้ฟังได้ยินจะขึ้นอยู่กับความเร็วของแหล่งกำเนิด การเปลี่ยนความถี่ของเสียงที่ผู้ฟังได้ยินจะขึ้นอยู่กับความเร็วของแหล่งกำเนิด Vs (s ย่อมาจากSource) และความเร็วของผู้ฟังVL (L ย่อมาจาก Listener) โดยทั่วไปทั้งผู้ฟังและแหล่งกำเนิดอาจจะเคลื่อนที่ได้ ดังนั้นในการวิเคราะห์จึงไม่เหมาะสมที่จะใช้ผู้ฟังหรือแหล่งกำเนิดเป็นกรอบอ้างอิง ในที่นี่จึงใช้ตัวกลางที่เสียงเคลื่อนที่เป็นการอ้างอิง ซึ่งจะทำให้อัตราเร็วเสียงคงตัวเสมอ ไม่ขึ้นอยู่กับความเร็วของแหล่งกำเนิดหรือผู้ฟัง ในส่วนของของความเร็ซของแหล่งกำเนิด VS และความเร็วของผู้ฟัง VL จะวัดเทียบตัวกลางของคลื่นเสียงด้วย และเนื่องจากการศึกษาปรากฎการณ์คอปเพลอร์ในที่นี้เป็นเป็นเพียงการศึกษาในเบื้องต้น ดังนั้นจะพิจารณาเฉพาะกรณีที่ความเร็วของแหล่งกำเนิดและผู้ฟังอยู่บนเส้นตรงที่เชื่อมระหว่างแหล่งกำเนิดกับผู้ฟังเท่านั้น (การเคลื่อนที่ 1 มิติ).

ดู ดาวฤกษ์และปรากฏการณ์ดอปเพลอร์

ปรากฏการณ์โฟโตอิเล็กทริก

ปรากฏการณ์โฟโตอิเล็กทริก เมื่อคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าตกกระทบสสารแล้วทำให้อิเล็กตรอนในสสารหลุดออกมาพร้อมพลังงานจลน์ ปรากฏการณ์โฟโตอิเล็กทริก (photoelectric effect) เป็นปรากฏการณ์ที่อิเล็กตรอนหลุดออกจากสสาร (เรียกสสารเหล่านี้ว่า โฟโตอีมิสสีฟ) http://physics.info/photoelectric/ เมื่อสสารนั้นสัมผัสกับคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าที่มีความถี่สูง (ความยาวคลื่นต่ำ พลังงานสูง เช่น รังสีอัลตราไวโอเล็ต) และเรียกอิเล็กตรอนที่หลุดออกมาว่า โฟโตอิเล็กตรอน ปรากฏการดังกล่าวค้นพบโดยนักฟิสิกส์ชื่อไฮน์ริช เฮิร์ตซ์ ในปี..

ดู ดาวฤกษ์และปรากฏการณ์โฟโตอิเล็กทริก

ปีแสง

ปีแสง (อังกฤษ: light-year) คือ หน่วยของระยะทางในทางดาราศาสตร์ 1 ปีแสง เท่ากับระยะทางที่แสงเดินทางในเวลา 1 ปี จากอัตราเร็วแสงที่มีค่า 299,792,458 เมตร/วินาที ระยะทาง 1 ปีแสงจึงมีค่าประมาณ 9.4607 กิโลเมตร.

ดู ดาวฤกษ์และปีแสง

นักดาราศาสตร์

''กาลิเลโอ'' ผู้ได้รับยกย่องทั่วไปว่าเป็นบิดาของนักดาราศาสตร์ยุคใหม่ นักดาราศาสตร์ เป็นนักวิทยาศาสตร์ที่ทำการค้นคว้าหาข้อเท็จจริงเกี่ยวกับดาราศาสตร์หรือฟิสิกส์ดาราศาสตร์ แต่เดิมมาในอดีตกาล นักดาราศาสตร์ นักฟิสิกส์ หรือนักปรัชญา มักจะเป็นบุคคลคนเดียวกัน เพราะเป็นผู้สืบหาข้อเท็จจริงเกี่ยวกับธรรมชาติ ต่อมาผู้ที่ให้ความสนใจกับปรากฏการณ์บนท้องฟ้าเป็นพิเศษ จึงเรียกเฉพาะเจาะจงไปว่าเป็น "นักดาราศาสตร์" หมวดหมู่:อาชีพ.

ดู ดาวฤกษ์และนักดาราศาสตร์

นาซา

องค์การบริหารการบินและอวกาศแห่งชาติ (National Aeronautics and Space Administration) หรือ นาซา (NASA) ก่อตั้งขึ้นเมื่อวันที่ 29 กรกฎาคม พ.ศ. 2501 (ค.ศ.

ดู ดาวฤกษ์และนาซา

นิวทริโน

นิวทริโน (Neutrino) เป็นอนุภาคมูลฐาน ที่เป็นกลางทางไฟฟ้า และมีค่าสปิน (ฟิสิกส์)เท่ากับครึ่งจำนวนเต็ม นิวทริโน (ภาษาอิตาลีหมายถึง "สิ่งเป็นกลางตัวน้อย") ใช้สัญลักษณ์แทนด้วยอักษรกรีกว่า \nu_^ (นิว) มวลของนิวทริโนมีขนาดเล็กมากเมื่อเปรียบเทียบกับอนุภาคย่อยอื่นๆ และเป็นอนุภาคเพียงชนิดเดียวที่รู้จักในขณะนี้ที่มีความเป็นไปได้ว่าจะเป็นสสารมืด โดยเฉพาะอย่างยิ่งสสารมืดร้อน นิวทริโนเป็นเลปตอน กลุ่มเดียวกับอิเล็กตรอน มิวออน และเทา (อนุภาค) แต่ไม่มีประจุไฟฟ้า แบ่งเป็น 3 ชนิด (หรือ flavour) ได้แก่ อิเล็กตรอนนิวทริโน (Ve) มิวออนนิวทริโน (Vμ) และเทานิวทริโน (VT) แต่ละเฟลเวอร์มีคู่ปฏิปักษ์ (ปฏิยานุภาค) ของมันเรียกว่า "ปฏินิวทริโน" ซึ่งไม่มีประจุไฟฟ้าและมีสปินเป็นครึ่งเช่นกัน นิวทริโนถูกสร้างขึ้นในวิธีที่อนุรักษ์ เลขเลปตอน นั่นคือ เมื่อมี อิเล็กตรอนนิวทริโน ถูกสร้างขึ้น หนึ่งตัว จะมี โพซิตรอน (ปฏิอิเล็กตรอน) หนึ่งตัวถูกสร้างขึ้นด้วย และเมื่อมี อิเล็กตรอนปฏินิวทริโนหนึ่งตัวถูกสร้างขึ้น ก็จะมีอิเล็กตรอนหนึ่งตัวถูกสร้างขึ้นเช่นกัน นิวทริโนไม่มีประจุไฟฟ้า จึงไม่ถูกกระทบโดยแรงแม่เหล็กไฟฟ้าที่จะกระทำต่อทุกอนุภาคที่มีประจุไฟฟ้า และเนื่องจากมันเป็นเลปตอน จึงไม่ถูกกระทบโดยอันตรกิริยาอย่างเข้มที่จะกระทำต่อทุกอนุภาคที่ประกอบเป็นนิวเคลียสของอะตอม นิวทริโนจึงถูกกระทบโดย อันตรกิริยาอย่างอ่อน และ แรงโน้มถ่วง เท่านั้น แรงอย่างอ่อนเป็นปฏิสัมพันธ์ที่มีระยะทำการสั้นมาก และแรงโน้มถ่วงก็อ่อนแออย่างสุดขั้วในระยะทางระดับอนุภาค ดังนั้นนิวทริโนโดยทั่วไปจึงสามารถเคลื่อนผ่านสสารทั่วไปได้โดยไม่ถูกขวางกั้นและไม่สามารถตรวจจับได้ นิวทริโนสามารถสร้างขึ้นได้ในหลายวิธี รวมทั้งในหลายชนิดที่แน่นอนของการสลายให้กัมมันตรังสี, ในปฏิกิริยานิวเคลียร์ เช่นพวกที่เกิดขึ้นในดวงอาทิตย์, ในเครื่องปฏิกรณ์นิวเคลียร์, เมื่อรังสีคอสมิกชนกับอะตอมและในซูเปอร์โนวา ส่วนใหญ่ของนิวทริโนในบริเวณใกล้โลกเกิดจากปฏิกิริยานิวเคลียร์ในดวงอาทิตย์ ในความเป็นจริง นิวทรืโนจากดวงอาทิตย์ประมาณ 65 พันล้านตัว ต่อวินาทีเคลื่อนที่ผ่านทุก ๆ ตารางเซนติเมตรที่ตั้งฉากกับทิศทางของดวงอาทิตย์ในภูมิภาคของโลก นิวทริโนมีการ แกว่ง (oscillate) ไปมาระหว่างฟเลเวอร์ที่แตกต่างกันเมื่อมีการเคลื่อนที่ นั่นคิอ อิเล็กตรอนนิวทริโนตัวหนึ่งที่ถูกสร้างขึ้นในปฏิกิริยาการสลายให้อนุภาคบีตา อาจกลายเป็นมิวออนนิวทริโนหรือเทานิวทริโนหนึ่งตัวเมื่อมาถึงเครื่องตรวจจับ ซึ่งนิวทริโนแต่ละชนิดจะมีมวลไม่เท่ากัน ถึงแม้ว่ามวลเหล่านี้มีขนาดที่เล็กมาก จากการวัดทางจักรวาลวิทยา ได้มีการคำนวณว่าผลรวมของมวลนิวทริโนสามตัวน้อยกว่าหนึ่งในล้านส่วนของมวลอิเล็กตรอน.

ดู ดาวฤกษ์และนิวทริโน

นิวเคลียสของอะตอม

ground state)) แต่ละนิวคลีออนสามารถพูดได้ว่าครอบครองช่วงหนึ่งของตำแหน่ง นิวเคลียส ของอะตอม (Atomic nucleus) เป็นพื้นที่ขนาดเล็กที่หนาแน่นในใจกลางของอะตอม ประกอบด้วยโปรตอน และนิวตรอน (สำหรับอะตอมของไฮโดรเจนธรรมดา นิวเคลียสมีแต่โปรตอนเท่านั้น ไม่มีนิวตรอน) นิวเคลียสถูกค้นพบในปี 1911 โดยเออร์เนสต์ รัทเทอร์ฟอร์ด ที่ได้จาก'การทดลองฟอยล์สีทองของ Geiger-Marsden ในปี 1909'.

ดู ดาวฤกษ์และนิวเคลียสของอะตอม

แสง

ปริซึมสามเหลี่ยมกระจายลำแสงขาว ลำที่ความยาวคลื่นมากกว่า (สีแดง) กับลำที่ความยาวคลื่นน้อยกว่า (สีม่วง) แยกจากกัน แสง (light) เป็นการแผ่รังสีแม่เหล็กไฟฟ้าในบางส่วนของสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้า คำนี้ปกติหมายถึง แสงที่มองเห็นได้ ซึ่งตามนุษย์มองเห็นได้และทำให้เกิดสัมผัสการรับรู้ภาพ แสงที่มองเห็นได้ปกตินิยามว่ามีความยาวคลื่นอยู่ในช่วง 400–700 นาโนเมตร ระหวางอินฟราเรด (ที่มีความยาวคลื่นยาวกว่าและมีคลื่นแคบกว่านี้) และอัลตราไวโอเล็ต (ที่มีความยาวคลื่นน้อยกว่าและมีคลื่นกว้างกว่านี้) ความยาวคลื่นนี้หมายถึงความถี่ช่วงประมาณ 430–750 เทระเฮิรตซ์ ดวงอาทิตย์เป็นแหล่งกำเนิดแสงหลักบนโลก แสงอาทิตย์ให้พลังงานซึ่งพืชสีเขียวใช้ผลิตน้ำตาลเป็นส่วนใหญ่ในรูปของแป้ง ซึ่งปลดปล่อยพลังงานแก่สิ่งมชีวิตที่ย่อยมัน กระบวนการสังเคราะห์ด้วยแสงนี้ให้พลังงานแทบทั้งหมดที่สิ่งมีชีวิตใช้ ในอดีต แหล่งสำคัญของแสงอีกแหล่งหนึ่งสำหรับมนุษย์คือไฟ ตั้งแต่แคมป์ไฟโบราณจนถึงตะเกียงเคโรซีนสมัยใหม่ ด้วยการพัฒนาหลอดไฟฟ้าและระบบพลังงาน การให้แสงสว่างด้วยไฟฟ้าได้แทนแสงไฟ สัตว์บางชนิดผลิตแสงไฟของมันเอง เป็นกระบวนการที่เรียก การเรืองแสงทางชีวภาพ คุณสมบัติปฐมภูมิของแสงที่มองเห็นได้ คือ ความเข้ม ทิศทางการแผ่ สเปกตรัมความถี่หรือความยาวคลื่น และโพลาไรเซชัน (polarization) ส่วนความเร็วในสุญญากาศของแสง 299,792,458 เมตรต่อวินาที เป็นค่าคงตัวมูลฐานหนึ่งของธรรมชาติ ในวิชาฟิสิกส์ บางครั้งคำว่า แสง หมายถึงการแผ่รังสีแม่เหล็กไฟฟ้าในทุกความยาวคลื่น ไม่ว่ามองเห็นได้หรือไม่ ในความหมายนี้ รังสีแกมมา รังสีเอ็กซ์ ไมโครเวฟและคลื่นวิทยุก็เป็นแสงด้วย เช่นเดียวกับแสงทุกชนิด แสงที่มองเห็นได้มีการเแผ่และดูดซํบในโฟตอนและแสดงคุณสมบัติของทั้งคลื่นและอนุภาค คุณสมบัตินี้เรียก ทวิภาคของคลื่น–อนุภาค การศึกษาแสง ที่เรียก ทัศนศาสตร์ เป็นขอบเขตการวิจัยที่สำคัญในวิชาฟิสิกส์สมัยใหม่) ^~^.

ดู ดาวฤกษ์และแสง

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.

ดู ดาวฤกษ์และแถบลำดับหลัก

แซตเทิร์น

แซตเทิร์นโดยคาราวัจจิโอ แซตเทิร์น (Saturn, Saturnus) เป็นเทพในตำนานเทพปกรณัมโรมันที่เทียบเท่ากับเทพโครนัสในตำนานเทพปกรณัมกรีก เทพแซตเทิร์นเป็นเทพแห่งการเกษตรกรรมและการเก็บเกี่ยวและพลัง มือซ้ายถือเคียวและมือขวาถือฟ่อนข้าวสาลี แซตเทิร์นเป็นลูกของเฮเลนหรือเฮล ตำนานของแซตเทิร์นและโครนัสบางครั้งก็มักจะผสมเผสกัน ภรรยาของแซตเทิร์นคืออ็อปส์ (Ops) แซตเทิร์นเป็นพ่อของเซเรส, จูปิเตอร์, เวริทาส, พลูโต และเนปจูน.

ดู ดาวฤกษ์และแซตเทิร์น

โฟตอน

ฟตอน (Photon) หรือ อนุภาคของแสง เป็นการพิจารณาแสงในลักษณะของอนุภาค เนื่องจากในทางฟิสิกส์นั้น คลื่นสามารถประพฤติตัวเหมือนอนุภาคเมื่ออยู่ในสภาวะใดสภาวะหนึ่ง ซึ่งในทางตรงกันข้ามอนุภาคก็แสดงสมบัติของคลื่นได้เช่นกัน เรียกว่าเป็นคุณสมบัติทวิภาคของคลื่น-อนุภาค (wave–particle duality) ดังนั้นเมื่อพิจารณาแสงหรือคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าในลักษณะอนุภาค อนุภาคนั้นถูกเรียกว่า โฟตอน ทั้งนี้การพิจารณาดังกล่าวเกิดจากการศึกษาปรากฏการณ์โฟโตอิเล็กทริก ซึ่งเป็นปรากฏการณ์ที่โลหะปลดปล่อยอิเล็กตรอนออกมาเมื่อถูกฉายด้วยคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้า อย่างเช่น รังสีเอกซ์ (X-ray) อิเล็กตรอนที่ถูกปล่อยออกมาถูกเรียกว่า โฟโตอิเล็กตรอน (photoelectron) ปรากฏการณ์ดังกล่าวถูกเรียกอีกอย่างหนึ่งว่า Hertz Effect ตามชื่อของผู้ค้นพบ คือ นาย ไฮน์ริช เฮิร์ตซ์ โฟตอนมีปฏิยานุภาค คือ ปฏิโฟตอน (Anti-Photon) ซึ่งมีสปินเหมือนอนุภาคต้นแบบทุกประการ โฟตอนจึงเป็นปฏิยานุภาคของตัวมันเอง.

ดู ดาวฤกษ์และโฟตอน

โฟโตสเฟียร์

ฟโตสเฟียร์ (Photosphere) ของวัตถุทางดาราศาสตร์ หมายถึงย่านรอบนอกของวัตถุที่ส่งผ่านแสง คำนี้มาจากภาษากรีกโบราณว่า φως¨- φωτος/photos (โฟตอส) แปลว่า "แสง" และ σφαιρα/sphaira (สไฟรา) แปลว่า "ลูกบอล" ซึ่งสื่อถึงรูปร่างลักษณะของมันที่คล้ายพื้นผิวลูกบอลกลมที่ส่องแสงออกมา ย่านโฟโตสเฟียร์นี้กินพื้นที่ลึกลงไปในพื้นผิวของดาวฤกษ์จนกระทั่งแก๊สกลายเป็นทึบแสง ซึ่งเทียบเท่าค่า optical depth ที่ 2/3.

ดู ดาวฤกษ์และโฟโตสเฟียร์

โพซิตรอน

ซิตรอน (positron) หรือ แอนติอิเล็กตรอน (antielectron) เป็นปฏิยานุภาคหรือปฏิสสารของอิเล็กตรอน โพซิตรอนมีประจุไฟฟ้าเป็น +1 มีสปินเป็น 1/2 และมีมวลเท่ากับอิเล็กตรอน ถ้าโพซิตรอนพลังงานต่ำชนกับอิเล็กตรอนพลังงานต่ำจะเกิดการประลัย (annihilation) คือมีการเกิดโฟตอนรังสีแกมมา 2 โฟตอนหรือมากกว่า โพซิตรอนอาจจะเกิดจากการสลายตัวของการปลดปล่อยโพซิตรอนกัมมันตรังสี (ผ่านอันตรกิริยาอย่างอ่อน) หรือโดยการผลิตคู่จากโฟตอนที่มีพลังงานเพียงพอ.

ดู ดาวฤกษ์และโพซิตรอน

โมเมนตัมเชิงมุม

วามสัมพันธ์ระหว่างแรง (F) แรงบิด (τ) และเวกเตอร์โมเมนตัม (p และ L) ในระบบหมุนแห่งหนึ่ง ในทางฟิสิกส์ โมเมนตัมเชิงมุมของวัตถุรอบจุดกำเนิด (Angular Momentum) คือปริมาณเวกเตอร์ที่แสดงถึงการหมุนของวัตถุ มีค่าเท่ากับมวลของวัตถุคูณกับผลคูณเชิงเวกเตอร์ของเวกเตอร์ตำแหน่งและเวกเตอร์ความเร็ว (หรือผลคูณระหว่างโมเมนต์ความเฉื่อยกับความเร็วเชิงมุม) โมเมนตัมเชิงมุมเป็นปริมาณอนุรักษ์ กล่าวคือมันจะมีค่าคงที่เสมอจนกว่าจะมีแรงบิดภายนอกมากระทำ คุณลักษณะการอนุรักษ์ของโมเมนตัมเชิงมุมช่วยอธิบายปรากฏการณ์ทางธรรมชาติหลายประการ โมเมนตัมเชิงมุมนั้นเป็นผลระหว่างระยะห่างของวัตถุหรืออนุภาคกับแกนหมุน (r) คูณกับ โมเมนตัมเชิงเส้น (p).

ดู ดาวฤกษ์และโมเมนตัมเชิงมุม

โยฮัน เบเยอร์

กลุ่มดาวนายพราน ใน ''Uranometria'' ของเบเยอร์ โยฮัน เบเยอร์ (Johann Bayer; 1572-7 มีนาคม ค.ศ. 1625) เป็นทนายความชาวเยอรมันและนักเขียนแผนที่ดาว เกิดที่เมืองเรน แคว้นบาวาเรีย ในปี..

ดู ดาวฤกษ์และโยฮัน เบเยอร์

โยฮันเนส เอเวลิอุส

ันเนส เอเวลิอุส ภาพโดย ดาเนียล ชูลต์ซ โยฮันเนส เอเวลิอุส (ภาษาละติน; Johannes Hewel, Johann Hewelke, Johannes Höwelcke; ในภาษาโปแลนด์, Jan Heweliusz; 28 มกราคม 1611 – 28 มกราคม 1687) แหล่งข้อมูลบางแห่งอ้างถึงเอเวลิอุสว่าเป็นชาวโปแลนด์.

ดู ดาวฤกษ์และโยฮันเนส เอเวลิอุส

โลก

"เดอะบลูมาร์เบิล" ภาพถ่ายดาวเคราะห์โลกจากยาน ''อพอลโล 17'' โลก (loka; world) มีความหมายโดยปริยายหมายถึงหมู่มนุษย์ รวมทั้งอารยธรรมมนุษย์โดยรวมทั้งหมด โดยเฉพาะในด้านประสบการณ์ ประวัติศาสตร์ หรือสภาพของมนุษย์โดยทั่ว ๆ ไป ทั้งนี้ คำว่า ทั่วโลก หมายถึงสถานที่ใด ๆ บนดาวเคราะห์โลก ในทางปรัชญามองโลกอยู่ 2 แบบ คือ.

ดู ดาวฤกษ์และโลก

โหราศาสตร์

หราศาสตร์ (Astrology) เป็นศาสตร์หนึ่งที่ไม่ได้รับการยอมรับทางวิทยาศาสตร์ มีความเกี่ยวข้องกับการทำนายอนาคต หรือ โชคชะตาของมนุษย์,ปรากฏการณ์ต่างๆ ของบ้านเมือง และของโลก โดยอาศัย เวลา และ ตำแหน่งของดวงดาวต่างๆ บนท้องฟ้า เป็นสำคัญ แล้วบันทึกไว้เป็นสถิติ โหราศาสตร์ เป็นวิชาที่ต่างกับวิทยาศาสตร์ ด้วยแม้จะสามารถพิสูจน์ทราบได้โดยใช้กฎเกณฑ์ และเหตุผลในทางโหราศาสตร์ นำมาทดลอง พิสูจน์ให้เห็นประจักษ์ สามารถสรุปออกมาเป็นทฤษฎีได้ ไม่ว่าจะทดลองกี่ครั้ง ที่ใดๆในโลกเช่นเดียวกับวิทยาศาสตร์ โหราศาสตร์ก็ยังคงเป็นวิชาที่ค่อนข้างลึกลับ ด้วยเหตุนี้นักวิทยาศาสตร์จึงไม่รับรองโหราศาสตร์ ว่าเป็นศาสตร์อย่างหนึ่ง อย่างไรก็ตามทางรัฐบาลอินเดียได้มีการประกาศเมื่อวันที่ 11.

ดู ดาวฤกษ์และโหราศาสตร์

โครงการกูเทนแบร์ก

รงการกูเทนแบร์ก (Project Gutenberg หรือเรียกชื่อย่อว่า PG) เป็นโครงการอาสาสมัครเพื่อการแปรงานทางวัฒนธรรมเช่นงานวรรณกรรมเป็นดิจิทัลเพื่อการเก็บรักษาและเผยแพร่แก่สาธารณชน โครงการกูเทนแบร์กก่อตั้งขึ้นเมื่อปี ค.ศ.

ดู ดาวฤกษ์และโครงการกูเทนแบร์ก

โครโมสเฟียร์

กการสังเกตดวงอาทิตย์ผ่านกล้องโทรทรรศน์ที่ใส่ฟิลเตอร์ H-alpha ภาพถ่ายโดย Luc Viatour ระหว่างสุริยุปราคาเต็มดวง เมื่อ 11 สิงหาคม ค.ศ.

ดู ดาวฤกษ์และโครโมสเฟียร์

โครเมียม

รเมียม (Chromium) เป็นธาตุในตารางธาตุซึ่งมีสัญลักษณ์เป็น Cr มีหมายเลขอะตอมเป็น 24 ชื่อโครเมียมมีรากศัพท์ดั้งเดิมมาจากภาษากรีก คำว่า Chrome หมายถึงสี.

ดู ดาวฤกษ์และโครเมียม

โคโรนา

ราสามารถสังเกตเห็นโคโรนาของดวงอาทิตย์ได้ด้วยตาเปล่า ในเวลาที่เกิดสุริยุปราคาเต็มดวง โคโรนา (Corona) คือพลาสมาชนิดหนึ่งในชั้นบรรยากาศของดวงอาทิตย์หรือวัตถุท้องฟ้าอื่นๆ ที่แผ่พุ่งออกไปในอวกาศเป็นระยะทางหลายล้านกิโลเมตร สามารถมองเห็นได้ง่ายในเวลาที่เกิดสุริยุปราคา นอกจากนี้ยังสามารถสังเกตการได้จากกราฟโคโรนา มีรากศัพท์มาจากคำในภาษาละติน ซึ่งมีความหมายว่า "มงกุฎ" (crown).

ดู ดาวฤกษ์และโคโรนา

โปรตอน

| magnetic_moment.

ดู ดาวฤกษ์และโปรตอน

โนวา

ึงไฮโดรเจนจากคู่ของมัน โนวา (Nova) คือการระเบิดของนิวเคลียร์อย่างรุนแรงที่เกิดจากการสะสมมวลของไฮโดรเจนสู่พื้นผิวของดาวแคระขาว ซึ่งทำให้เกิดการจุดระเบิดและเกิดนิวเคลียร์ฟิวชั่นในภาวะความร้อนเฉียบพลัน โปรดอย่าสับสนกับซูเปอร์โนวา ("มหานวดารา") หรือโนวาเปล่งแสงแดง.

ดู ดาวฤกษ์และโนวา

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 ดาวฤกษ์และไมโครเลนส์ของแรงโน้มถ่วง

ไรต์แอสเซนชัน

ไรต์แอสเซนชัน (Right ascention; RA, สัญลักษณ์ &alpha) เป็นศัพท์ทางดาราศาสตร์ เป็นหนึ่งในสองพิกัดที่ใช้ในการกำหนดตำแหน่งบนทรงกลมฟ้า พิกัดอีกค่าที่ใช้คู่กันคือ เดคลิเนชัน ไรต์แอสเซนชันเปรียบได้กับลองจิจูด วัดเทียบจากจุดศูนย์ที่เรียกว่า วสันตวิษุวัต (vernal equinox) หน่วยของไรต์แอสเซนชันมีค่าเป็น ชั่วโมง นาที และวินาที ใช้วัดได้ทั้งเวลาและองศา โดยที่ไรต์แอสเซนชันหนึ่งชั่วโมง มีค่าเท่ากับมุม 15 องศา หนึ่งนาที มีค่าเท่ากับมุม 15 ลิปดา และ หนึ่งวินาทีเท่ากับมุม 15 พิลิปดา หมวดหมู่:ระบบพิกัดทรงกลมฟ้า หมวดหมู่:มุม โครงดาราศาสตร์.

ดู ดาวฤกษ์และไรต์แอสเซนชัน

ไอแซก นิวตัน

ซอร์ไอแซก นิวตัน (Isaac Newton) (25 ธันวาคม ค.ศ. 1641 – 20 มีนาคม ค.ศ. 1725 ตามปฏิทินจูเลียน) นักฟิสิกส์ นักคณิตศาสตร์ นักดาราศาสตร์ นักปรัชญา นักเล่นแร่แปรธาตุ และนักเทววิทยาชาวอังกฤษ งานเขียนในปี..

ดู ดาวฤกษ์และไอแซก นิวตัน

ไฮโดรเจน

รเจน (Hydrogen; hydrogenium ไฮโดรเจเนียม) เป็นธาตุเคมีที่มีเลขอะตอม 1 สัญลักษณ์ธาตุคือ H มีน้ำหนักอะตอมเฉลี่ย 1.00794 u (1.007825 u สำหรับไฮโดรเจน-1) ไฮโดรเจนเป็นธาตุที่เบาที่สุดและพบมากที่สุดในเอกภพ ซึ่งคิดเป็นมวลธาตุเคมีประมาณร้อยละ 75 ของเอกภพ ดาวฤกษ์ในลำดับหลักส่วนใหญ่ประกอบด้วยไฮโดรเจนในสถานะพลาสมา ธาตุไฮโดรเจนที่เกิดขึ้นเองตามธรรมชาติหาได้ค่อนข้างยากบนโลก ไอโซโทปที่พบมากที่สุดของไฮโดรเจน คือ โปรเทียม (ชื่อพบใช้น้อย สัญลักษณ์ 1H) ซึ่งมีโปรตอนหนึ่งตัวแต่ไม่มีนิวตรอน ในสารประกอบไอออนิก โปรเทียมสามารถรับประจุลบ (แอนไอออนซึ่งมีชื่อว่า ไฮไดรด์ และเขียนสัญลักษณ์ได้เป็น H-) หรือกลายเป็นสปีซีประจุบวก H+ ก็ได้ แคตไอออนหลังนี้เสมือนว่ามีเพียงโปรตอนหนึ่งตัวเท่านั้น แต่ในความเป็นจริง แคตไอออนไฮโดรเจนในสารประกอบไอออนิกเกิดขึ้นเป็นสปีซีที่ซับซ้อนกว่าเสมอ ไฮโดรเจนเกิดเป็นสารประกอบกับธาตุส่วนใหญ่และพบในน้ำและสารประกอบอินทรีย์ส่วนมาก ไฮโดรเจนเป็นส่วนสำคัญในการศึกษาเคมีกรด-เบส โดยมีหลายปฏิกิริยาแลกเปลี่ยนโปรตอนระหว่างโมเลกุลละลายได้ เพราะเป็นอะตอมที่เรียบง่ายที่สุดเท่าที่ทราบ อะตอมไฮโดรเจนจึงได้ใช้ในทางทฤษฎี ตัวอย่างเช่น เนื่องจากเป็นอะตอมที่เป็นกลางทางไฟฟ้าเพียงชนิดเดียวที่มีผลเฉลยเชิงวิเคราะห์ของสมการชเรอดิงเงอร์ การศึกษาการพลังงานและพันธะของอะตอมไฮโดรเจนได้มีบทบาทสำคัญในการพัฒนากลศาสตร์ควอนตัม มีการสังเคราะห์แก๊สไฮโดรเจนขึ้นเป็นครั้งแรกในต้นคริสต์ศตวรรษที่ 16 โดยการผสมโลหะกับกรดแก่ ระหว่าง..

ดู ดาวฤกษ์และไฮโดรเจน

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.

ดู ดาวฤกษ์และไดอะแกรมของแฮร์ทสชปรุง-รัสเซลล์

เบริลเลียม

ริลเลียม (Beryllium) เป็นธาตุในตารางธาตุที่มีสัญลักษณ์ Be และเลขอะตอม 4 เป็นธาตุไบวาเลนต์ที่มีพิษ น้ำหนักอะตอม 9.0122 amu จุดหลอมเหลว 1287°C จุดเดือด (โดยประมาณ) 2970°C ความหนาแน่น (จากการคำนวณ) 1.85 g/cc ที่ 4ํc เลขออกซิเดชันสามัญ + 2 เบริลเลียมเป็นโลหะแอลคาไลน์เอิร์ธ มีสีเทาเหมือนเหล็ก แข็งแรง น้ำหนักเบา แต่เปราะ ซึ่งส่วนใหญ่ใช้เป็นตัวที่ทำให้โลหะผสมแข็งขึ้น (โดยเฉพาะทองแดงเบริลเลียม).

ดู ดาวฤกษ์และเบริลเลียม

เชื้อเพลิง

ม้ เชื้อเพลิงชนิดหนึ่ง เชื้อเพลิง คือวัสดุใดๆ ที่นำไปเผาไหม้หรือแปรเปลี่ยนเพื่อนำมาซึ่งพลังงาน เชื้อเพลิงจะปลดปล่อยพลังงานผ่านปฏิกิริยาทางเคมีเช่นการเผาไหม้ หรือปฏิกิริยานิวเคลียร์เช่นการแตกตัวหรือการรวมตัวของนิวเคลียส อย่างใดอย่างหนึ่ง คุณสมบัติสำคัญของเชื้อเพลิงที่มีประโยชน์คือพลังงานที่มีอยู่สามารถถูกบรรจุและปลดปล่อยได้ตามต้องการ และการปลดปล่อยนั้นถูกควบคุมในทางใดทางหนึ่งเพื่อให้สามารถใช้สร้างงานทางวิศวกรรมได้ สิ่งมีชีวิตที่มีคาร์บอนเป็นพื้นฐาน (carbon-based life) ทุกชนิด คือตั้งแต่จุลชีพไปจนถึงสัตว์รวมทั้งมนุษย์ ใช้เชื้อเพลิงเป็นแหล่งพลังงาน เซลล์ต่างๆ จะต้องเกี่ยวข้องกับกระบวนการทางเคมีที่เรียกว่า เมแทบอลิซึม (metabolism) ซึ่งดึงเอาพลังงานออกมาจากอาหารหรือแสงอาทิตย์ในรูปแบบที่สามารถใช้ในการดำรงชีวิต นอกจากนั้นมนุษย์ใช้เทคนิคที่หลากหลายเพื่อแปรเปลี่ยนพลังงานรูปแบบหนึ่งไปสู่อีกรูปแบบหนึ่ง ซึ่งการสร้างพลังงานก็เพื่อจุดประสงค์ที่มากไปกว่าพลังงานในร่างกายมนุษย์ การใช้พลังงานที่ถูกปลดปล่อยออกจากเชื้อเพลิงมีตั้งแต่ การทำความร้อนเพื่อการปรุงอาหาร การผลิตไฟฟ้า หรือแม้แต่การเพิ่มแสนยานุภาพของอาว.

ดู ดาวฤกษ์และเชื้อเพลิง

เมอร์คิวรี (เทพปกรณัม)

มอร์คิวรีสลักโดยประติมากรเฟล็มมิชอาร์ทัส เควลลินัส (Artus Quellinus) ที่บอกได้ว่าเป็นเมอร์คิวรีจากหมวก กระเป๋าหูรูด คทางูเดี่ยว รองเท้าปีก ไก่ และแพะ เทพเมอร์คิวรี (Mercury, Mercurius) เป็นเทพในตำนานเทพปกรณัมโรมันที่เทียบเท่ากับเทพเฮอร์มีสในตำนานเทพปกรณัมกรีก เทพเมอร์คิวรีเป็นเทพผู้สื่อสาร และเทพแห่งการค้าขายและผลกำไร เมอร์คิวรีเป็นลูกของเทพีมาเอีย (Maia) หรือที่รู้จักกันว่าอ็อฟสและเทพจูปิเตอร์ ชื่อ “เมอร์คิวรี” เกี่ยวกับคำภาษาละตินว่า “merx” ที่เป็นรากของคำว่า “merchandise” (สินค้า) หรือ “merchant” (พ่อค้า) หรือ “commerce” (การค้า) ที่มาของเมอร์คิวรีดูเหมือนจะเกี่ยวข้องกับเทพเทิร์มส (Turms) ของอีทรัสคันที่มาจากเทพเฮอร์มีสของกรีก.

ดู ดาวฤกษ์และเมอร์คิวรี (เทพปกรณัม)

เมฆโมเลกุล

กลุ่มเมฆในเนบิวลากระดูกงูเรือซึ่งถูกแสงดาวเป็นเวลาหลายล้านปีจนมีอุณหภูมิสูงมากและแตกตัวออกจากเนบิวลา ใกล้ ๆ กันจะเห็นดาวฤกษ์สว่างอยู่ ภาพของเมฆกลายเป็นสีแดงเพราะกระบวนการขจัดแสงน้ำเงินเพื่อลดความฟุ้งของฝุ่นในภาพ ภาพนี้ถ่ายโดยกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลในปี พ.ศ.

ดู ดาวฤกษ์และเมฆโมเลกุล

เมตร

มตร อักษรย่อ ม. (mètre → metre meter The Metric Conversion Act of 1975 gives the Secretary of Commerce of the US the responsibility of interpreting or modifying the SI for use in the US., m) เป็นหน่วยฐานเอสไอของความยาวในหน่วยเอสไอ แต่เดิมนิยามว่าหนึ่งเมตรเท่ากับ 1/10,000,000 ของระยะทางจากเส้นศูนย์สูตรของโลกไปยังขั้วโลกเหนือวัดจากเส้นรอบวงที่ผ่านเมืองปารีส แต่เนื่องจากความแม่นยำทางมาตรวิทยา ที่มีมากขึ้น ตั้งแต่ปีพ.ศ.

ดู ดาวฤกษ์และเมตร

เมโสโปเตเมีย

แผนที่บริเวณเมโสโปเตเมีย เมโสโปเตเมีย (Mesopotamia; Μεσοποταμία, เมโซโปตามีอา) เป็นคำกรีกโบราณ ตามรูปศัพท์แปลว่า "ที่ระหว่างแม่น้ำ" (meso.

ดู ดาวฤกษ์และเมโสโปเตเมีย

เส้นสเปกตรัม

ปกตรัมต่อเนื่อง สเปกตรัมแบบเส้นสว่าง หรือเส้นการแผ่ (emission line) สเปกตรัมแบบเส้นมืด หรือเส้นการดูดกลืน (absorption line) เส้นสเปกตรัม คือแสงที่เป็นเส้นหรือแถบที่แสดงออกมาเป็นสี โดยการแผ่รังสีที่เป็นคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าผ่านปริซึม แผ่นเกรตติ้ง หรือสเปกโตรสโคป เห็นเป็นสีได้ 7 สี ซึ่งไม่มีความต่อเนื่องกัน มีการเว้นช่วงความถี่และมีความยาวคลื่นแตกต่างกันจนเกิดเป็นแถบ ๆ เรียงกันไป คำว่า สเปกตรัม มาจากภาษาละตินมีความหมายว่า “Ghost” เพราะแสงพวกนี้ปรากฏแสงเป็นแบบ “Gostlike” จากแสงของจริงที่เป็นแสงสีขาว ไม่มีสีสันอย่างสเปกตรัมนั่นเอง เส้นสเปกตรัมเป็นหนึ่งในประเภทของสเปกตรัมจาก 2 ประเภท ได้แก่ สเปกตรัมไม่ต่อเนื่อง (Continuous spectrum) และสเปกตรัมต่อเนื่อง (Continuous spectrum) ซึ่งสเปกตรัมต่อเนื่องนั้นจะมีแถบสีที่เกิดขึ้นต่อเนื่องกันไป เช่น สเปกตรัมจากวัตถุดำ ซึ่งหมายถึงวัตถุที่มีคุณสมบัติดูดกลืนแสง ไม่สามารถสะท้อนได้ ทึบตัน สามารถหมายถึงดาวฤกษ์ ซึ่งก็คือดวงอาทิตย์ และยังหมายถึงไส้หลอดไฟต่าง ๆ เป็นต้น ส่วนเส้นสเปกตรัมถือเป็นสเปกตรัมไม่ต่อเนื่องที่มีการแผ่รังสีเป็นแถบ ๆ เส้น ๆ เว้นระยะไปและมีความถี่และความยาวคลื่นบางครั้ง ไม่มีความต่อเนื่องกันเลย เช่น สเปคตรัมของอะตอมไฮโดรเจน.

ดู ดาวฤกษ์และเส้นสเปกตรัม

เหล็ก

หล็ก (Iron ออกเสียงว่า ไอเอิร์น /ˈaɪ.ərn/) เป็นธาตุเคมีในตารางธาตุ มีสัญลักษณ์ธาตุ Fe และหมายเลขอะตอม 26 เหล็กเป็นธาตุโลหะทรานซิชันหมู่ 8 และคาบ 4 สัญลักษณ์ Fe ย่อมาจาก ferrum ในภาษาละติน.

ดู ดาวฤกษ์และเหล็ก

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.

ดู ดาวฤกษ์และเอกภพ

เอกภพที่สังเกตได้

มุมกว้างของท้องฟ้าถ่ายด้วยเทคนิค near-infrared แสดงให้เห็นการกระจายตัวของกาแล็กซีต่างๆ นอกเหนือจากทางช้างเผือก มีจำนวนทั้งสิ้นมากกว่า 1.5 ล้านกาแล็กซี ตามทฤษฎีบิกแบง เอกภพที่สังเกตได้ (Observable Universe) คือขอบเขตห้วงอวกาศในกรอบทรงกลมที่มีจุดศูนย์กลางที่ผู้สังเกตการณ์ ที่มีขนาดเล็กพอที่เราจะสังเกตวัตถุต่างๆ ภายในได้ เช่น ระยะเวลาที่นานพอสำหรับการแพร่สัญญาณจากวัตถุ ณ เวลาใดๆ หลังเหตุการณ์บิกแบง มีการเคลื่อนที่เท่าความเร็วแสง และเดินทางมาถึงผู้สังเกตการณ์ ณ เวลาปัจจุบัน ทุกๆ ตำแหน่งมีเอกภพที่สังเกตได้ของจุดนั้นๆ ซึ่งอาจพอดีหรือเหลื่อมกันกับเอกภพที่สังเกตได้จากโลก ในทางทฤษฎีเอกภพที่สังเกตได้อาจมีขนาดเล็กกว่าหรือใหญ่กว่าขนาดของเอกภพจริง.

ดู ดาวฤกษ์และเอกภพที่สังเกตได้

เออร์ก

เอิร์ก เป็นหน่วยของพลังงานและงาน ในระบบหน่วยเซนติเมตร-กรัม-วินาที (CGS) ใช้สัญลักษณ์ย่อว่า "erg" มาจากภาษากรีกว่า ergon ซึ่งหมายถึง งาน เอิร์กหาได้จากปริมาณของงานที่เกิดจากแรงหนึ่งดายน์กระทำต่อระยะทางหนึ่งเซนติเมตร ในหน่วยพื้นฐาน CGS มันมีค่าเท่ากับ 1 กรัม × ตารางเซนติเมตร ต่อตารางวินาที หมวดหมู่:หน่วยพลังงาน หมวดหมู่:หน่วยซีจีเอส.

ดู ดาวฤกษ์และเออร์ก

เอ็ดมันด์ แฮลลีย์

อ็ดมันด์ แฮลลีย์ ภาพวาดโดย โทมัส เมอร์เรย์ เอ็ดมันด์ แฮลลีย์ (Edmond Halley) (8 พฤศจิกายน ค.ศ. 1656 - 14 มกราคม ค.ศ. 1742) เป็นนักดาราศาสตร์ นักคณิตศาสตร์ นักวิชาการฝนดาวตก และนายแพทย์ชาวอังกฤษ เป็นผู้คำนวณและทำนายการปรากฏตัวของดาวหางแบบมีคาบโคจรได้สำเร็จเป็นครั้งแรก โดยเขาเสนอว่า ดาวหางที่ปรากฏในปี..

ดู ดาวฤกษ์และเอ็ดมันด์ แฮลลีย์

เฮลิโอสเฟียร์

แผนภาพแสดงคุณลักษณะของเฮลิโอสเฟียร์ เฮลิโอสเฟียร์ (Heliosphere) มีลักษณะคล้ายฟองอากาศอยู่ในห้วงอวกาศ ที่พองตัวอยู่ในสสารระหว่างดาว ซึ่งเป็นผลจากลมสุริยะ ทำหน้าที่ปกป้องระบบสุริยะเอาไว้จากรังสีคอสมิก แม้จะมีอะตอมที่เป็นกลางทางไฟฟ้าส่วนหนึ่งจากสสารระหว่างดาวสามารถลอดเข้ามาภายในเฮลิโอสเฟียร์ได้ แต่โดยทั่วไปแล้วสสารส่วนใหญ่ที่อยู่ภายในเฮลิโอสเฟียร์ล้วนมีต้นกำเนิดมาจากดวงอาทิตย์ทั้งสิ้น ในรัศมี 10,000 ล้านกิโลเมตรแรก ลมสุริยะเคลื่อนที่ด้วยความเร็วมากกว่า 1 ล้านกิโลเมตรต่อชั่วโมง จากนั้นจึงเริ่มชะลอและสลายไปในสสารระหว่างดาว ลมสุริยะจะชะลอความเร็วลงจนหยุดลงในที่สุดและรวมไปในมวลสารเหล่านั้น จุดที่ลมสุริยะชะลอความเร็วลงเรียกว่า กำแพงกระแทก (termination shock) จุดที่แรงดันของสสารระหว่างดาวกับลมสุริยะเข้าสู่สมดุลกันเรียกว่า เฮลิโอพอส (heliopause) จุดที่สสารระหว่างดาวเคลื่อนที่ในทางตรงกันข้าม คือชะลอตัวลงเมื่อปะทะเข้ากับเฮลิโอสเฟียร์ เรียกว่า โบว์ช็อค (bow shock).

ดู ดาวฤกษ์และเฮลิโอสเฟียร์

เทพปกรณัมกรีก

รูปปั้นครึ่งตัวของซูส, ที่เมือง Otricoli พิพิธภัณฑ์ Pio-Clementino วาติกัน) เทพปกรณัมกรีก (ΜΥΘΟΛΟΓΊΑ ΕΛΛΗΝΙΚΉ) เป็นเรื่องปรัมปราและตำนานที่เกี่ยวข้องกับเทพเจ้า, วีรบุรุษ, ธรรมชาติของโลก รวมถึงจุดกำเนิดและความสำคัญของขนบ คติและจารีตพิธีในทางศาสนาของชาวกรีกโบราณ เทพปกรณัมกรีกเป็นส่วนหนึ่งของศาสนาในกรีซโบราณ นักวิชาการสมัยใหม่มักอ้างถึงและศึกษาเรื่องปรัมปราเหล่านี้ เพื่อที่จะทราบเกี่ยวกับสถาบันทางศาสนา, สถาบันทางการเมืองในกรีซโบราณ, อารยธรรมของชาวกรีก และเพื่อเพิ่มความเข้าใจในธรรมชาติของการสร้างตำนานเทพปกรณัมขึ้น เทพปกรณัมกรีกได้ถูกรวบรวมขึ้นจากเรื่องเล่าและศิลปะที่แสดงออกในวัฒนธรรมกรีก เช่น การระบายสีแจกันและของแก้บน ตำนานกรีกอธิบายถึงการถือกำเนิดของโลก และรายละเอียดของเรื่องราวในชีวิต และการผจญภัยของบรรดาเทพเจ้า เทพธิดา วีรบุรุษ วีรสตรี และสิ่งมีชีวิตในตำนานอื่น ๆ ซึ่งเรื่องราวเหล่านี้ในตอนแรกเป็นเพียงการสืบทอดผ่านบทกวีตามประเพณีมุขปาฐะเท่านั้น ซึ่งอาจสืบย้อนหลังไปได้ถึงสมัยไมนอส และสมัยไมซีนี ตั้งแต่ศตวรรษที่ 18 ก่อน..

ดู ดาวฤกษ์และเทพปกรณัมกรีก

เทพปกรณัมโรมัน

ทพีเซเรสเทพีผู้พิทักษ์การเจริญเติบโตของธัญพืช เทพปกรณัมโรมัน หรือ เทพปกรณัมละติน (Roman mythology หรือ Latin mythology) หมายถึงความเชื่อเกี่ยวกับเทพเจ้าของผู้ที่ตั้งถิ่นฐานอยู่ในลาติอุมและเมืองสำคัญๆ ในคาบสมุทรอิตาลีของโรมันโบราณ ที่อาจจะแบ่งได้เป็นสองส่วน ส่วนหนึ่งที่เป็นความเชื่อสมัยต่อมาและความเชื่อทางวรรณกรรมที่ประกอบด้วยความเชื่อที่มาจากเทพปกรณัมกรีก อีกส่วนหนึ่งเป็นความเชื่อเดิมที่เกิดขึ้นก่อนหน้าอิทธิพลกรีกที่มีลักษณะที่ค่อนข้างจะแตกต่างกับเทพปกรณัมกรีกในสมัยต่อม.

ดู ดาวฤกษ์และเทพปกรณัมโรมัน

เทห์ฟ้า

ทห์ฟ้า หรือ วัตถุท้องฟ้า (astronomical object) หมายถึงวัตถุทางดาราศาสตร์ เช่น ดาวฤกษ์ ดาวเคราะห์ ดาวหาง ดาวเคราะห์แคระ เป็นต้น พจนานุกรมฉบับราชบัณฑิตยสถาน..

ดู ดาวฤกษ์และเทห์ฟ้า

เขตพาความร้อน

วาดแสดงโครงสร้างของดวงอาทิตย์: 1. แกนกลาง 2. เขตแผ่รังสี 3. เขตพาความร้อน 4. โฟโตสเฟียร์ 5. โครโมสเฟียร์ 6. โคโรนา 7. จุดมืดดวงอาทิตย์ 8.

ดู ดาวฤกษ์และเขตพาความร้อน

เขตแผ่รังสี

ดู ดาวฤกษ์และเขตแผ่รังสี

เคลวิน

ลวิน (kelvin, สัญลักษณ์: K) เป็นหน่วยวัดอุณหภูมิหนึ่ง และเป็นหน่วยพื้นฐานหนึ่งในเจ็ดของระบบเอสไอ นิยามให้เท่ากับ 1/273.16 เท่าของอุณหภูมิเทอร์โมไดนามิกของจุดสามสถานะของน้ำ เคลวินตั้งชื่อเพื่อเป็นเกียรติแต่นักฟิสิกส์และวิศวกรชาวอังกฤษ วิลเลียม ทอมสัน บารอนที่หนึ่งแห่ง เคลวิน (William Thomson, 1st Baron Kelvin) ซึ่งชื่อบรรดาศักดิ์นี้ตั้งตามชื่อ แม่น้ำเคลวิน อีกทีหนึ่ง แม่น้ำสายนี้ตัดผ่านมหาวิทยาลัยกลาสโกว์ สกอตแลนด์ เคลวิน เป็นหน่วยของหน่วยวัดอุณหภูมิหนึ่ง ที่ลอร์เควิน ได้พัฒนาคิดสเกลขึ้นใหม่ โดยหาความสัมพันธ์ระหว่างอุณหภูมิและความเร็วของอิเล็กตรอนที่เคลื่อนที่รอบนิวเคลียส โดยสังเกตว่าถ้าให้ความร้อนกับสสารมากขึ้น อิเล็กตรอนจะมีพลังงานมากขึ้น ทำให้เคลื่อนที่มีความเร็วมากขึ้น ในทางกลับกันถ้าลดความร้อนให้กับสสาร อิเล็กตรอนก็จะมีพลังงานน้อยลง ทำให้การเคลื่อนที่ลดลง และถ้าสามารถลดอุณหภูมิลงจนถึงจุดที่อิเล็กตรอนหยุดการเคลื่อนที่ ณ จุดนั้น จะไม่มีอุณหภูมิหรือพลังงานในสสารเลย และจะไม่มีการแผ่รังสีความร้อนจากวัตถุ จึงเรียกอุณหภูมิ ณ จุดนี้ว่า ศูนย์สัมบูรณ์ (0 K) หมวดหมู่:หน่วยฐานเอสไอ หมวดหมู่:หน่วยวัดอุณหภูมิ.

ดู ดาวฤกษ์และเคลวิน

เปลวสุริยะ

ต่อเนื่อง 2 ภาพของปรากฏการณ์เปลวสุริยะที่เกิดขึ้นบนดวงอาทิตย์ โดยตัดแผ่นจานดวงอาทิตย์ออกไปจากภาพเพื่อให้เห็นเปลวได้ชัดเจนขึ้น เปลวสุริยะ (Solar flare) คือการระเบิดใหญ่ในชั้นบรรยากาศของดวงอาทิตย์ ที่ปลดปล่อยพลังงานออกมาถึง 6 × 1025 จูล (ประมาณ 1 ใน 6 ของพลังงานที่ปลดปล่อยจากดวงอาทิตย์ทุกวินาที) คำนี้สามารถใช้เรียกปรากฏการณ์ลักษณะเดียวกันที่เกิดขึ้นบนดาวฤกษ์อื่นๆ โดยจะเรียกว่า เปลวดาวฤกษ์ (stellar flare) เปลวสุริยะส่งผลกระทบต่อชั้นบรรยากาศของดวงอาทิตย์ทั้งหมด (โฟโตสเฟียร์, โครโมสเฟียร์, และโคโรนา) ทำให้พลาสมามีความร้อนถึงหลายสิบล้านเคลวิน และเร่งอนุภาคอิเล็กตรอน โปรตอน และไอออนหนักจนเข้าใกล้ความเร็วแสง เกิดการแผ่รังสีแม่เหล็กไฟฟ้าผ่านข้ามสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้าที่ทุกช่วงความยาวคลื่น นับตั้งแต่คลื่นวิทยุไปจนถึงรังสีแกมมา เปลวสุริยะส่วนมากจะเกิดขึ้นในย่านแอ็กทีฟเช่น บริเวณจุดมืดดวงอาทิตย์ ซึ่งมีสนามแม่เหล็กกำลังแรง รังสีเอ็กซ์และการแผ่รังสีอุลตราไวโอเล็ตที่แผ่ออกมาโดยเปลวสุริยะสามารถส่งผลกระทบต่อชั้นบรรยากาศของโลก และทำลายการสื่อสารด้วยคลื่นวิทยุช่วงยาว การปะทะของคลื่นโดยตรงที่ความยาวคลื่นขนาดเดซิเมตรอาจรบกวนการทำงานของเรดาร์และอุปกรณ์อื่นๆ ที่ทำงานในช่วงความถี่ดังกล่าว.

ดู ดาวฤกษ์และเปลวสุริยะ

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).

ดู ดาวฤกษ์และเนบิวลา

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.

ดู ดาวฤกษ์และเนบิวลาดาวเคราะห์

เนบิวลาปู

นบิวลาปู (บัญชีการตั้งชื่อ M1, NGC 1952 หรือ Taurus A) เป็นซากซูเปอร์โนวาและเนบิวลาลมพัลซาร์ในกลุ่มดาววัว เนบิวลานี้ได้รับการสังเกตโดยจอห์น เบวิส ในปี..

ดู ดาวฤกษ์และเนบิวลาปู

เนบิวลานายพราน

นบิวลานายพราน (Orion Nebula; หรือที่รู้จักในชื่อ วัตถุเมสสิเยร์ M42 หรือ NGC 1976) เป็นเนบิวลาแห่งหนึ่งอยู่ทางใต้ของเข็มขัดโอไรออนในกลุ่มดาวนายพราน ถือเป็นหนึ่งในเนบิวลาสว่างที่สุดและสามารถมองเห็นได้ด้วยตาเปล่า เนบิวลานายพรานอยู่ห่างออกไปประมาณ 1,270±76 ปีแสง ถือเป็นย่านกำเนิดดาวฤกษ์มวลมากที่อยู่ใกล้กับโลกมากที่สุด เนบิวลานายพรานมีขนาดกว้างประมาณ 24 ปีแสง บันทึกที่เก่าแก่ที่สุดที่อ้างถึงเนบิวลาแห่งนี้เรียกมันว่า เนบิวลาใหญ่ ในกลุ่มดาวนายพราน หรือ เนบิวลานายพรานใหญ่ อย่างไรก็ดียังมีบันทึกทางดาราศาสตร์ที่เก่าแก่กว่าเรียกมันว่า เอนสิส (Ensis; หมายถึง "ดาบ") อันเป็นชื่อเดียวกันกับดาวเอตาโอไรออนิส ซึ่งเมื่อมองจากโลกจะเห็นอยู่ใกล้กันกับเนบิวล.

ดู ดาวฤกษ์และเนบิวลานายพราน

เนปจูน (แก้ความกำกวม)

นปจูน (Neptune) อาจจะหมายถึง.

ดู ดาวฤกษ์และเนปจูน (แก้ความกำกวม)

HE 1523-0901

วาดดาวฤกษ์ที่เก่าแก่ที่สุดในดาราจักรของเรา HE 1523-0901 คือรหัสใช้เรียกดาวยักษ์แดงซึ่งตั้งอยู่ในดาราจักรทางช้างเผือกห่างจากเราไปประมาณ 7500 ปีแสง เชื่อว่าเป็นดาวฤกษ์ชนิดดารากร 2 หมายความว่าเป็นดาวที่มีโลหะเป็นส่วนประกอบอยู่น้อย แอนนา ฟรีเบล และคณะ ใช้กล้องสำรวจ Hamburg/ESO Survey ตรวจพบดาวดวงนี้อยู่ในกลุ่มตัวอย่างดาวฤกษ์ฮาโลสว่างที่มีโลหะน้อย งานวิจัยของคณะนี้ได้ตีพิมพ์เผยแพร่เมื่อ 10 พฤษภาคม 2007 ใน Astrophysical Journal กล้องดูดาวขนาดใหญ่มาก (Very Large Telescope) ของหอดูดาวยุโรปใต้ ประมาณการอายุของดาวดวงนี้ไว้ที่ประมาณ 13,200 ล้านปี ทำให้มันเป็นวัตถุที่มีอายุมากที่สุดเท่าที่มีการค้นพบในดาราจักรในปัจจุบัน และเกือบจะมีอายุเก่าแก่เท่ากับอายุโดยประมาณของเอกภพ (13,700 ล้านปี จากการประมาณการของ WMAP) HE 1523-0901 เป็นดาวดวงแรกที่ใช้การประมาณการอายุด้วยเทคนิคตรวจสอบการเสื่อมสลายของธาตุกัมมันตรังสียูเรเนียมและทอเรียม โดยการตรวจวัดธาตุที่ตรวจจับนิวตรอน เชื่อกันว่า มันเกิดขึ้นมาจากเศษซากดาวฤกษ์ยุคแรกโดยตรง ซึ่งหมดอายุขัยและระเบิดเป็นซูเปอร์โนวานับแต่ยุคแรกๆ ของประวัติศาสตร์เอก.

ดู ดาวฤกษ์และHE 1523-0901

SN 1054

SN 1054 (ซูเปอร์โนวาปู) เป็นซูเปอร์โนวาที่สามารถมองเห็นได้จากโลกอย่างกว้างขวางในปี ค.ศ. 1054 ดาวฤกษ์ต้นกำเนิดซูเปอร์โนวาตั้งอยู่ในดาราจักรทางช้างเผือกห่างจากโลก 6,300 ปีแสงและเป็นการระเบิดประเภทแกนยุบ ซากที่เหมือนเมฆของ SN 1054 เป็นที่รู้จักกันว่า เนบิวลาปู เนบิวลาปูมีชื่ออื่นว่าเมสสิเยร์ 1 หรือ เอ็ม 1 ซึ่งเป็นวัตถุท้องฟ้าของเมสสิเยร์วัตถุแรกที่ได้รับการบันทึกในปี..

ดู ดาวฤกษ์และSN 1054

ดูเพิ่มเติม

ดาราศาสตร์ดาวฤกษ์

แหล่งกำเนิดแสง

หรือที่รู้จักกันในชื่อ ดารา (ดาว)

ภาพถ่าย ภาษาละติน ภาษาอาหรับ มวล มวลสารระหว่างดาว มวลดวงอาทิตย์มหานวดารา มหานวดาราประเภท 1เอ มาส์มาตราซีจีเอส ระบบพิกัดดาราจักร ระบบสุริยะ ระบบหน่วยวัดระหว่างประเทศ ระบบดาว ระบบดาวคู่ระบบดาวเคราะห์รัศมี รัศมีดวงอาทิตย์รังสีอัลตราไวโอเลต รังสีแกมมา รังสีแม่เหล็กไฟฟ้า รังสีเอกซ์ลมสุริยะ ลมดาวฤกษ์ละติจูด ลิปดา ลิเทียม วัตถุเฮอร์บิก-ฮาโร วัตต์วิลเลียม เฮอร์เชล วิวัฒนาการของดาวฤกษ์วีนัส (เทพปกรณัม)วงจรซีเอ็นโอ วงโคจร วงโคโรนา ศาสนา สภาวะสมดุลอุทกสถิต สมดุลทางอุณหพลศาสตร์สสารควาร์ก สสารเสื่อม สหพันธ์ดาราศาสตร์สากล สำนักจดทะเบียนดาวฤกษ์ระหว่างประเทศ สุริยวิถี สุริยุปราคา สปิคูล สนามแม่เหล็ก สนามแม่เหล็กของดาวฤกษ์สเปกตรัม สเปกตรัมมองเห็นได้สเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้า สเปกโทรสโกปี หลุมดำ หอดูดาว หน่วยดาราศาสตร์ห่วงโซ่ปฏิกิริยาโปรตอน-โปรตอน ห้องสุญญากาศ อริสติลลอส อวกาศ อะลี อิบน์ ริฎวาน อะตอมไฮโดรเจน อักษรกรีก อัลอันดะลุส อันดับของขนาด อารยธรรม อินฟราเรด อินเตอร์เฟอโรเมทรี อิเล็กตรอนโวลต์อุณหภูมิยังผล อียิปต์โบราณ องค์การอวกาศยุโรป องค์ประกอบของวงโคจร อนุภาคบีตา อนุภาคแอลฟา ฮิปปาร์คอส ฮีเลียม ผู้รู้รอบด้าน จอห์น เฟลมสตีด จอห์น เฮอร์เชล จันทรุปราคา จานดาราจักร จานดาวเคราะห์ก่อนเกิด จุดมืดดวงอาทิตย์จูปิเตอร์ (เทพปกรณัม)ธาตุ ธาตุหายาก ทรงกลมฟ้า ทฤษฎีไดนาโม ทวีปยุโรป ทอเลมี ทางช้างเผือก ทิโมคาริส ทีโค บรา ขนาดเชิงมุม ดวงอาทิตย์ดัชนีสี ดาราศาสตร์ดาราจักร ดาราจักรชนิดดาวกระจาย ดาราจักรแอนดรอมิดา ดาวบีเทลจุส ดาวพุธ ดาวยักษ์ดาวยักษ์แดง ดาวยักษ์ใหญ่ดาวยูเรนัส ดาวระเบิดรังสีเอกซ์ดาวฤกษ์ชนิด ที วัว ดาวฤกษ์ก่อนแถบลำดับหลัก ดาวฤกษ์ก่อนเกิด ดาวล้อมเดือน ดาววูล์ฟ-ราเยท์ดาวศุกร์ดาวอังคาร ดาวคาโนปัส ดาวซิริอุส ดาวนิวตรอน ดาวแก๊สยักษ์ดาวแคระ ดาวแคระขาว ดาวแคระดำ ดาวแคระน้ำตาล ดาวแคระแดง ดาวแปรแสง ดาวแปรแสงชนิดเซเฟอิด ดาวแปลกพวกสีน้ำเงิน ดาวไมรา ดาวไรเจล ดาวไฮเปอร์ไจแอนท์ดาวเวกา ดาวเสาร์ดาวเฮอร์บิก เออี/บีอี ดาวเคราะห์ดาวเคราะห์นอกระบบ ดิมอคริตัส ดิวเทอเรียม คลื่นกระแทก คลื่นวิทยุ ความสมมูลมวล–พลังงาน ความสว่าง ความสว่างดวงอาทิตย์ความส่องสว่าง ความส่องสว่างสัมบูรณ์ความส่องสว่างปรากฏ ความถี่ความโน้มถ่วง ความโน้มถ่วงพื้นผิว ความไม่เสถียรของจีนส์ความเร็วแนวเล็ง ความเป็นโลหะ (ดาราศาสตร์)คาร์ล ชวาสชิลด์ปฏิทินสุริยคติ ปฏิทินฮิจเราะห์ปฏิทินเกรโกเรียน ประเทศอิหร่าน ปรากฏการณ์ดอปเพลอร์ปรากฏการณ์โฟโตอิเล็กทริก ปีแสง นักดาราศาสตร์นาซา นิวทริโน นิวเคลียสของอะตอม แสง แถบลำดับหลัก แซตเทิร์น โฟตอน โฟโตสเฟียร์โพซิตรอน โมเมนตัมเชิงมุม โยฮัน เบเยอร์โยฮันเนส เอเวลิอุส โลก โหราศาสตร์โครงการกูเทนแบร์ก โครโมสเฟียร์โครเมียม โคโรนา โปรตอน โนวา ไมโครเลนส์ของแรงโน้มถ่วง ไรต์แอสเซนชัน ไอแซก นิวตัน ไฮโดรเจน ไดอะแกรมของแฮร์ทสชปรุง-รัสเซลล์เบริลเลียม เชื้อเพลิง เมอร์คิวรี (เทพปกรณัม)เมฆโมเลกุล เมตร เมโสโปเตเมีย เส้นสเปกตรัม เหล็ก เอกภพ เอกภพที่สังเกตได้เออร์ก เอ็ดมันด์ แฮลลีย์เฮลิโอสเฟียร์เทพปกรณัมกรีก เทพปกรณัมโรมัน เทห์ฟ้า เขตพาความร้อน เขตแผ่รังสี เคลวิน เปลวสุริยะ เนบิวลา เนบิวลาดาวเคราะห์เนบิวลาปู เนบิวลานายพราน เนปจูน (แก้ความกำกวม)HE 1523-0901 SN 1054

ยูเนี่ยนพีเดียเป็นแผนที่แนวคิดหรือเครือข่ายความหมายจัดเป็นสารานุกรม - dictionary มันให้คำนิยามสั้น ๆ ของแต่ละแนวคิดและความสัมพันธ์ของมัน

นี่เป็นแผนที่ออนไลน์แบบยักษ์ซึ่งทำหน้าที่เป็นพื้นฐานสำหรับแผนผังแนวคิด สามารถใช้งานได้ฟรีและสามารถอ่านบทความหรือเอกสารแต่ละฉบับได้ เป็นเครื่องมือทรัพยากรหรือข้อมูลอ้างอิงสำหรับการศึกษาการวิจัยการศึกษาการเรียนการสอนหรือการสอนซึ่งครูหรือนักการศึกษานักเรียนหรือนักศึกษาสามารถนำมาใช้ได้ สำหรับโลกการศึกษา: สำหรับโรงเรียนระดับประถมศึกษามัธยมศึกษาตอนปลายระดับกลางระดับกลางระดับปริญญาตรีวิทยาลัยมหาวิทยาลัยระดับปริญญาตรีปริญญาโทปริญญาเอกหรือปริญญาเอก สำหรับเอกสารรายงานโครงการความคิดเอกสารการสำรวจผลสรุปหรือวิทยานิพนธ์ ต่อไปนี้เป็นคำจำกัดความคำอธิบายรายละเอียดหรือความหมายของข้อมูลสำคัญที่คุณต้องการข้อมูลและรายการแนวคิดที่เกี่ยวข้องของพวกเขาเป็นอภิธานศัพท์ มีอยู่ในไทย, ภาษาอังกฤษ, ภาษาสเปน, ภาษาโปรตุเกส, ญี่ปุ่น, ชาวจีน, ภาษาฝรั่งเศส, ภาษาเยอรมัน, อิตาลี, ขัด, ดัตช์, ภาษารัสเซีย, ภาษาอาหรับ, ฮินดู, สวีเดน, ยูเครน, ฮังการี, คาตาลัน, ภาษาเช็ก, ฮีบรู, เดนมาร์ก, ภาษาฟินแลนด์, ชาวอินโดนีเซีย, ภาษานอร์เวย์, โรมาเนีย, ตุรกี, ภาษาเวียดนาม, เกาหลี, กรีก, ภาษาบัลแกเรีย, โครเอเชีย, ภาษาสโลวัก, ภาษาลิทัวเนีย, ฟิลิปปินส์, ภาษาลัตเวีย, ภาษาเอสโตเนีย และ ภาษาสโลวีเนีย ภาษาอื่น ๆ เร็ว ๆ นี้

ข้อมูลนี้อ้างอิงจากบทความ วิกิพีเดีย และโครงการอื่น ๆ ของวิกิมีเดีย และมีให้บริการภายใต้ สัญญาอนุญาตครีเอทีฟคอมมอนส์แสดงที่มา-อนุญาตแบบเดียวกัน.

ยูเนี่ยนพีเดีย ไม่ได้รับการรับรองโดยหรือร่วมกับมูลนิธิวิกิมีเดีย

Google Play Android และโลโก้ของ Google Play เป็นเครื่องหมายการค้าของ Google Inc.

นโยบายความเป็นส่วนตัว