ผลต่างระหว่างรุ่นของ "ดาวฤกษ์"
เนื้อหาที่ลบ เนื้อหาที่เพิ่ม
ลไม่มีความย่อการแก้ไข |
อ่านเอาเอง ป้ายระบุ: การแก้ไขผิดปกติในบทความคัดสรร/คุณภาพ การแก้ไขแบบเห็นภาพ |
||
บรรทัด 1:
{{บทความคัดสรร}}
[[ไฟล์:Starsinthesky.jpg|right|300px|thumb|ย่านก่อตัวของดาวฤกษ์ในดาราจักร[[เมฆแมเจลแลนใหญ่]] ภาพจาก [[NASA]]/[[ESA]]]]
''' ดาวฤกษ์''' คือ
ตลอดอายุขัยส่วนใหญ่ของดาวฤกษ์ มันจะเปล่งแสงได้เนื่องจาก[[นิวเคลียร์ฟิวชั่น|ปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์ฟิวชั่น]]ที่แกนของดาว ซึ่งจะปลดปล่อยพลังงานจากภายในของดาว จากนั้นจึง[[การแผ่รังสี|แผ่รังสี]]ออกไปสู่[[อวกาศ]] [[ธาตุเคมี]]เกือบทั้งหมดซึ่งเกิดขึ้นโดยธรรมชาติและหนักกว่า[[ฮีเลียม]]มีกำเนิดมาจากดาวฤกษ์ทั้งสิ้น โดยอาจเกิดจาก[[การสังเคราะห์นิวเคลียสของดาวฤกษ์]]ระหว่างที่ดาวยังมีชีวิตอยู่ หรือเกิดจาก[[การสังเคราะห์นิวเคลียสของซูเปอร์โนวา]]หลังจากที่ดาวฤกษ์เกิดการระเบิดหลังสิ้นอายุขัย [[นักดาราศาสตร์]]สามารถระบุขนาดของ[[มวล]] อายุ [[ความเป็นโลหะ (ดาราศาสตร์)|ส่วนประกอบทางเคมี]] และคุณสมบัติของดาวฤกษ์อีกหลายประการได้จากการสังเกต[[สเปกตรัม]] ความสว่าง และการเคลื่อนที่ในอวกาศ มวลรวมของดาวฤกษ์เป็นตัวกำหนดหลักในลำดับ[[วิวัฒนาการของดาวฤกษ์|วิวัฒนาการ]]และชะตากรรมในบั้นปลายของดาว ส่วนคุณสมบัติอื่นของดาวฤกษ์ เช่น เส้นผ่านศูนย์กลาง การหมุน การเคลื่อนที่ และอุณหภูมิ ถูกกำหนดจากประวัติวิวัฒนาการของมัน แผนภาพคู่ลำดับระหว่างอุณหภูมิกับความสว่างของดาวฤกษ์จำนวนมาก ที่รู้จักกันในชื่อ [[ไดอะแกรมของแฮร์ทสชปรุง-รัสเซลล์]] (H-R ไดอะแกรม) ช่วยทำให้สามารถระบุอายุและรูปแบบวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ได้
บรรทัด 43:
| url = http://webexhibits.org/calendars/calendar-ancient.html
| title = Other ancient calendars | publisher = WebExhibits
| accessdate = 2006-12-10 }}</ref> [[ปฏิทินเกรกอเรียน]] ซึ่งใช้กันอยู่แพร่หลายในโลกปัจจุบัน จัดเป็น[[ปฏิทินสุริยคติ]]ที่ตั้งอยู่บนพื้นฐานของมุมของแกนหมุนของโลกโดยเทียบกับดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้ที่สุด คือ ดวง
งได้ก่อตั้งสถาบันวิจัย[[หอดูดาว]]ขนาดใหญ่แห่งแรก โดยมีวัตถุประสงค์หลักในการจัดทำแ[[กระจุกดาวบรอกคี|รอกคี]]) และ[[ดาราจักร|ดารา]]ะสัมผัสกับดาวอีกดวงหนึ่ง และปรากฏให้เห็นเป็นภาพต่อเนื่องกันด้วยผลของการหักเหจากสารที่อยู่เหนือโลก เขาอ้างอิงจากหลักฐานการสังเกตจากปรากฏการณ์[[ดาวล้อมเดือน]]ของ[[ดาวพฤหัสบดี]]และ[[ดาวอังคาร]] เมื่อราว[[ฮิจญ์เราะหฺศักราช|ฮ.ศ.]] 500 (ค.ศ. 1106/1107) <ref name="Montada">{{cite web
| first = Josep Puig | last=Montada
| title = Ibn Bajja | publisher=[[Stanford Encyclopedia of Philosophy]]
| url = http://plato.stanford.edu/entries/ibn-bajja
| date = September 28, 2007 | accessdate=2008-07-11 }}</ref> โอเย้ๆ
นักดาราศาสตร์[[ยุโรป]]ในยุคต้น ๆ อาทิ [[ไทโค บราเฮ]] ได้ค้นพบดาวฤกษ์ใหม่ปรากฏบนท้องฟ้ากลางคืน (ต่อมาเรียกชื่อว่า ''โนวา'') และเสนอว่า แท้จริงแล้วสรวงสวรรค์ไม่ใช่เปลี่ยนแปลงมิได้ ปี ค.ศ. 1584 [[จิออร์ดาโน บรูโน]]
| date = 2006-07-24
| url = http://www.eso.org/outreach/eduoff/edu-prog/catchastar/CAS2004/casreports-2004/rep-226/
เส้น 142 ⟶ 61:
| pages = 395–403 [402]
| doi = 10.1016/0083-6656 (95) 00033-X
| doi_brokendate = 2010-03-19 }}</ref> อย่างเช่น [[ฟาคีร์ อัลดิน อัลราซี]]<ref name="Setia">{{cite journal
| title = Fakhr Al-Din Al-Razi on Physics and the Nature of the Physical World: A Preliminary Survey
| first = Adi | last=Setia | journal=Islam & Science
เส้น 153 ⟶ 72:
| accessdate = 2006-08-24 }}</ref>
นักดาราศาสตร์ชาวอิตาลี [[เจมิเนียโน มอนทานารี]] ได้บันทึกผลสังเกตการเปลี่ยนแปลงความส่องสว่างของ[[ดาวอัลกอล]]ในปี ค.ศ. 1667 [[เอ็ดมันด์ ฮัลเลย์]] ตีพิมพ์ผลการวัด[[ความเร็วแนวเล็ง]]ของดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้เคียงกันคู่หนึ่ง เพื่อแสดงให้เห็นว่ามีการเปลี่ยนแปลงตำแหน่งของดาวนับจากช่วงเวลาที่[[ทอเลมี]]กับ[[ฮิปปาร์คัส]] นักดาราศาสตร์[[กรีกโบราณ]] เคยบันทึกเอาไว้ การวัดระยะทางระหว่างดาวโดยตรงครั้งแรกทำโดย [[ฟรีดดริค เบสเซล]] ในปี ค.ศ. 1838 โดยใช้วิธี[[พารัลแลกซ์]]กับดาว [[61 Cygni]] ซึ่งอยู่ห่างไป 11.4 ปีแสง การตรวจวัดด้วยวิธีพารัลแลกซ์นี้ช่วยให้มนุษย์ทราบระยะทางอันกว้างใหญ่ระหว่างดวงดาวต่าง ๆ บนสรวงสวรรค์<ref name="he history">{{cite web|last=Drake|first=Stephen A.|date=2006-08-17|url=http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/heasarc/headates/heahistory.html|title=A Brief History of High-Energy (X-ray & Gamma-Ray) Astronomy|publisher=NASA HEASARC|accessdate=2006-08-24}}</ref>
[[วิลเลียม เฮอร์เชล]] เป็นนักดาราศาสตร์คนแรกที่พยายามตรวจหาการกระจายตัวของดาวฤกษ์บนท้องฟ้า ระหว่างคริสต์ทศวรรษ 1780 เขาได้ทำการตรวจวัดดวงดาวในทิศทางต่าง ๆ มากกว่า 600 แบบ และนับจำนวนดาวฤกษ์ที่มองเห็นในแต่ละทิศทางนั้น ด้วยวิธีนี้เขาพบว่า จำนวนของดาวฤกษ์เพิ่มขึ้นอย่างสม่ำเสมอไปทางด้านหนึ่งของท้องฟ้า คือในทิศทางที่มุ่งเข้าสู่ใจกลางของ[[ทางช้างเผือก]] [[จอห์น เฮอร์เชล]] บุตรชายของเขาได้ทำการศึกษาซ้ำเช่นนี้อีกครั้งในเขตซีกโลกใต้ และพบผลลัพธ์ที่เป็นไปในทิศทางเดียวกัน<ref>{{cite journal
เส้น 343 ⟶ 262:
[[ไฟล์:H-R diagram -edited-3.gif|thumb|300px|ตัวอย่างแสดงตำแหน่งของดาวฤกษ์ต่าง ๆ บน[[ไดอะแกรมของเฮิร์ตสปรัง-รัสเซลล์]] ดวงอาทิตย์อยู่บริเวณเกือบกึ่งกลางของแถบ (ดูเพิ่มใน [[การจัดประเภทดาวฤกษ์]])]]
ระยะเวลาที่ดาวฤกษ์จะอยู่บนแถบลำดับหลักขึ้นอยู่กับมวลเชื้อเพลิงตั้งต้นกับอัตราเผาผลาญเชื้อเพลิงของดาวฤกษ์นั้น ๆ กล่าวอีกนัยหนึ่งคือมวลตั้งต้นและความส่องสว่างของดาวฤกษ์นั่นเอง สำหรับดวงอาทิตย์ ประมาณว่าจะอยู่บนแถบลำดับหลักประมาณ 10<sup>10</sup> ปี ดาวฤกษ์ขนาดใหญ่จะเผาผลาญเชื้อเพลิงในอัตราเร็วมากและมีอายุสั้น ขณะที่ดาวฤกษ์ขนาดเล็ก
นอกเหนือจากมวล องค์ประกอบของธาตุหนักที่หนักกว่าฮีเลียมก็มีบทบาทสำคัญต่อวิวัฒนาการของดาวฤกษ์เช่นกัน ในทางดาราศาสตร์ ธาตุที่หนักกว่าฮีเลียมจะเรียกว่าเป็น "โลหะ" และความเข้มข้นทางเคมีของธาตุเหล่านี้จะเรียกว่า [[ค่าความเป็นโลหะ]] ค่านี้มีอิทธิพลต่อช่วงเวลาที่ดาวฤกษ์เผาผลาญเชื้อเพลิง รวมถึงควบคุมการกำเนิดสนามแม่เหล็กของดาวฤกษ์<ref>{{cite journal
เส้น 355 ⟶ 274:
| url = http://www.star.ucl.ac.uk/groups/hotstar/research_massloss.html
| title = Mass loss and Evolution | publisher = UCL Astrophysics Group
| accessdate = 2006-08-26 }}</ref> ดาวฤกษ์ชนิด[[ดารากร 2]] ซึ่งมีอายุเก่าแก่กว่าจะมีค่าความเป็นโลหะน้อยกว่าดาวฤกษ์รุ่นใหม่ หรือดาวฤกษ์แบบ[[ดารากร 3]] เนื่องมาจากองค์ประกอบที่มีอยู่ในเมฆโมเลกุลอันดาวฤกษ์ถือกำเนิดขึ้นมานั่นเอง ยิ่งเวลาผ่านไป เมฆเหล่านี้จะมีส่วนประกอบของธาตุหนักเข้มข้นขึ้นเรื่อย ๆ เมื่อดาวฤกษ์เก่าแก่สิ้นอายุขัยและส่งคืนสารประกอบภายในชั้นบรรยากาศของมันกลับไปในอวกาศ และระเบิดออกมา กลายเป็นโกโก้ครันซ์อ
=== หลังแถบลำดับหลัก ===
เส้น 388 ⟶ 307:
==== ดาวมวลมาก ====
{{บทความหลัก|ดาวยักษ์ใหญ่แดง}}
[[ไฟล์:Betelgeuse star (Hubble).jpg|thumb|left|[[ดาวบีเทลจุส]] เป็นดาวยักษ์ใหญ่แดง ซึ่งกำลังจะสิ้นอายุขัย|link=Special:FilePath/Betelgeuse_star_(Hubble).jpg]]
ระหว่างช่วงการเผาผลาญฮีเลียมของดาวฤกษ์เหล่านี้ ดาวมวลมากซึ่งมีมวลมากกว่า 9 เท่าของมวลดวงอาทิตย์จะพองตัวออกจนกระทั่งกลายเป็น[[ดาวยักษ์ใหญ่แดง]] เมื่อเชื้อเพลิงที่แกนกลางของดาวยักษ์ใหญ่แดงหมด พวกมันจะยังคงฟิวชั่นธาตุที่หนักกว่าฮีเลียม
เส้น 482 ⟶ 401:
| title=Astrophysics: Decoding the Cosmos
| publisher=John Wiley and Sons | isbn=0470013060
| page=78 }}</ref> กับสัดส่วนของธาตุหนักอีกเล็กน้อย โดยทั่วไปเราวัดปริมาณของธาตุหนักในรูปขององค์ประกอบเหล็กในชั้นบรรยากาศ
| author = Ragland, S.; Chandrasekhar, T.; Ashok, N. M.
| title = Angular Diameter of Carbon Star Tx-Piscium from Lunar Occultation Observations in the Near Infrared
เส้น 533 ⟶ 424:
| doi=10.1134/S1063772906090058 | bibcode=2006ARep...50..714L }}</ref>]]
ลักษณะการเคลื่อนที่ของดาวฤกษ์เมื่อเปรียบเทียบกับดวงอาทิตย์ของเรา สามารถให้ข้อมูลที่เป็นประโยชน์อย่างยิ่งในการเรียนรู้ถึงจุดกำเนิดและอายุของดาว รวมไปถึงโครงสร้างและวิวัฒนาการของดาราจักรโดยรอบ องค์ประกอบการเคลื่อนที่ของดาวฤกษ์ประกอบด้วย [[ความเร็วแนวเล็ง]] ที่วิ่ง
| date = 1999-09-10 | url = http://www.rssd.esa.int/hipparcos/properm.html
| title = Hipparcos: High Proper Motion Stars
เส้น 906 ⟶ 795:
ในดาวฤกษ์มวลมาก ธาตุหนักจะถูกเผาผลาญไปในแกนกลางที่อัดแน่นโดยผ่าน[[กระบวนการเผาผลาญนีออน]] และ[[กระบวนการเผาผลาญออกซิเจน]] สภาวะสุดท้ายในกระบวนการสังเคราะห์นิวเคลียสของดาวฤกษ์คือ [[กระบวนการเผาผลาญซิลิกอน]] ซึ่งทำให้ได้ผลลัพธ์ออกมาเป็นไอโซโทปเสถียร เหล็ก-56 กระบวนการฟิวชั่นไม่อาจดำเนินต่อไปได้อีก นอกเสียจากจะต้องผ่านกระบวนการดูดกลืนความร้อน (endothermic process) หลังจากนั้น พลังงานจะเกิดขึ้นได้จากการยุบตัวเนื่องจากแรงโน้มถ่วงเท่านั้น<ref name="synthesis" />
ตัวอย่างข้างล่างนี้ แสดงระยะเวลาที่ดาวฤกษ์ขนาด 20 เท่าของมวลดวงอาทิตย์จำเป็นต้องใช้ในการเผาผลาญพลังงานนิวเคลียร์ภายในตัวจนหมด ดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักประเภท O จะมีรัศมี 8 เท่าของรัศมีดวงอาทิตย์ และมีความส่องสว่าง 62,000 เท่าของความส่องสว่างของดวงอาทิตย์<ref>{{cite journal | author= Woosley, S. E.; Heger, A.; Weaver, T. A. | title=The evolution and explosion of massive stars | journal=Reviews of Modern Physics | year=2002 | volume=74 | issue=4 | pages=1015–1071 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002RvMP...74.1015W | doi = 10.1103/RevModPhys.74.1015}}</ref> ที่เผยแพร่ไปเป็นจริงทั้งสิ้น
{{clear}}
|