วิกิพีเดีย

ผลต่างระหว่างรุ่นของ "ดาวฤกษ์"

บทความ อภิปราย

ดาวฤกษ์ (แก้ไข)

รุ่นแก้ไขเมื่อ 11:39, 21 ตุลาคม 2554

เพิ่มขึ้น 420 ไบต์ ,  11 ปีที่แล้ว
ล
replaceViaLink
เห็นภาพข้อความวิกิ
ล (ย้อนการแก้ไขของ Treabshows (พูดคุย) ไปยังรุ่นก่อนหน้าโดย KamikazeBot)
ล (replaceViaLink)
| year = 1964 }}</ref>
 
การศึกษาดาวฤกษ์มีความก้าวหน้าขึ้นอย่างมากตลอดช่วงคริสต์ศตวรรษที่ 20 [[ภาพถ่าย]]กลายเป็นเครื่องมือสำคัญที่มีค่ายิ่งสำหรับการศึกษาทางดาราศาสตร์ [[คาร์ล สวาซชิลด์]]ค้นพบว่า สีของดาวฤกษ์ซึ่งหมายถึงอุณหภูมิของมันนั้น สามารถตรวจสอบได้โดยการเปรียบเทียบค่า[[โชติมาตรความส่องสว่างปรากฏ]]กับความสว่างในภาพถ่าย มีการพัฒนาโฟโตมิเตอร์แบบ[[โฟโตอิเล็กทริก]]ซึ่งช่วยให้การตรวจวัดความสว่างที่ความยาวคลื่นหลาย ๆ ช่วงทำได้แม่นยำยิ่งขึ้น ปี ค.ศ. 1921 อัลเบิร์ต เอ. มิเชลสัน ได้ทำการตรวจวัดเส้นผ่านศูนย์กลางของดาวฤกษ์ได้เป็นครั้งแรกโดยใช้[[อินเตอร์เฟอโรมิเตอร์]]ของกล้องโทรทรรศน์ฮุกเกอร์<ref>{{cite journal
| author = Michelson, A. A.; Pease, F. G.
| title = Measurement of the diameter of Alpha Orionis with the interferometer
| accessdate = 2007-07-05 }}</ref> ดังนั้นอุณหภูมิที่แท้จริงในย่านแกนกลางของดาวจะสูงมากถึงหลายล้านเคลวิน<ref name="aps_mss" />
 
อุณหภูมิของดาวฤกษ์เป็นตัวบ่งบอกถึงอัตราการแผ่พลังงานหรือการแผ่ประจุของธาตุที่แตกต่างกัน ซึ่งส่งผลถึงคุณสมบัติการดูดกลืนเส้นสเปกตรัมที่แตกต่างกันด้วย เมื่อเราทราบค่าอุณหภูมิพื้นผิวของดาวฤกษ์ ค่า[[โชติมาตรความส่องสว่างปรากฏ]] [[โชติมาตรความส่องสว่างสัมบูรณ์]] และคุณสมบัติการดูดกลืนแสง เราจึงสามารถจัดประเภทของดาวฤกษ์ได้ (ดูในหัวข้อการจัดประเภทดาวฤกษ์ด้านล่าง) <ref name="new cosmos" />
 
ดาวฤกษ์มวลมากในแถบลำดับหลักอาจมีอุณหภูมิพื้นผิวสูงถึง 50,000 เคลวิน ดาวฤกษ์ที่มีขนาดเล็กลงมาเช่น[[ดวงอาทิตย์]] จะมีอุณหภูมิพื้นผิวเพียงไม่กี่พันเคลวิน [[ดาวยักษ์แดง]]จะมีอุณหภูมิพื้นผิวค่อนข้างต่ำ ประมาณ 3,600 เคลวินเท่านั้น แต่จะมีความส่องสว่างมากกว่าเนื่องจากมีพื้นที่ผิวชั้นนอกที่ใหญ่กว่ามาก<ref name=zeilik>{{cite book | last=Zeilik | first=Michael A. | coauthors=Gregory, Stephan A. | title=Introductory Astronomy & Astrophysics | edition=4th ed. | year=1998 | publisher=Saunders College Publishing | isbn=0030062284 | pages=321 }}</ref>
พื้นผิวบางส่วนของดาวที่มีอุณหภูมิต่ำและความส่องสว่างต่ำกว่าค่าเฉลี่ยทั้งหมด จะเรียกว่า [[จุดมืดดวงอาทิตย์|จุดมืดดาวฤกษ์]] จุดมืดของดาวฤกษ์แคระหรือดาวฤกษ์ที่มีขนาดเล็กจะไม่ค่อยเป็นที่สังเกตโดดเด่น ขณะที่จุดมืดของดาวยักษ์หรือดาวฤกษ์ขนาดใหญ่จะยิ่งสังเกตเห็นได้ง่าย<ref name="Michelson Starspots">{{cite journal | author= Michelson, A. A.; Pease, F. G. | title=Starspots: A Key to the Stellar Dynamo | journal=Living Reviews in Solar Physics | publisher=Max Planck Society | year=2005 | url=http://www.livingreviews.org/lrsp-2005-8 }}</ref> และทำให้เกิดลักษณะ[[การมืดคล้ำที่ขอบ]]ของดาวฤกษ์ได้มาก นั่นคือ ความสว่างของดาวทางด้านขอบ (เมื่อมองเป็นแผ่นจานกลม) จะลดลงไปเรื่อยๆ<ref>{{cite journal | author=Manduca, A.; Bell, R. A.; Gustafsson, B. | title=Limb darkening coefficients for late-type giant model atmospheres | journal=Astronomy and Astrophysics | year=1977 | volume=61 | issue=6 | pages=809–813 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1977A&A....61..809M }}</ref> ดาวแปรแสงที่เป็นดาวแคระแดง (หรือ flare star) บางดวง เช่นดาว [[ยูวี ซีตัส]] ก็อาจมีจุดมืดดาวฤกษ์ที่โดดเด่นเช่นกัน<ref>{{cite journal | author= Chugainov, P. F. | title=On the Cause of Periodic Light Variations of Some Red Dwarf Stars | journal=Information Bulletin on Variable Stars | year=1971 | volume=520 | pages=1–3 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1977A&A....61..809M }}</ref>
 
=== ความส่องสว่าง ===
=== โชติมาตร ===
{{บทความหลัก|โชติมาตรความส่องสว่างปรากฏ|โชติมาตรความส่องสว่างสัมบูรณ์}}
 
[[ความสว่าง]]ของดาวฤกษ์ที่ปรากฏวัดได้จากค่า[[โชติมาตรความส่องสว่างปรากฏ]] ซึ่งเป็นค่าความสว่างที่ขึ้นกับค่าความส่องสว่างของดาว ระยะห่างจากโลก และการเปลี่ยนแปรของแสงดาวระหว่างที่มันผ่านชั้นบรรยากาศโลกลงมา ส่วนความสว่างที่แท้จริงหรือ[[โชติมาตรความส่องสว่างสัมบูรณ์]]คือค่าโชติมาตรความส่องสว่างปรากฏของดาวถ้าระยะห่างระหว่างโลกกับดาวเท่ากับ 10 พาร์เซก (32.6 ปีแสง) เป็นค่าที่ขึ้นกับความส่องสว่างของดาวเท่านั้น
 
{| class="wikitable" style="float: right; margin-left: 1em;"
|+ ''จำนวนของดาวฤกษ์ที่สว่างกว่าค่าปรากฏ''
!โชติมาตรความส่องสว่าง<br />ปรากฏ
!จำนวน<br />ดาวฤกษ์<ref>{{cite web | url = http://www.nso.edu/PR/answerbook/magnitude.html | title = Magnitude | publisher = National Solar Observatory—Sacramento Peak | accessdate = 2006-08-23 }}</ref>
|-
|}
 
ทั้งค่าโชติมาตรความส่องสว่างปรากฏและโชติมาตรความส่องสว่างสัมบูรณ์เป็นตัวเลขที่แสดงใน[[หน่วยลอการิทึม]] ค่าที่ต่างกัน 1 [[อันดับของขนาด|อันดับแม็กนิจูด]]หมายความถึงความแตกต่างกันจริงประมาณ 2.5 เท่า<ref name="luminosity">{{cite web | url = http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_luminosity.html | title = Luminosity of Stars | publisher = Australian Telescope Outreach and Education | accessdate = 2006-08-13 }}</ref> (รากที่ 5 ของ 100 มีค่าประมาณ 2.512) นั่นหมายความว่า ดาวฤกษ์ในอันดับแม็กนิจูดแรก (+1.00) มีความสว่างมากกว่าดาวฤกษ์ในอันดับแม็กนิจูดที่สอง (+2.00) ประมาณ 2.5 เท่า และสว่างมากกว่าดาวฤกษ์ในอันดับแม็กนิจูดที่ 6 (+6.00) ประมาณ 100 เท่า ความสว่างของดาวฤกษ์ที่มีแสงริบหรี่ที่สุดเท่าที่ตามนุษย์สามารถมองเห็นได้ภายใต้สภาวะท้องฟ้าโปร่งคือที่แม็กนิจูด +6
 
ทั้งโชติมาตรความส่องสว่างปรากฏและโชติมาตรความส่องสว่างสัมบูรณ์ ยิ่งอ่านค่าได้น้อยหมายความว่าดาวฤกษ์ดวงนั้นสว่างมาก ยิ่งอ่านค่าได้มากหมายความว่าดาวฤกษ์ดวงนั้นริบหรี่มาก โดยมากแล้วดาวฤกษ์สว่างจะมีค่าโชติมาตรความส่องสว่างเป็นลบ ความแตกต่างของความสว่างระหว่างดาวสองดวง (Δ''L'') คำนวณได้โดยนำค่าโชติมาตรความส่องสว่างของดาวที่สว่างกว่า (''m''<sub>b</sub>) ลบออกจากค่าโชติมาตรความส่องสว่างของดาวที่หรี่จางกว่า (''m''<sub>f</sub>) นำค่าที่ได้ใช้เป็นค่ายกกำลังของค่าฐาน 2.512 เขียนเป็นสมการได้ดังนี้
 
:<math> \Delta{m} = m_\mathrm{f} - m_\mathrm{b} </math>
:<math>2.512^{\Delta{m}} = \Delta{L}</math>
 
เมื่อเทียบค่าโชติมาตรความส่องสว่างกับทั้งความส่องสว่างและระยะห่างจากโลก ทำให้ค่าโชติมาตรความส่องสว่างสัมบูรณ์ (''M'') กับค่าโชติมาตรความส่องสว่างปรากฏ (''m'') ของดาวฤกษ์ดวงเดียวกันมีค่าไม่เท่ากัน<ref name="luminosity" /> ตัวอย่างเช่น [[ดาวซิริอุส]] มีค่าโชติมาตรความส่องสว่างปรากฏเท่ากับ -1.44 แต่มีค่าโชติมาตรความส่องสว่างสัมบูรณ์เท่ากับ +1.41
 
ดวงอาทิตย์มีค่าโชติมาตรความส่องสว่างปรากฏเท่ากับ -26.7 แต่มีค่าโชติมาตรความส่องสว่างสัมบูรณ์เพียง +4.83 ดาวซิริอุสซึ่งเป็นดาวสว่างที่สุดบนท้องฟ้ายามราตรีเมื่อมองจากโลก มีความส่องสว่างสูงกว่าดวงอาทิตย์ถึง 23 เท่า ขณะที่[[ดาวคาโนปุส]] ดาวฤกษ์สว่างอันดับสองบนท้องฟ้ายามราตรี มีค่าโชติมาตรความส่องสว่างสัมบูรณ์เท่ากับ -5.53 นั่นคือมีความส่องสว่างสูงกว่าดวงอาทิตย์ถึง 14,000 เท่า ทั้งๆ ที่ดาวคาโนปุสมีความส่องสว่างสูงกว่าดาวซิริอุสอย่างมาก แต่เมื่อมองจากโลก ดาวซิริอุสกลับสว่างกว่า ทั้งนี้เนื่องจากดาวซิริอุสอยู่ห่างจากโลกเพียง 8.6 ปีแสง ขณะที่ดาวคาโนปุสอยู่ห่างจากโลกออกไปถึงกว่า 310 ปีแสง
 
นับถึงปี ค.ศ. 2006 ดาวฤกษ์ที่มีค่าโชติมาตรความส่องสว่างสัมบูรณ์มากที่สุดเท่าที่รู้จัก คือ [[LBV 1806-20]] ที่ค่าแม็กนิจูด -14.2 ดาวฤกษ์ดวงนี้มีความส่องสว่างสูงกว่าดวงอาทิตย์อย่างน้อย 5,000,000 เท่า<ref>{{cite web
| author = Hoover, Aaron | date =2004-01-05
| url = http://www.napa.ufl.edu/2004news/bigbrightstar.htm
| accessdate = 2006-07-19 }}</ref>
 
นอกเหนือจากนี้ ดาวฤกษ์ยังอาจจัดประเภทได้จากผลกระทบความส่องสว่างที่พบในเส้นสเปกตรัมของมัน ซึ่งสอดคล้องกันกับขนาดที่ว่างในอวกาศอันระบุได้จากแรงโน้มถ่วงพื้นผิว ค่าในประเภทนี้จะจัดได้ตั้งแต่ ''0'' (สำหรับดาวแบบ[[ไฮเปอร์ไจแอนท์]]) ไปเป็น ''III'' (สำหรับ[[ดาวยักษ์]]) จนถึง ''V'' (สำหรับดาวแคระในแถบลำดับหลัก) นักดาราศาสตร์บางคนเพิ่มประเภท ''VII'' ([[ดาวแคระขาว]]) เข้าไปด้วย ดาวฤกษ์ส่วนใหญ่จะอยู่บน[[แถบลำดับหลัก]]ซึ่งมีกระบวนการเผาผลาญไฮโดรเจนแบบปกติ หากพิจารณาบนเส้นกราฟระหว่างโชติมาตรความส่องสว่างสัมบูรณ์กับเส้นสเปกตรัมของดาว ดาวฤกษ์เหล่านี้จะอยู่บนแถบทแยงมุมแคบๆ ในกราฟ<ref name="spectrum" /> ดวงอาทิตย์ของเราก็อยู่บนแถบลำดับหลัก และจัดเป็นดาวแคระเหลือง ประเภท ''G2V'' คือเป็นดาวฤกษ์ขนาดปกติที่มีอุณหภูมิปานกลาง
 
ยังมีการตั้งรหัสเพิ่มเติมด้วยตัวอักษรภาษาอังกฤษตัวเล็ก ตามหลังค่าของเส้นสเปกตรัม เพื่อระบุถึงคุณสมบัติเฉพาะบางประการของเส้นสเปกตรัมนั้น ตัวอย่างเช่น ตัว "''e''" หมายถึงมีการตรวจพบเส้นสเปกตรัมที่แผ่ประจุ "''m''" หมายถึงมีระดับโลหะที่เข้มผิดปกติ และ "''var''" หมายถึงเส้นสเปกตรัมมีการเปลี่ยนแปลง<ref name="spectrum" />
| accessdate = 2006-06-08 }}</ref> โนวาบางชนิดยังเกิดซ้ำแล้วซ้ำอีก ทำให้เกิดคาบการระเบิดเป็นช่วงๆ<ref name="variables" />
 
นอกจากนี้ดาวฤกษ์ยังอาจเปลี่ยนแปลงความส่องสว่างได้จากปัจจัยภายนอก เช่น การเกิดคราสในระบบดาวคู่ หรือดาวฤกษ์ที่หมุนรอบตัวเองและเกิดจุดมืดดาวฤกษ์ที่ใหญ่มากๆ<ref name="variables" /> การเกิดคราสในระบบดาวคู่ที่โดดเด่นได้แก่ ดาวอัลกอล (Algol) ซึ่งจะมีค่าโชติมาตรความส่องสว่างเปลี่ยนแปรอยู่ระหว่าง 2.3 ถึง 3.5 ทุกๆ ช่วงเวลา 2.87 วัน
 
== โครงสร้าง ==
OctraBot
บอต
123,860

การแก้ไข

เข้าถึงจาก "https://th.wikipedia.org/wiki/พิเศษ:MobileDiff/3528880"