กิจกรรม 17 พฤศจิกายน 2553

ส่งงาน

สืบค้นข้อมูล ระบบสุริยะจักรวาล

ระบบสุริยะ ประกอบด้วยดวงอาทิตย์และวัตถุอื่นๆ ที่โคจรรอบดวงอาทิตย์ เช่น ดาวเคราะห์ ดาวเคราะห์น้อย ดาวหาง และดาวบริวาร โลกเป็นดาวเคราะห์ที่อยู่ห่างจากดวงอาทิตย์เป็นลำดับที่ 3 โดยทั่วไป ถ้า

ให้ถูกต้องที่สุดควรเรียกว่า ระบบดาวเคราะห์ เมื่อกล่าวถึงระบบที่มีวัตถุต่างๆ โคจรรอบดาวฤกษ์

ดาวศุกร์ (Venus) 

สังเกตเห็นได้ด้วยตาเปล่า โดยสามารถมองเห็นได้ทางขอบฟ้าด้านทิศตะวันตกในเวลาใกล้ค่ำ เราเรียกว่า "ดาวประจำเมือง" (Evening Star) ส่วนช่วงเช้ามืดปรากฏให้เห็นทางขอบฟ้าด้านทิศตะวันออกเรียกว่า "ดาวรุ่ง" (Morning Star) เรามักสังเกตเห็นดาวศุกร์มีแสงส่องสว่างมากเนื่องจาก ดาวศุกร์มีชั้นบรรยากาศที่ประกอบไปด้วยก๊าซคาร์บอนไดออกไซด์ มีผลทำให้อุณหภูมิพื้นผิวสูงขึ้น ดาวศุกร์หมุนรอบตัวเองจากทิศตะวันออกไปยังทิศตะวันตก ไม่มีดวงจันทร์เป็นดาวบริวาร

ดาวศุกร์เคลื่อนรอบดวงอาทิตย์รอบละ 225 วัน 1 ปี

มีคำกล่าวว่าดาวศุกร์เป็น "ดาวน้องสาวของโลก" เนื่องจากดาวศุกร์มีลักษณะทางกายภาพหลายประการคล้ายคลึงกับโลกของเรามาก กล่าวคือ ขนาดและมวลของดาวศุกร์น้อยกว่าโลกเพียงเล็กน้อย อีกทั้งดาวศุกร์ยังเป็นดาวเคราะห์ที่มีวงโคจรอยู่ใกล้โลกมากที่สุด โดยที่จุดที่อยู่ใกล้ที่สุดจะอยู่ห่างไปเพียง 40 ล้านกิโลเมตร นอกจากนี้พื้นผิวของดาวศุกร์มีภูเขาไฟระเบิด และมีการเปลี่ยนแปลงของเปลือกดาวอยู่จนถึงปัจจุบันเช่นเดียวกับโลก ต่างจากดาวเคราะห์แข็งดวงอื่นๆ ที่ไม่มีการเปลี่ยนแปลงทางธรณีวิทยาในระดับผิวดนอกจากนี้พื้นผิวของดาวศุกร์มีภูเขาไฟระเบิด และมีการเปลี่ยนแปลงของเปลือกดาวอยู่จนถึงปัจจุบันเช่นเดียวกับโลก ต่างจากดาวเคราะห์แข็งดวงอื่นๆ ที่ไม่มีการเปลี่ยนแปลงทางธรณีวิทยาในระดับผิวดาวมาเป็นเวลานานแล้ว

ดาวพฤหัสบดี

เป็นดาวเคราะห์ที่อยู่ห่างจากดวงอาทิตย์ออกมาเป็นอันดับที่ 6 ที่ระยะทางประมาณ 10 เท่าของระยะระหว่างโลกและดวงอาทิตย์ หรือ 2 เท่าของขนาดวงโคจรของดาวพฤหัสบดี ที่ระยะนี้ พลังงานจากดวงอาทิตย์แผ่มาถึงเพียง 1.1% ของพลังงานที่แผ่มาถึงโลกเท่านั้น หากสังเกตดาวเสาร์ด้วยกล้องโทรทรรศน์ขนาดเล็ก เราจะได้เห็นวงแหวนของดาวเสาร์ซึ่งเป็นที่ยอมรับกันในหมู่นักดูดาวว่าเป็นวงแหวนที่สวยงามและโดดเด่นที่สุดในบรรดาดาวเคราะห์ที่มีวงแหวนทุกดวง

มีคำกล่าวว่าดาวศุกร์เป็น "ดาวน้องสาวของโลก" เนื่องจากดาวศุกร์มีลักษณะทางกายภาพหลายประการคล้ายคลึงกับโลกของเรามาก กล่าวคือ ขนาดและมวลของดาวศุกร์น้อยกว่าโลกเพียงเล็กน้อย อีกทั้งเช่นเดียวกับโลก ต่างจากดาวเคราะห์แข็งดวงอื่นๆ ที่ไม่มีการเปลี่ยนแปลงทางธรณีวิทยาในระดับผิวดาวมาเป็นเวลานานแล้ว

โคจรห่างจากดวงอาทิตย์เฉลี่ย 4,500 ล้านกิโลเมตร หรือประมาณ 30 เท่าของระยะทางจากโลกถึงดวงอาทิตย์ เวลา 1 ปีของดาวเนปจูนหรือระยะเวลาที่ดาวเนปจูนใช้ในการโคจรรอบดวงอาทิตย์หนึ่งรอบยาวถึง 165 ปีของโลก นั่นคือตั้งแต่เรารู้จักดาวเนปจูนในปี
ค.ศ.1848 ดาวเนปจูนยังโคจรรอบดวงอาทิตย์ไม่ครบหนึ่งรอบเสียด้วยซ้ำ ที่ระยะห่างนี้แม้แต่แสงจากดวงอาทิตย์ก็ยังต้องใช้เวลากว่า 4 ชั่วโมง จึงจะเดินทางถึงดาวเนปจูน (ในขณะที่ใช้เวลาเพียง 8 นาที 20 วินาที ในการเดินทางมาถึงโลก)

ที่มา : http://www.vcharkarn.com/vblog/18386/8

ที่มา : http://www.panyathai.or.th/wiki/index.php/%E0%B8%A3%E0%B8%B0%E0%B8%9A%E0%B8%9A%E0%B8%AA%E0%B8%B8%E0%B8%A3%E0%B8%B4%E0%B8%A2%E0%B8%B0%E0%B8%88%E0%B8%B1%E0%B8%81%E0%B8%A3%E0%B8%A7%E0%B8%B2%E0%B8%A5

ตอบข้อ.  2

สืบค้นข้อมูล

 บนโลก ฮีเลียมเป็นก๊าซที่ใช้ในการทำให้บอลลูนลอย อย่างไรก็ตาม บนดาวพฤหัส สภาวะนั้นประหลาดมาก จนนักวิทยาศาสตร์จากยูซี เบิร์กลีย์ ทำนายว่าฮีเลียมจะควบแน่นกลายเป็นหยดและตกลงเหมือนฝน ฝนฮีเลียมนั้นถูกเสนอขึ้นเพื่ออธิบายความสว่างอย่างมากของดาวเสาร์ซึ่งก็เป็นดาวเคราะห์ก๊าซยักษ์เหมือนดาวพฤหัส แต่มีมวลเพียงหนึ่งในสามส่วนเท่านั้น

    อย่างไรก็ตาม บนดาวพฤหัส นักวิทยาศาสตร์อ้างว่าฝนฮีเลียมเป็นวิธีที่ดีที่สุดในการอธิบายการขาดแคลนนีออนในชั้นบรรยากาศนอกๆ ของดาวเคราะห์ นีออนละลายในหยดฮีเลียมและตกลงสู่เบื้องลึกที่ซึ่งมันจะละลายอีกครั้ง ทำให้ชั้นบรรยากาศด้านบนๆ ขาดแคลนธาตุทั้งสอง ซึ่งสอดคล้องกับการสำรวจ

    Hugh Wilson นักวิจัยหลังปริญญาเอก จากเบิร์กลีย์ ผู้เขียนร่วมรายงานที่ปรากฏในวารสาร Physical Review Letters กล่าวว่า เริ่มแรกฮีเลียมควบแน่นเป็นหมอกในชั้นบรรยากาศบนๆ คล้ายกับเมฆ และเป็นหยดเมื่อมันใหญ่ขึ้น พวกมันก็ตกลงสู่เบื้องล่าง นีออนละลายในฮีเลียมและตกลงไปด้วยกัน ดังนั้นการศึกษาของเราเชื่อมโยงนีออนที่หายไปในชั้นบรรยากาศกับกระบวนการอื่นๆ คือ ฝนฮีเลียม

    ผู้เขียนรายงานร่วม Burkhard Militzer ผู้ช่วยศาสตราจารย์วิทยาศาสตร์โลกและดาวเคราะห์ และดาราศาสตร์ จากยูซีเบิร์กลีย์ บอกว่าฝนซึ่งเป็นหยดน้ำที่ตกลงบนโลกนั้น ไม่เหมือนกับฝนที่เกิดในชั้นบรรยากาศดาวพฤหัส เมื่อหยดฮีเลียมก่อตัวที่ระดับ 10,000 ถึง 13,000 กิโลเมตรใต้ชั้นยอดเมฆไฮโดรเจนของดาวพฤหัส ภายใต้แรงดันและอุณหภูมิที่สูงมากจนคุณไม่สามารถบอกได้ว่าไฮโดรเจนและฮีเลียมเป็นก๊าซหรือของเหลวกันแน่ แต่ทั้งคู่ก็เป็นของไหล ดังนั้นฝนจึงเป็นหยดของฮีเลียมเหลวที่ผสมกับนีออน ตกลงผ่านชั้นของไฮโดรเจนโลหะของไหล(fluid of metallic hydrogen)

    การทำนายของนักวิจัยจะช่วยปรับแบบจำลองภายในของดาวพฤหัสและภายในของดาวเคราะห์อื่นๆ การจำลองสภาพภายในดาวเคราะห์เป็นหัวข้อวิจัยที่ร้อนแรงตั้งแต่มีการค้นพบดาวเคราะห์นอกระบบหลายร้อยดวงที่อยู่ในสภาพแวดล้อมที่สุดขั้วรอบๆ ดาวฤกษ์อื่น การศึกษายังจะช่วยเป็นพื้นฐานให้กับปฏิบัติการ Juno สู่ดาวพฤหัสของนาซ่า ซึ่งมีกำหนดส่งในปีหน้า

ต่อท้าย #1 20 เม.ย. 2553, 19:43:08

Militzer และ Wilson เป็นหนึ่งในนักสร้างแบบจำลองที่ใช้ทฤษฎีตามสภาพความหนาแน่น(density functional theory) เพื่อทำนายคุณสมบัติของภายในดาวพฤหัส โดยเฉพาะอย่างยิ่งสิ่งที่เกิดขึ้นกับองค์ประกอบหลักอย่างไฮโดรเจนและฮีเลียม เมื่ออุณหภูมิและความดันเพิ่มขึ้นเมื่อมุ่งหน้าเข้าสู่ใจกลางดาวเคราะห์ สภาวะเหล่านี้สุดขั้วเกินกว่าจะจำลองในห้องทดลองได้ แม้แต่การทดลองในเซลที่เคลือบด้วยเพชรก็สร้างได้แต่ความดันที่แกนกลางโลกเท่านั้น ในปี 2008 แบบจำลองคอมพิวเตอร์เสมือนจริงของ Militzer นำไปสู่ข้อสรุปว่าแกนกลางหินของดาวพฤหัสถูกล้อมรอบด้วยชั้นหนาของมีเธน, น้ำและแอมโมเนียแข็ง ที่ทำให้มันมีขนาดเป็นสองเท่าของที่เคยทำนายไว้ก่อนหน้านี้

    นักสร้างแบบจำลองทั้งสองสร้างการวิจัยนี้เนื่องจากการค้นพบโดยยานกาลิเลโอที่ลดระดับผ่านชั้นบรรยากาศดาวพฤหัสในปี 1995 และส่งการตรวจสอบอุณหภูมิ, ความดัน และปริมาณธาตุ จนกระทั่งมันถูกบดภายใต้น้ำหนักของชั้นบรรยากาศ ธาตุทั้งหมดดูเหมือนจะถูกเติมเล็กน้อยเมื่อเทียบกับปริมาณบนดวงอาทิตย์ ซึ่งประเมินว่าคล้ายคลึงกับปริมาณธาตุเมื่อ 4.56 พันล้านปีก่อนเมื่อระบบสุริยะก่อตัวขึ้น ยกเว้นแต่ฮีเลียมและนีออน นีออนหายไปเนื่องจากมันมีเพียงหนึ่งในสิบของปริมาณที่มีในดวงอาทิตย์

    แบบจำลองเสมือนจริงแสดงว่าหนทางเดียวที่นีออนจะถูกย้ายจากชั้นบรรยากาศบนๆ ก็คือมันต้องตกลงมากับฮีเลียม เนื่องจากนีออนและฮีเลียมนั้นผสมกันได้ง่ายดายมาก เหมือนอย่างแอลกอฮอล์กับน้ำ การคำนวณของ Militzer และ Wilson บอกว่าที่ประมาณ 10,000 ถึง 13,000 กิโลเมตรลึกไปในดาวเคราะห์ ที่ซึ่งอุณหภูมิประมาณ 5000 องศาเซลเซียส และความดัน 1 ถึง 2 ล้านเท่าความดันบรรยากาศบนโลก ไฮโดรเจนเปลี่ยนสภาพเป็นโลหะนำไฟฟ้า ฮีเลียมซึ่งไม่ใช่โลหะ ก็ไม่ผสมกับไฮโดรเจนโลหะอีก ดังนั้นมันจึงก่อตัวเป็นหยด เหมือนหยดน้ำมันในน้ำ

    สิ่งเหล่านี้เป็นคำอธิบายการเคลื่อนย้ายนีออนออกจากชั้นบรรยากาศบนๆ Militzer กล่าวว่า เมื่อฮีเลียมและนีออนตกลงสู่เบื้องลึกในดาวเคราะห์ ชั้นที่เต็มไปด้วยไฮโดรเจนที่เหลืออยู่ก็จะค่อยๆ พร่องทั้งนีออนและฮีเลียมลงไป ความเข้มข้นของธาตุทั้งสองที่ตรวจสอบได้สอดคล้องในแง่ปริมาณกับการคำนวณของเรา

    เคยมีการทำนายถึงฝนฮีเลียมบนดาวเสาร์จากการสำรวจอื่น ดาวเสาร์นั้นอุ่นกว่าที่มันควรจะเป็น จากอายุและอัตราการเย็นตัวที่ทำนายไว้ ฝนที่ตกลงมาปลดปล่อยความร้อนที่สร้างความต่างนี้ขึ้น อุณหภูมิของดาวพฤหัสนั้นเป็นไปตามอายุและอัตราการเย็นตัวของมัน และไม่ต้องการสมมุติฐานใดๆ เกี่ยวกับฝนฮีเลียมจนกระทั่งการค้นพบนีออนที่พร่องไปในชั้นบรรยากาศ น่าสนใจว่า นักทฤษฎี David Stevenson จากแคลเทค ได้ทำนายการพร่องของนีออนในดาวพฤหัสก่อนหน้าการตรวจสอบของกาลิเลโอ แต่ไม่เคยเผยแพร่เหตุผลการคาดเดานี้เลย

ตอบข้อ.2  ที่มา:http://guru.google.co.th/guru/thread?tid=028a8b0d43713be6

 สืบค้นข้อมูล

วิวัฒนาการของดาวฤกษ์ เป็นกระบวนการที่ดาวฤกษ์เปลี่ยนแปลงองค์ประกอบภายในตามลำดับไปในช่วงอายุของมัน ซึ่งจะมีลักษณะแตกต่างกันตามขนาดของมวลของดาวฤกษ์นั้นๆ อายุของดาวฤกษ์มีตั้งแต่ไม่กี่ล้านปี (สำหรับดาวฤกษ์ที่มีมวลมากๆ) ไปจนถึงหลายล้านล้านปี (สำหรับดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อย) ซึ่งอาจจะมากกว่าอายุของเอกภพเสียอีก
    การศึกษาวิวัฒนาการของดาวฤกษ์มิได้ทำเพียงการเฝ้าสังเกตดาวดวงหนึ่งดวงใด ดาวฤกษ์ส่วนใหญ่มีการเปลี่ยนแปลงอย่างช้ามากจนยากจะตรวจจับได้แม้เวลาจะผ่านไปหลายศตวรรษ นักฟิสิกส์ดาราศาสตร์ทำความเข้าใจกับวิวัฒนาการของดาวฤกษ์โดยการสังเกตการณ์ดาวจำนวนมาก โดยที่แต่ละดวงอยู่ที่ช่วงอายุแตกต่างกัน แล้วทำการจำลองโครงสร้างของดาวออกมาโดยใช้แบบจำลองคอมพิวเตอร์ช่วย
    กำเนิด
    วิวัฒนาการของดาวฤกษ์เริ่มต้นขึ้นตั้งแต่การพังทลายของแรงโน้มถ่วงของเมฆโมเลกุลขนาดยักษ์ (GMC) เมฆโมเลกุลโดยมากจะมีขนาดกว้างประมาณ 100 ปีแสง และมีมวลประมาณ 6,000,000 มวลดวงอาทิตย์ เมื่อแรงโน้มถ่วงพังทลายลง เมฆโมเลกุลขนาดยักษ์จะแตกออกเป็นชิ้นเล็กชิ้นน้อย แก๊สจากเศษเมฆแต่ละส่วนจะปล่อยพลังงานศักย์จากแรงโน้มถ่วงออกมากลายเป็นความร้อน เมื่ออุณหภูมิและความดันเพิ่มสูงขึ้น เศษซากจะอัดแน่นมากขึ้นกลายเป็นรูปทรงกลมหมุนของแก๊สที่ร้อนจัด รู้จักกันในชื่อว่า ดาวฤกษ์ก่อนเกิด (protostar)
    ดาวฤกษ์ก่อนเกิดที่มีมวลน้อยกว่า 0.08 มวลดวงอาทิตย์จะไม่สามารถทำอุณหภูมิได้สูงพอให้เกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันของไฮโดรเจนได้ ดาวเหล่านี้จะกลายเป็นดาวแคระน้ำตาล ดาวแคระน้ำตาลที่มีมวลมากกว่า 13 เท่าของมวลดาวพฤหัสบดี (ประมาณ 2.5 × 1028 กก.) จะสามารถทำให้ดิวเทอเรียมหลอมละลายได้ นักดาราศาสตร์จำนวนหนึ่งจะเรียกเฉพาะวัตถุทางดาราศาสตร์ที่มีคุณสมบัติดังกล่าวว่าเป็นดาวแคระน้ำตาล แต่วัตถุอื่นที่ใหญ่กว่าดาวฤกษ์แต่เล็กกว่าดาวประเภทนี้จะเรียกว่าเป็นวัตถุกึ่งดาว (sub-stellar object) แต่ไม่ว่าจะเป็นดาวประเภทใด ดิวเทอเรียมจะหลอมเหลวได้หรือไม่ ต่างก็ส่องแสงเพียงริบหรี่และค่อยๆ ตายไปอย่างช้าๆ อุณหภูมิของมันลดลงเรื่อยๆ ตลอดช่วงเวลาหลายร้อยล้านปี

ต่อท้าย #1 13 ก.พ. 2553, 23:37:40

สำหรับดาวฤกษ์ก่อนเกิดที่มีมวลมากกว่า อุณหภูมิที่แกนกลางสามารถขึ้นไปได้สูงถึง 10 เมกะเคลวิน ทำให้เริ่มต้นปฏิกิริยาลูกโซ่โปรตอน-โปรตอน และทำให้ไฮโดรเจนสามารถหลอมเหลวดิวเทอเรียมและฮีเลียมได้ สำหรับดาวที่มีมวลมากกว่า 1 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ กระบวนการวงรอบ CNO จะทำให้เกิดองค์ประกอบสำคัญในการสร้างพลังงาน และทำให้ปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันดำเนินไปต่อเนื่องอย่างรวดเร็วจนกระทั่งเข้าสู่สภาวะสมดุลของไฮโดรสแตติกส์ คือการที่พลังงานที่ปลดปล่อยจากแกนกลางทำให้เกิด "แรงดันการแผ่รังสี" ที่สมดุลกับมวลของดาวฤกษ์ ซึ่งจะป้องกันการยุบตัวจากแรงโน้มถ่วง ดาวฤกษ์นั้นก็จะเข้าสู่สภาวะที่เสถียร และเริ่มดำเนินไปตามแถบลำดับหลักของมันบนเส้นทางวิวัฒนาการ
    ดาวฤกษ์เกิดใหม่จะเข้ามาอยู่ในช่วงหนึ่งช่วงใดบนแถบลำดับหลักตามไดอะแกรมของเฮิร์ตสปรัง-รัสเซลล์ โดยที่ประเภทสเปกตรัมของแถบลำดับหลักขึ้นอยู่กับมวลของดาวฤกษ์ดวงนั้น ดาวแคระแดงมวลน้อยที่มีขนาดเล็กและอุณหภูมิค่อนข้างต่ำจะเผาผลาญไฮโดรเจนอย่างช้าๆ และอยู่บนแถบลำดับหลักได้นานเป็นเวลาหลายแสนล้านปี ขณะที่ดาวยักษ์อุณหภูมิสูงและมีมวลมากจะออกจากแถบลำดับหลักไปในเวลาเพียงไม่กี่ล้านปีเท่านั้น ดาวฤกษ์ขนาดกลางเช่นดวงอาทิตย์ของเราจะอยู่บนแถบลำดับหลักได้ประมาณ 1 หมื่นล้านปี เชื่อว่าปัจจุบันดวงอาทิตย์อยู่ในช่วงกึ่งกลางของอายุของมันแล้ว แต่อย่างไรก็ยังคงอยู่บนแถบลำดับหลักอยู่
    ซากดาวฤกษ์
    ดาวฤกษ์ เมื่อพลังงานความร้อนภายในดวงดาวจากปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชั่นเริ่มหมดไป ดาวฤกษ์จะมีแรงดันลดลงจนถึงจุดวิกฤต เมื่อแรงดันมีค่าน้อยกว่าแรงดึงดูดซึ่งเกิดจากมวลของดาวฤกษ์ ดาวฤกษ์จะเริ่มยุบตัวลงจนกลายเป็นดาวแคระขาว ดาวนิวตรอน หรือ หลุมดำในที่สุด ในระหว่างการยุบตัวหากแกนกลางดาวดาวฤกษ์ไม่เสถียรและแตกออก จะเกิดการยุบตัวและปลดปล่อยแรงกระแทกสู่ชั้นอื่นๆของดาวฤกษ์ เกิดเป็นซุปเปอร์โนวาปลดปล่อยพลังงานมหาศาลออกมา เศษซากดาวจะกระจายออกเป็นวงกว้างกลายเป็นกลุ่มเมฆแก็สขนาดใหญ่หรือที่เรียกว่าเนบิวลา

ตอบข้อ.4  ที่มา;http://guru.google.co.th/guru/thread?tid=042fa0a0b9080ef1&table=%2Fguru%2Fsearch%3Fq%3D%25E0%25B8%2595%25E0%25B8%25B2%25E0%25B8%25A1%25E0%25B8%25A7%25E0%25B8%25B4%25E0%25B8%25A7%25E0%25B8%25B1%25E0%25B8%2592%25E0%25B8%2599%25E0%25B8%25B2%25E0%25B8%2581%25E0%25B8%25B2%25E0%25B8%25A3%25E0%25B8%2582%25E0%25B8%25AD%25E0%25B8%2587%25E0%25B8%2594%25E0%25B8%25A7%25E0%25B8%2587%25E0%25B8%25AD%25E0%25B8%25B2%25E0%25B8%2597%25E0%25B8%25B4%25E0%25B8%2595%25E0%25B8%25A2%25E0%25B9%258C%25E0%25B9%2583%25E0%25B8%2599%25E0%25B8%258A%25E0%25B9%2588%25E0%25B8%25A7%25E0%25B8%2587%25E0%25B8%2597%25E0%25B9%2589%25E0%25B8%25B2%25E0%25B8%25A2%25E0%25B8%2597%25E0%25B8%25B5%25E0%25B9%2588%25E0%25B8%25AA%25E0%25B8%25B8%25E0%25B8%2594%25E0%25B8%2588%25E0%25B8%25B0%25E0%25B9%2580%25E0%25B8%259B%25E0%25B9%2587%25E0%25B8%2599%25E0%25B8%25AD%25E0%25B8%25B0%25E0%25B9%2584%25E0%25B8%25A3

สืบค้นข้อมูล

ความสว่าง (Brightness) เป็นคุณสมบัติอย่างหนึ่งของการรับรู้ภาพ โดยเป็นการรับรู้ว่ามีกำเนิดภาพได้เปล่งแสงออกมา พูดอีกอย่างก็คือ ความส่องสว่าง (luminance) เป็นการรับรู้ อันเกิดจากความส่องสว่างของวัตถุที่มองเห็นนั้นนั่นเอง
เดิมนั้น คำว่า "ความสว่าง" ใช้ในความหมายกว้าง แต่เมื่อมีเทคโนโลยีเกี่ยวกับแสงมากขึ้น จึงต้องมีคำเฉพาะสำหรับคุณสมบัติต่างๆ ของแสงโดยละเอียด ด้วยเหตุนี้ จึงมีการกำหนดความหมายเฉพาะของคำนี้เอาไว้ โดยมาตรฐาน Federal Standard 1037C ว่า "ความสว่าง" (brightness) นั้น ในปัจจุบันนี้ใช้อ้างถึงคุณลักษณะของแสงในเชิงการรับรู้และเชิงจิตวิทยาเท่านั้น ไม่รวมไปถึงคุณสมบัติเชิงปริมาณ
เป็นที่น่าสังเกตว่า ความส่องสว่างของเป้าหมายอันเดียวกัน สามารถให้การรับรู้ถึงความสว่างที่แตกต่างกันในปริบทที่ต่างกัน
สำหรับในปริภูมิสี RGB นั้น ความสว่าง อาจคิดได้เป็น ค่าเฉลี่ยเลขคณิต (arithmetic mean) "μ" ของโคออร์ดิเนตสีแดง เขียว และน้ำเงิน (แม้ว่าองค์ประกอบบางส่วนของทั้งสามสีนี้จะทำให้แสงนั้นดูเหมือนสว่างกว่าสีอื่น ซึ่งอาจชดเชยได้จากระบบแสดงผลบางระบบได้โดยอัตโนมัติ) ดังนี้ตอบข้อ.1 ที่มา:http://th.wikipedia.org/wiki/%E0%B8%9B%E0%B8%B5%E0%B9%81%E0%B8%AA%E0%B8%87

สืบค้นข้อมูล
ซูเปอร์โนวา หรือ มหานวดารา เป็นหนึ่งในเหตุการณ์ระเบิดที่มีพลังมากที่สุดที่รู้จัก นั่นคือเป็นการระเบิดของดาวฤกษ์มวลมากเมื่อสิ้นอายุไขแล้ว จะเปล่งแสงสว่างมหาศาลและระเบิดออกรัศมีสว่างวาบเป็นรัศมีเพียงชั่วครู่ ก่อนจะเลือนจางลงในเวลาสัปดาห์หรือเดือนเท่านั้น
ระหว่างช่วงเวลาสั้นๆ ที่เกิดซูเปอร์โนวานี้ มันจะปลดปล่อยพลังงานมหาศาลขนาดเท่ากับพลังงานของดวงอาทิตย์ดวงหนึ่งสามารถปลดปล่อยได้ทั้งชีวิตทีเดียว การระเบิดจะขับไล่ดวงดาวและวัตถุต่างๆ ที่อยู่ใกล้ให้กระเด็นออกไปไกลด้วยความเร็วแสง และเกิดคลื่นกระแทกแผ่ออกไปโดยรอบตรงช่องว่างระหว่างดวงดาว การกระแทกนี้ได้กวาดเหล่าแก๊สและฝุ่นละอองออกไปอย่างรวดเร็ว เรียกปรากฏการณ์นี้ว่าการเกิดซากซูเปอร์โนวา
แต่ละประเภทของซูเปอร์โนวา ที่ยังปรากฏให้เห็นอยู่ แบ่งได้เป็น 2 ประเภท ซึ่งเกิดพลังงานที่เกิดจากนิวเคลียร์ฟิวชัน หลังจากแกนกลางของดาวมีอายุมวลมากเข้าสู่ความตาย และเริ่มสร้างพลังงานจากนิวเคลียร์ฟิวชัน อยู่ภายใต้แรงโน้มถ่วงที่จะนำไปสู่การยุบตัวของดวงดาว จนอาจกลายเป็นดาวนิวตรอนหรือไม่ก็หลุมดำ การปลดปล่อยพลังงานศักย์โน้มถ่วง ทำให้เกิดทั้งความร้อนและสาดผิวชั้นนอกของดวงดาวให้กระเด็นออกไป ในทางกลับกัน ดาวแคระขาวอาจสะสมเพิ่มพูนสสารจนเพียงพอจากดาวข้างเคียงกัน หรือที่เรียกว่าระบบดาวคู่(binary star system) เป็นการเพิ่มอุณหภูมิแกนกลางจนกระทั่งเกิดฟิวชันถึงระดับของธาตุคาร์บอน แกนกลางของดาวฤกษ์ที่ร้อนระอุซึ่งอยู่ในสภาวะยุบตัวเนื่องจากมีมวลเกินค่าขีดจำกัดของจันทรเศกขาร ( Chandrasekhar limit) ซึ่งมีค่าประมาณ 1.38 เท่าของดวงอาทิตย์ เกิดเป็นซูเปอร์โนวาประเภท T1 (Type I Supernovae) แต่ว่าดาวแคระขาวจะแตกต่างตรงที่มีการระเบิดที่เล็กกว่าโดยใช้เชื้อเพลิงจากไฮโดรเจนที่ผิวของมัน เรียกว่า โนวาดาวที่มีมวลน้อย (ประมาณไม่ถึงเก้าเท่าของดวงอาทิตย์) เช่นดวงอาทิตย์ของเรา จะวิวัฒน์ไปเป็นดาวแคระขาวโดยปราศจากการเกิดซูเปอร์โนวา
ประเภทของซูเปอร์โนวาที่เราคุ้นเคยที่สุดก็คือ ซูเปอร์โนวาประเภท T2 (Type II Supernovae) เกิดจากการสิ้นสุดวงจรชีวิตของดาวฤกษ์ เป็นการดับของดาวฤกษ์ที่มีขนาดยักษ์กว่าดวงอาทิตย์ของเรา โดยการระเบิดจะเกิดขึ้นอย่างรุนแรงและรวดเร็ว เมื่อเชื้อเพลิงนิวเคลียร์ในแกนกลางของดาวฤกษ์หมดลง แรงดันที่เกิดจากอิเลคตรอนผลักกันก็จะหายไป ดาวฤกษ์จะยุบตัวลงเนื่องจากแรงโน้มถ่วงอะตอมธาตุในแกนกลางดาวฤกษ์บีบอัดตัวจนชนะแรงผลักจากประจุ อะตอมจึงแตกออกเหลือแต่นิวตรอนอัดตัวกันแน่นแทน เปลือกดาวชั้นนอกๆ ที่บีบอัดตามเข้ามาจะกระแทกกับแรงดันจากนิวตรอน จนกระดอนกลับและระเบิดกลายเป็นซูเปอร์โนวา วัสดุสารจากการระเบิดซูเปอร์โนวาจะเคลื่อนที่ด้วยความเร็วเกือบเท่าความเร็วแสง ที่ใจกลางของซูเปอร์โนวาจะมีก้อนนิวตรอนซึ่งจะเรียกว่า ดาวนิวตรอน (neutron star)
โดยเฉลี่ยแล้ว ซูเปอร์โนวาจะเกิดประมาณห้าสิบปีครั้งหนึ่งในดาราจักรที่มีขนาดเท่าๆ กับทางช้างเผือกของเรา มีบทบาทสำคัญกับการเพิ่มมวลให้กับมวลสารระหว่างดวงดาว นอกจากนั้น การแผ่กระจายของคลื่นกระแทกจากการระเบิดของซูเปอร์โนวาสามารถก่อให้เกิดดาวดวงใหม่ได้มากมาย
คำว่า “โนวา” มาจากภาษาลาติน แปลว่าใหม่ หมายถึงการเกิดใหม่ของดาวดวงใหม่ส่องแสงสว่างในท้องฟ้า ส่วนคำว่า “ซูเปอร์” จำแนกซูเปอร์โนวาออกจาก โนวา ธรรมดา ต่างกันที่ความสว่างที่สว่างกว่า ขนาดและทางกลที่ต่างกันด้วย คำว่าซูเปอร์โนวาใช้ครั้งแรกในหนังสือ Merriam-Webster's Collegiate Dictionary ตีพิมพ์เมื่อปี 1926

ตอบข้อ.2  ที่มา:http://th.wikipedia.org/wiki/%E0%B8%8B%E0%B8%B9%E0%B9%80%E0%B8%9B%E0%B8%AD%E0%B8%A3%E0%B9%8C%E0%B9%82%E0%B8%99%E0%B8%A7%E0%B8%B2

สืบค้นข้อมูล

ของดาวฤกษ์  (THE  COLOR  OF  STARS )                ถ้าเราดูให้ดีแล้วจะเห็นว่าดาวฤกษ์แต่ละดวงนั้นมีสีไม่เหมือนกันแต่เดิมนั้นมีการจำแนกสีดาวฤกษ์ออกเป็น  4 ประเภท  คือ  แดง  ส้ม  เหลือง และขาว  แต่ละสีแทน อุณหภูมิของดาวฤกษ์  สีขาวแทนดาวฤกษ์ที่ร้อนจัดที่สุด   ส่วนสีแดงแทนดาวฤกษ์ที่ร้อนน้อยที่สุด  การให้สีอย่างนี้ก็คล้ายกับสีของชิ้นเหล็กที่กำลังถูกไฟเผา  ในตอนแรกมันจะร้อนแดงก่อน   ต่อมาเมื่ออุณหภูมิสูงขึ้นสีของมันก็จะเปลี่ยนไปเรื่อย ๆ  จนกระทั่งเป็นสีขาวแกมน้ำเงินในที่สุด  แต่นักดาราศาสตร์ปัจจุบันได้จำแนกสีของดาวฤกษ์ตามอุณหภูมิของมันเป็น  7  ประเภทใหญ่ๆ 

ประเภทของดาวฤกษ์ตามสี (Type of star on their color)

ประเภท	สี	อุณหภูมิ (   ํ F)
O	น้ำเงิน - ม่วง	50,000 - 90,000
B	น้ำเงิน - ขาว	18,000 - 50,000
A	ขาว	13,500 -  18,000
F	ขาว -  เหลือง	10,800 - 13,500
G	เหลือง	9,000  - 10,800
K	ส้ม	6,300  -   9,000
M	แดง	4,500   -   6,300

โดยที่ R = สีแดง, G =สีเขียว และ B = สีน้ำเงิน
ความสว่างนั้นยังถือเป็นโคออร์ดิเนตในปริภูมิสี HSB ด้วย
ตอบข้อ. 4  ที่มา:http://th.wikipedia.org/wiki/%E0%B8%84%E0%B8%A7%E0%B8%B2%E0%B8%A1%E0%B8%AA%E0%B8%A7%E0%B9%88%E0%B8%B2%E0%B8%87

สืบค้นข้อมูล

ปีแสง คือ หน่วยของระยะทางในทางดาราศาสตร์ 1 ปีแสง เท่ากับระยะทางที่แสงเดินทางในเวลา 1 ปี จากอัตราเร็วแสงที่มีค่า 299,792.458 กิโลเมตร/วินาที ระยะทาง 1 ปีแสงจึงมีค่าประมาณ 9.4607×10¹² กิโลเมตร = 63,241.077 หน่วยดาราศาสตร์ = 0.30660 พาร์เซก เนื่องจากเอกภพมีขนาดมหึมา แสงจากวัตถุท้องฟ้าที่อยู่ไกลจึงใช้เวลาหลายปีกว่าจะเดินทางมาถึงเรา นั่นหมายความว่าเราเห็นอดีตของวัตถุนั้นอยู่ตลอดเวลา
ปีแสงใช้เพื่อวัดระยะทางระหว่างดาราจักร และไม่ใช่หน่วยวัดเวลา หนึ่งปีแสงมีค่าที่แน่นอนโดยใช้ตัวเลขปีจูเลียน (365.25 วัน) มาคำนวณซึ่งเป็นไปตามข้อกำหนดของสหพันธ์ดาราศาสตร์สากล^[1] คือ 9,460,730,472,580.8 กิโลเมตร

ตอบข้อ.2  ที่

มา:http://www.thaigoodview.com/library/teachershow/phayao/oraphin_s/darasat/section1_p04.html

สืบค้นข้อมูล

• ดาวซิริอุส เป็นดาวคู่ ประกอบด้วย ซิริอุส A(ดาวฤกษ์ขาว) และซิริอุส B(ดาว

แคระขาว) ถ้า ซิริอุส อยู่ห่างจากเรา(d)เป็นปีแสง และกล้องโทรทรรศน์
บนพื้นโลก ตัวหนึ่ง สามารถเห็น ซิริอุสAและซิริอุส/B ปรากฎแยกจากกันเป็นระ
ยะทางเชิงมุม( i )เป็น เรเดียน, ถ้า s เป็น ระยะห่างระหว่าง ซิริอุสA
และซิริอุสB เป็นปีแสง