กำเนิดและวิวัฒนาการดาวฤกษ์

วิวัฒนาการของดวงอาทิตย์
http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/e/ea/Sun_Life.png

ระบบสุริยะ ถือกำเนิดขึ้นจากการแตกสลายด้วยแรงโน้มถ่วงภายในของเมฆโมเลกุลขนาดยักษ์เมื่อกว่า 4,600 ล้านปีมาแล้ว เมฆต้นกำเนิดนี้มีความกว้างหลายปีแสง และอาจเป็นต้นกำเนิดของดาวฤกษ์อื่นอีกจำนวนมาก

เมื่อย่านเนบิวลาก่อนระบบสุริยะซึ่งน่าจะเป็นจุดกำเนิดของระบบสุริยะเกิดแตกสลายลงโมเมนตัมเชิงมุมที่มีอยู่ทำให้มันหมุนตัวไปเร็วยิ่งขึ้น ที่ใจกลางของย่านซึ่งเป็นศูนย์รวมมวลอันหนาแน่นมีอุณหภูมิเพิ่มสูงมากขึ้นกว่าแผ่นจานที่หมุนอยู่รอบๆขณะที่เนบิวลานี้หดตัวลง มันก็เริ่มมีทรงแบนยิ่งขึ้นและค่อยๆ ม้วนตัวจนกลายเป็นจานดาวเคราะห์ก่อนเกิดที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางราว 200 AU พร้อมกับมีดาวฤกษ์ก่อนเกิดที่หนาแน่นและร้อนจัดอยู่ ณ ใจกลาง เมื่อการวิวัฒนาการดำเนินมาถึงจุดนี้ เชื่อว่าดวงอาทิตย์ได้มีสภาพเป็นดาวฤกษ์ชนิด T Tauri ผลจากการศึกษาดาวฤกษ์ชนิด T Tauri พบว่ามันมักมีแผ่นจานของมวลสารดาวเคราะห์ก่อนเกิดที่มีมวลประมาณ 0.001-0.1 เท่าของมวลดวงอาทิตย์กับมวลของเนบิวลาในตัวดาวฤกษ์เองอีกเป็นส่วนใหญ่จำนวนมหาศาลดาวเคราะห์ก่อตัวขึ้นจากแผ่นจานรวมมวลเหล่านี้

ภายในช่วงเวลา 50 ล้านปี ความดันและความหนาแน่นของไฮโดรเจนที่ใจกลางของดาวฤกษ์ก่อนเกิดก็มีมากพอจะทำให้เกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชั่นขึ้นได้ทั้งอุณหภูมิ อัตราการเกิดปฏิกิริยา ความดัน ตลอดจนความหนาแน่นต่างเพิ่มขึ้นเรื่อยๆ จนกระทั่งถึงสภาวะสมดุลอุทกสถิตโดยมีพลังงานความร้อนที่มากพอจะต้านทานกับการหดตัวของแรงโน้มถ่วงได้ ณ จุดนี้ดวงอาทิตย์จึงได้วิวัฒนาการเข้าสู่แถบลำดับหลักอย่างสมบูรณ์

ระบบสุริยะจะดำรงสภาพอย่างที่เรารู้จักกันในปัจจุบันนี้ไปตราบจนกระทั่งดวงอาทิตย์ได้วิวัฒนาการจนออกพ้นจากแถบลำดับหลักบนไดอะแกรมของเฮิร์ตสปรัง-รัสเซลล์เมื่อ ดวงอาทิตย์เผาผลาญเชื้อเพลิงไฮโดรเจนภายในไปเรื่อยๆ พลังงานที่คอยค้ำจุนแกนกลางของดาวอยู่ก็จะลดน้อยถอยลง ทำให้มันหดตัวและแตกสลายลงไป การหดตัวจะทำให้แรงดันความร้อนในแกนกลางเพิ่มมากขึ้น และทำให้มันยิ่งเผาผลาญเชื้อเพลิงเร็วขึ้น ผลที่เกิดคือดวงอาทิตย์จะส่องสว่างมากยิ่งขึ้นโดยมีอัตราเพิ่มขึ้นประมาณ 10% ในทุกๆ 1,100 ล้านปี

ในอีกประมาณ 5,400 ล้านปีข้างหน้า ไฮโดรเจนในแกนกลางของดวงอาทิตย์จะเปลี่ยนไปเป็นฮีเลียมทั้งหมด ซึ่งเป็นอันจบกระบวนการวิวัฒนาการบนแถบลำดับหลัก ในเวลานั้น ชั้นผิวรอบนอกของดวงอาทิตย์จะขยายใหญ่ขึ้นประมาณ 260 เท่าของขนาดเส้นผ่านศูนย์กลางในปัจจุบัน ดวงอาทิตย์จะกลายเป็นดาวยักษ์แดงการ ที่พื้นผิวของดวงอาทิตย์ขยายตัวขึ้นอย่างมหาศาล ทำให้อุณหภูมิที่พื้นผิวของมันเย็นลงยิ่งกว่าที่เคยเป็นเมื่ออยู่บนแถบลำดับ หลัก (ตำแหน่งเย็นที่สุดคือ 2600 K)

สิ่งที่เกิดขึ้นตามมาก็คือ ชั้นผิวนอกของดวงอาทิตย์จะแตกสลาย กลายไปเป็นดาวแคระขาวคือ วัตถุที่มีความหนาแน่นอย่างยิ่งยวด มวลประมาณครึ่งหนึ่งของมวลดั้งเดิมของดวงอาทิตย์จะอัดแน่นอยู่ในพื้นที่ของวัตถุขนาดประมาณเท่ากับโลก การแตกสลายของชั้นผิวรอบนอกของดวงอาทิตย์จะทำให้เกิดปรากฏการณ์ที่เรียกว่าเนบิวลาดาวเคราะห์ ซึ่งเป็นการส่งคืนสสารต่างๆ อันประกอบขึ้นเป็นดวงอาทิตย์กลับคืนให้แก่สสารระหว่างดาว

ข้อมูลจาก
https://astonomybigbang.wordpress.com

 การตั้งชื่อดาวฤกษ์

เป็นที่ยอมรับกันโดยทั่วไปในปัจจุบันเกี่ยวกับความรู้ต่างๆในวิชาดาราศาสตร์โดย เฉพาะอย่างยิ่งชื่อของดาวฤกษ์ส่วนใหญ่จะเป็นชื่อจากภาษาอาหรับและมีบางส่วนที่ยังเป็นภาษากรีกและอีกส่วนหนึ่งที่ไม่ทราบถึงแหล่งที่มาของชื่อดาว และความหมายชื่อของกลุ่มดาวที่เรารู้จักกันส่วนใหญ่จะเป็นชื่อที่มาจากภาษาละติน

รูปที่ 1 ตำราเก่าแก่ทางดาราศาสตร์ที่เป็นภาษากรีกในสมัย ฮัล-คาวาริศมี

การที่ชื่อดาวฤกษ์แต่ละดวงส่วนใหญ่เป็นชื่อภาษาอาหรับเนื่องจากในช่วงศตวรรษที่ 8-15 เป็นยุคมืดของยุโรป ชาวยุโรปจะไม่มีความก้าวหน้าทั้งด้านวิทยาศาสตร์และดาราศาสตร์ หรือเรียกว่า ประวัติศาสตร์ยุคกลางของยุโรป แต่ผิดกับอีกด้านหนึ่งของโลกคือโลกมุสลิมซึ่งส่วนใหญ่เป็นชาวอาหรับ ได้มีนักวิชาการอาหรับสมัยนั้นที่ได้ทำการแปลตำราต่างๆ ของกรีกจำนวนมหาศาลออกมาเป็นภาษาอาหรับ รวมทั้งตำราสำคัญทางดาราศาสตร์ของ ปโตเลมี ซึ่งคาหลีฟะฮ์ อัล มาอ์มูน (Al-Ma'mun) เป็นผู้ปกครองเมืองแห่งอาณาจักรอับบาศีลในสมัยนั้น คาหลีฟะฮ์ อัล มาอ์มูน ได้ปกครองเมืองตั้งแต่ปี ค.ศ.786-833 และคาหลีฟะฮ์ อัล มาอ์มูน ได้สนับสนุนงานด้านวิชาการเป็นอย่างมาก และยังได้ตั้งสถาบันการเรียนรู้ที่ชื่อว่า บัยตุล อัลอิกมะฮ์ (Bayt Al-Hikmah) หรือ House of Wisdom ซึ่งได้มีนักปรัชญาและนักวิทยาศาสตร์ที่ทำการศึกษาค้นคว้าและเขียนตำรา และเขายังได้รับสั่งให้นักปราชญ์อาหรับและนักวิชาการอาหรับศึกษาต้นฉบับงานทางวิทยาศาสตร์ของกรีกมาแปลและเรียบเรียงใหม่ แล้วได้ตั้งชื่อตำราใหม่ว่า ‘อัล-กิตาบุลมิจิสตี‘ ซึ่งมีความหมายว่า ‘ตำราที่ยิ่งใหญ่’ และยังได้มีการสร้างห้องสมุดที่ใหญ่มากในสมัยน้ันซึ่งตั้งอยู่ในเมืองแบกแดด และถือได้ว่าเป็นห้องสมุดแห่งแรกของโลก หลังจากห้องสมุดในอเล็กซานเดรีย มีการสะสมงานที่สำคัญๆ ของไบเซนติอุมมากมาย

รูปที่ 2 ภาพวาดสถาบันเรียนรู้ บัยตุล อัลอิกมะฮ์ (Bayt Al-Hikmah) แห่งแบกแดด

และได้มีการสร้างหอสังเกตการณ์ดาวขึ้นมาหลายแห่ง ซึ่งในช่วงดังกล่าวมีนักวิทยาศาสตร์ดาราศาสตร์ที่มีชื่อเสียง เช่น อบู จาฟาร์ มูฮัมหมัด ฮิบนู มูซา ฮัล-คาวาริศมี (Abu Ja’far Muhammad Ibnu Musa Al-Kawarizme) และคณะ เป็นนักวิชาการของสถาบันเรียนรู้ บัยตุล อัลอิกมะฮ์ (Bayt Al-Hikmah) แห่งแบกแดด งานส่วนหนึ่งคือแปลและศึกษาต้นฉบับงานทางวิทยาศาสตร์ของกรีก และหลังจากน้ันก็ได้มีนักวิทยาศาสตร์ดาราศาสตร์ชาวอาหรับได้เพิ่มขึ้นจำนวนมากไม่ว่าจะเป็น อบู อับดุลเลาะอ์ อัลบาตานี , อัลฟัรฆอนี , อบู วาฟา อัลบุซจานี และคนอื่นๆ

รูปที่ 3 ภาพแสดงตำรา อัล-กิตาบุลมิจิสตี Al Majisti หรือ Magiste ที่เป็นภาษาอาหรับ

และนักดาราศาสตร์มุสลิมที่โด่งดังได้เขียนบันทึกตำราและได้รับการยอมรับจนถึงทุกวันนี้ ชื่อว่า อับดุลราฮ์มาน อัล-ซูฟี (Abd al-Rahman al-Sufi) หรือชื่อละติน ‘อโซฟี’ (Azophi) เป็นชาวเปอร์เซีย ซึ่ง อัล-ซูฟี มีชีวิตอยู่ในช่วงปี ค.ศ.903-986 และในปี ค.ศ. 964 อัล-ซูฟีได้บันทึกเป็นหนังสือมีชื่อว่า กิตาบุลกุวากีบุสศาบิตตะฮ มีความหมายว่า (ตำราดาวฤกษ์) ออกมา หรือ "Book of the constellations or fied stars" โดยจะเขียนชื่อดาวเป็นภาษาอาหรับทั้งหมดโดยแปลชื่อดาวมาจากภาษากรีกให้มีความหมายเดียวกัน

รูปที่ 4 ภาพดาวจากหนังสือส่วนหนึ่งของตำรา กิตาบุลกุวากีบุสศาบิตตะฮ (ตำราดาวฤกษ์) ของอัล-ซูฟี

อัล-ซูฟีได้บันทึกผลการสังเกตของตัวเองไปทีละกลุ่มดาวเรื่อยๆ และอธิบายเรื่องตำแหน่งดวงดาว ขนาดและสีของดาว และในแต่ละกลุ่มดาวเขาวาดภาพออกมาสองแบบ แบบแรกจากด้านนอกของทรงกลมท้องฟ้า และอีกแบบจากด้านใน ตำราดาวฤกษ์ ของอัล-ซูฟีถูกแปลเป็นภาษาละติน และมีอิทธิพลต่อยุโรปตั้งแต่ศตวรรษที่ 13 เป็นต้นมาทั้งข้อเขียนและภาพวาด และหนังสือของอัล-ซูฟีฉบับที่เก่าแก่ที่สุดที่เหลือมาจนทุกวันนี้คือเล่มที่เขียนขึ้นโดยลูกชายของเขาในปี ค.ศ. 1010 ปัจจุบันต้นฉบับตำราดาวฤกษ์ถูกเก็บไว้ที่ห้องสมุดบ็อดเลียน Bodleian ออกซ์ฟอร์ด ประเทศอังกฤษ

ในหนังสือเล่มนี้ อัล-ซูฟี ได้ระบุถึงกาแล็กซีแอนโดรเมดาเป็นครั้งแรกของโลก เขาเรียกกาแล็กซีแอนโดรเมดาว่า ‘เมฆน้อย’

ต่อมาในศตวรรษที่ 12 ชาวยุโรปได้เริ่มแปลตำราจากภาษาอาหรับและได้คัดลอกชื่อของดวงดาวภาษาอาหรับไปเป็นภาษาละติน บ้างก็แปลถูกต้อง บ้างก็ผิดเพี้ยนไป เพราะนักแปลจำนวนมากไม่ได้เชี่ยวชาญภาษาอาหรับนัก ดังนั้นชื่อดาวในปัจจุบันแม้มาจากภาษาอาหรับบางคำก็ผิดเพี้ยนไปบ้าง เช่นการตั้งชื่อตำรา อัล-กิตาบุลมิจิสตี มาเป็น อัลมาเจสต์ (Almagest) ซึ่งในตำราเล่มนี้ได้บรรจุข้อมูลเกี่ยวกับดวงดาวเอาไว้อย่างมากมาย และยังเป็นตำราที่รวบรวมชื่อของดวงดาว และรายละเอียดของดวงดาวสมัยโบราณไว้ 1,022 ดวงใน 48 กลุ่มดาว และในตำรา ‘อัล-กิตาบุลมิจิสตี’ ซึ่งนักปราชญ์และนักวิทยาศาสตร์อาหรับได้แปลตำราชื่อดาวภาษากรีกและละตินจากหนังสือของปโตเลมีมาเป็นชื่อดาวภาษาอาหรับ ซึ่งบวกกับการศึกษาทางดาราศาสตร์เพิ่มเติมของนักปราชญ์และนักวิทยาศาสตร์อาหรับ ซึ่งมีการค้นพบดวงดาวและกลุ่มดาวใหม่ๆ ได้ตั้งชื่อดาวและกลุ่มดาวเหล่านั้น จึงทำให้ชื่อดาวส่วนใหญ่บนท้องฟ้าในทุกวันนี้เป็นชื่อภาษาอาหรับ

รูปที่ 5 ภาพวาดกลุ่มดาววัวในตำรา กิตาบุลกุวากีบุสศาบิตตะฮ (ตำราดาวฤกษ์) ของอัล-ซูฟี

ตัวอย่างเช่น ชื่อดาวฤกษ์ที่เรารู้จักกันในทุกวันนี้ว่าดาวอัลเดบารัน (Aldebaran) หรือชื่อไทยว่า ดาวโรหิณี หรือที่เรารู้จักกันชื่อดาวตาวัว ซึ่งเป็นดาวที่สว่างที่สุดในกลุ่มดาววัว ซึ่งคำว่า ‘อัลเดบารัน’ มาจากภาษาอาหรับว่า ‘อัลดาบารัน’ แปลว่า ‘ผู้ตาม’ เป็นคำที่ชาวอาหรับแปลมาจากชื่อดาวภาษากรีก โอฟิสเธน (Opisthen) แปลว่า ‘ตาม’ หรือ โอพิโซ (Opiso) แปลว่า ‘ตามหลัง’ สาเหตุเพราะดาวอัลเดบารันจะเคลื่นที่ตามหลังกระจุกดาวลูกไก่เสมอเมื่อดาวทั้งสองจะเคลื่อนที่ผ่านฟากฟ้าในยามค่ำคืน กลุ่มดาววัวอยู่ทางด้านตะวันตกเฉียงเหนือของกลุ่มดาวนายพราน เราสามารถเห็นสีของดาวอัลเดบารันออกสีแดง ซึ่งอยู่ใกล้กับกระจุกดาวลูกไก่ โดยที่หน้าของวัวจะหันไปทางทิศตะวันออกชูเขาวัวอยู่เหนือกลุ่มดาวนายพราน ปลายเขาของวัวข้างหนึ่งแตะกับกลุ่มดาวสารถีซึ่งครั้งหนึ่งเคยเป็นดาวที่อยู่ร่วมกัน

ข้อมูลจาก

http://www.narit.or.th/inde.php/astronomy-article/790-astronomy-muslim

โครงสร้างของดาวฤกษ์

โครงสร้างและส่วนประกอบของดวงอาทิตย์
http://th.wikipedia.org/wiki

โครงสร้างภายในของดาวฤกษ์ที่เสถียรจะอยู่ในสภาวะสมดุลอุทกสถิต คือแรงกระทำจากปริมาตรขนาดเล็กแต่ละชุดที่กระทำต่อกันและกันจะมีค่าเท่ากันพอดี สมดุลของแรงประกอบด้วยแรงดึงเข้าภายในที่เกิดจากแรงโน้มถ่วง และแรงผลักออกภายนอกที่เกิดจากแรงดันภายในของดาวฤกษ์ ระดับแรงดันภายในนี้เกิดขึ้นจากระดับอุณหภูมิของพลาสมาที่ ค่อยๆ ลดหลั่นกัน โดยที่ด้านนอกของดาวฤกษ์จะมีอุณหภูมิต่ำกว่าด้านใน อุณหภูมิที่ใจกลางของดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักหรือของดาวยักษ์จะมีค่าอย่างน้อย 107 K ผลของอุณหภูมิและแรงดันอันเกิดจากการเผาผลาญไฮโดรเจนที่แกนกลางดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักนี้มีเพียงพอที่จะทำให้เกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชัน และสร้างพลังงานได้มากพอจะต้านทานการยุบตัวของดาวฤกษ์ได้

เมื่อนิวเคลียสอะตอมถูกหลอมเหลวที่ในใจกลางของดาวฤกษ์ มันจะแผ่พลังงานออกมาในรูปของรังสีแกมมา โฟตอนเหล่านี้ทำปฏิกิริยากับพลาสมาที่อยู่รอบๆ และเพิ่มพูนพลังงานความร้อนให้กับแกนกลางมากยิ่งขึ้น ดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักที่กำลังแปลงไฮโดรเจนไปเป็นฮีเลียม จะค่อยๆ เพิ่มปริมาณฮีเลียมในแกนกลางขึ้นอย่างช้าๆ ในอัตราเร็วค่อนข้างคงที่ ครั้นเมื่อปริมาณฮีเลียมมีเพิ่มขึ้นเรื่อยๆ จนการสร้างพลังงานที่แกนกลางหยุดชะงักไป ดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่า 0.4 เท่าของมวลดวงอาทิตย์จะมีพื้นผิวรอบนอกขยายตัวใหญ่ขึ้นห่อหุ้มฮีเลียมในแกนกลางเอาไว้

นอกเหนือจากสภาวะสมดุลอุทกสถิตที่อยู่ภายในดาวฤกษ์ที่เสถียร ยังมีสมดุลพลังงานภายในหรือที่เรียกว่า สมดุลความร้อน กล่าวคือการแพร่กระจายอุณหภูมิภายในตามแนวรัศมีภายในดาวทำให้เกิดกระแส พลังงานไหลจากภายในออกสู่ภายนอก กระแสพลังงานที่ไหลผ่านชั้นผิวของดาวฤกษ์ออกมาในแต่ละชั้นจะมีปริมาณเท่ากับ กระแสพลังงานที่ไหลเข้ามาจากชั้นผิวก่อนหน้า

เขตแผ่รังสี คือบริเวณภายในดาวฤกษ์ที่ซึ่งมีการถ่ายเทรังสีอย่างมีประสิทธิผลพอจะทำให้ เกิดการไหลของกระแสพลังงานได้ ในย่านนี้จะไม่มีการหมุนเวียนของพลาสมา และมวลต่างๆ ล้วนหยุดนิ่ง หากไม่มีสภาวะนี้เกิดขึ้น พลาสมาจะเกิดการปั่นป่วนและเกิดกระบวนการพาความร้อนขึ้น ทำให้เกิดเป็นย่านเรียกว่าเขตพาความร้อน ลักษณะเช่นนี้อาจเกิดขึ้นได้ในบริเวณที่มีกระแสพลังงานไหลเวียนสูงมาก เช่นบริเวณใกล้แกนกลางของดาวหรือบริเวณที่มีการส่องสว่างสูงมากเช่นที่ บริเวณชั้นผิวรอบนอก

ลักษณะการพาความร้อนที่เกิดขึ้นบนชั้นผิวรอบนอกของดาวฤกษ์บนแถบลำดับหลัก ขึ้นอยู่กับมวลของดาวฤกษ์นั้นๆ ดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่าดวงอาทิตย์หลายๆ เท่าจะมีเขตพาความร้อนลึกลงไปภายในดาวมากและมีเขตแผ่รังสีที่ชั้นเปลือกนอก ขณะที่ดาวฤกษ์ขนาดเล็กเช่นดวงอาทิตย์จะมีลักษณะตรงกันข้าม โดยมีเขตพาความร้อนอยู่ที่ชั้นเปลือกนอกแทน ดาวแคระแดงที่มีมวลน้อยกว่า 0.4 เท่าของมวลดวงอาทิตย์จะมีเขตพาความร้อนแทบทั้งดวง ซึ่งทำให้มันไม่สามารถสะสมฮีเลียมที่แกนกลางได้ สำหรับดาวฤกษ์ส่วนใหญ่จะมีเขตพาความร้อนที่เปลี่ยนแปลงไปเรื่อยๆ ตามอายุของดาว และตามองค์ประกอบภายในของดาวที่เปลี่ยนแปลงไป

ส่วนประกอบของดาวฤกษ์ที่ผู้สังเกตสามารถมองเห็นได้ เรียกว่า โฟโตสเฟียร์ เป็นชั้นเปลือกที่ซึ่งพลาสมาของดาวฤกษ์กลายสภาพเป็นโฟตอนของแสง จากจุดนี้ พลังงานที่กำเนิดจากแกนกลางของดาวจะแพร่ออกไปสู่อวกาศอย่างอิสระ ในบริเวณโฟโตสเฟียร์นี้เองที่ปรากฏจุดดับบนดวงอาทิตย์หรือพื้นที่ที่อุณหภูมิต่ำกว่าอุณหภูมิเฉลี่ยตามปกติ

เหนือกว่าชั้นของโฟโตสเฟียร์จะเป็นชั้นบรรยากาศของดาวฤกษ์ สำหรับดาวฤกษ์บนแถบลำดับหลักเช่นดวงอาทิตย์ ชั้นบรรยากาศต่ำที่สุดคือชั้นโครโมสเฟียร์บางๆ ซึ่งเป็นจุดเกิดของสปิคูลและเป็นจุดกำเนิดเปลวดาวฤกษ์ ล้อมรอบด้วยชั้นเปลี่ยนผ่านซึ่งอุณหภูมิจะเพิ่มสูงขึ้นอย่างรวดเร็วในระยะทางเพียง 100 กิโลเมตรโดยประมาณ พ้นจากชั้นนี้จึงเป็นโคโรนา ซึ่งเป็นพลาสมาความร้อนสูงมวลมหาศาลที่พุ่งผ่านออกไปภายนอกเป็นระยะทางหลายล้านกิโลเมตร ดูเหมือนว่า โคโรนาจะมีส่วนเกี่ยวข้องกับการที่ดาวฤกษ์มีย่านการพาความร้อนอยู่ที่ชั้นเปลือกนอกของพื้นผิว โคโรนามีอุณหภูมิที่สูงมาก แต่กลับให้กำเนิดแสงสว่างเพียงเล็กน้อย เราจะสามารถมองเห็นย่านโคโรนาของดวงอาทิตย์ได้ในเวลาที่เกิดสุริยคราสเท่านั้น

พ้นจากโคโรนา เป็นอนุภาคพลาสมาที่เป็นต้นกำเนิดลมสุริยะแผ่กระจายออกไปจากดาวฤกษ์ กว้างไกลออกไปจนกระทั่งมันปะทะกับมวลสารระหว่างดาว สำหรับดวงอาทิตย์ อาณาบริเวณที่ลมสุริยะมีอิทธิพลกว้างไกลออกไปเป็นรูปทรงคล้ายลูกโป่ง เรียกชื่อย่านภายใต้อิทธิพลของลมสุริยะนี้ว่า เฮลิโอสเฟียร์

องค์ประกอบหลักที่สำคัญของระบบสุริยะคือดวงอาทิตย์ดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักประเภท G2 ซึ่งมีมวลคิดเป็น 99.86% ของมวลรวมทั้งระบบเท่าที่เป็นที่รู้จัก และเป็นแหล่งแรงโน้มถ่วงหลักของระบบโดยมีดาวพฤหัสบดีและดาวเสาร์ซึ่งเป็นวัตถุในวงโคจรใหญ่ที่สุดสองดวงครอบครองมวลอีก 90% ของมวลส่วนที่เหลือ

วัตถุใหญ่ๆ ในวงโคจรรอบดวงอาทิตย์จะเคลื่อนที่อยู่บนระนาบใกล้เคียงกับระนาบโคจรของโลก ที่เรียกว่า ระนาบสุริยวิถีดาวเคราะห์ทั้งหมดจะเคลื่อนที่ใกล้เคียงกับระนาบนี้ ขณะที่ดาวหางและวัตถุในแถบไคเปอร์มักเคลื่อนที่ทำมุมกับระนาบค่อนข้างมาก

ดาวเคราะห์ทั้งหมดและวัตถุส่วนใหญ่ในระบบ ยังโคจรไปในทิศทางเดียวกับการหมุนรอบตัวเองของดวงอาทิตย์ (ทวนเข็มนาฬิกา เมื่อมองจากมุมมองด้านขั้วเหนือของดวงอาทิตย์) มีเพียงบางส่วนที่เป็นข้อยกเว้นไม่เป็นไปตามนี้ เช่นดาวหางฮัลเลย์เป็นต้น

ตามกฎการเคลื่อนที่ของดาวเคราะห์ของเคปเลอร์ อธิบายถึงลักษณะการโคจรของวัตถุต่างๆ รอบดวงอาทิตย์ กล่าวคือ วัตถุแต่ละชิ้นจะเคลื่อนที่ไปตามแนวระนาบรอบดวงอาทิตย์โดยมีจุดโฟกัสหนึ่งจุด วัตถุที่อยู่ใกล้ดวงอาทิตย์มากกว่า (มีค่ากึ่งแกนเอกน้อย กว่า) จะใช้เวลาโคจรน้อยกว่า บนระนาบสุริยวิถีหนึ่งๆ ระยะห่างของวัตถุกับดวงอาทิตย์จะแปรผันไปตามเส้นทางบนทางโคจรของมัน จุดที่วัตถุอยู่ใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุดเรียกว่า 'จุดใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุด' (perihelion) ขณะที่ตำแหน่งซึ่งมันอยู่ห่างจากดวงอาทิตย์ที่สุด เรียกว่า 'จุดไกลดวงอาทิตย์ที่สุด' (aphelion) วัตถุจะเคลื่อนที่ได้ความเร็วสูงที่สุดเมื่ออยู่ในตำแหน่งใกล้ดวงอาทิตย์ที่ สุด และเคลื่อนที่ด้วยความเร็วต่ำสุดเมื่ออยู่ในตำแหน่งไกลดวงอาทิตย์ที่สุด ลักษณะของวงโคจรของดาวเคราะห์มีรูปร่างเกือบจะเป็นวงกลม ขณะที่ดาวหางดาวเคราะห์น้อยและวัตถุในแถบไคเปอร์มีวงโคจรค่อนข้างจะเป็นวงรี

เมื่อศึกษาถึงระยะห่างระหว่างดาวเคราะห์ใน ที่ว่างมหาศาลของระบบ เราพบว่า ยิ่งดาวเคราะห์หรือแถบต่างๆ อยู่ไกลจากดวงอาทิตย์เท่าไร มันก็จะยิ่งอยู่ห่างจากวัตถุอื่นใกล้เคียงมากเท่านั้น ตัวอย่างเช่นดาวศุกร์มีระยะห่างจากดาวพุธประมาณ 0.33 หน่วยดาราศาสตร์ส่วนดาวเสาร์อยู่ห่างจากดาวพฤหัสบดีไป 4.3 หน่วยดาราศาสตร์ และดาวเนปจูนอยู่ห่างจากดาวยูเรนัสออกไปถึง 10.5 หน่วยดาราศาสตร์ เคยมีความพยายามศึกษาและอธิบายถึงระยะห่างระหว่างวงโคจรของดาวต่างๆ (ดูรายละเอียดในกฎของทิเทียส-โบเด) แต่จนถึงปัจจุบันยังไม่มีทฤษฎีใดเป็นที่ยอมรับ

ดาวเคราะห์ส่วนมากในระบบสุริยะจะมีระบบเล็กๆ ของตัวเองด้วย โดยจะมีวัตถุคล้ายดาวเคราะห์ขนาดเล็กโคจรไปรอบตัวเองเป็นดาวบริวาร หรือดวงจันทร์ดวง จันทร์บางดวงมีขนาดใหญ่กว่าดาวเคราะห์เสียอีก ดาวบริวารขนาดใหญ่เหล่านี้จะมีวงโคจรที่สอดคล้องกันเป็นส่วนใหญ่ คือจะหันหน้าด้านหนึ่งของดาวเข้าหาดาวเคราะห์ดวงแม่ของมันเสมอ ดาวเคราะห์ใหญ่ที่สุดในระบบสุริยะ 4 ดวงยังมีวงแหวนดาวเคราะห์อยู่รอบตัวด้วย เป็นแถบบางๆ ที่ประกอบด้วยเศษชิ้นส่วนเล็กๆ โคจรไปรอบๆ อย่างเป็นอันหนึ่งอันเดียวกัน

โครงสร้างของดาวยักษ์แดง
http://www.thaispaceweather.com/April07.html

ข้อมูลจาก

http://th.wikipedia.org/wiki

https://astonomybigbang.wordpress.com

การจัดประเภทของดาวฤกษ์

ในวิชาดาราศาสตร์การจัดประเภทของดาวฤกษ์คือระบบการจัดกลุ่มดาวฤกษ์โดยพิจารณาจากอุณหภูมิพื้นผิวของดาวและคุณลักษณะทางสเปกตรัมที่เกี่ยวข้อง และอาจมีรายละเอียดปลีกย่อยอื่นๆ ติดตามมาก็ได้ อุณหภูมิของดาวฤกษ์หาได้จาก กฎการแทนที่ของเวียน แต่วิธีการนี้ทำได้ค่อนข้างยากสำหรับดาวที่อยู่ห่างไกลออกไปมากๆ สเปกโทรสโกปีของดาวทำให้เราสามารถจัดประเภทดาวได้จากแถบการดูดกลืนแสง ซึ่งสามารถสังเกตเห็นได้เฉพาะในช่วงอุณหภูมิเฉพาะเจาะจงช่วงหนึ่ง การจัดประเภทของดาวฤกษ์แบบดั้งเดิมมีการจัดระดับตั้งแต่ A ถึง Q ซึ่งเป็นที่มาของการกำหนดรหัสสเปกตรัมในปัจจุบัน

ในวิชาดาราศาสตร์แบ่งประเภทของดาวฤกษ์ตามลักษณะพื้นฐาน 2 อย่าง คือ อุณหภูมิแสงและคุณสมบัติทางสเปกตรัม ดังนั้นจึงเก็บข้อมูลดาวฤกษ์หลายๆดวง แล้วนำมาเขียนแผนภูมิความสัมพันธ์ระหว่างกำลังการส่องสว่างกับอุณหภูมิ หรือเรียกว่า H-R diagram ที่แบ่งขนาดของดาวตามกำลังการส่องสว่าง และสีของดาวตามอุณหภูมิ

จากแผนภาพจะเห็นได้ว่าขนาดของดาวฤกษ์จะเรียงตามกำลังส่องสว่าง สีของดาวจะขึ้นอยู่กับอุณหภูมิ ส่วนใหญ่ดาวฤกษ์จะอยู่ในแถบกระบวนหลัก(main sequence) ซึ่งเป็นช่วงอายุตามปกติในวิวัฒนาการดาวฤกษ์ ส่วนแขนงที่แยกออกมานอกแถบกระบวนหลักเป็นขนาดที่ผิดไปจากปกติ ดาวฤกษ์สีน้ำเงินขนาดใหญ่เกิดจากการก่อตัวด้วยมวลมากจึงทำให้มีขนาดใหญ่มาก เรียกว่า Super giant ดาวฤกษ์สีแดงขนาดใหญ่เป็นช่วงสุดท้ายของอายุ เกิดจากการขยายตัวของก๊าซเมื่อปฏิกิริยานิวเคลียร์ภายในแกนกลางมากกว่าแรง โน้มถ่วงจึงผลักดันให้ขยายตัวใหญ่กว่าปกติมากเรียกว่า Red giant ส่วนดาวฤกษ์ขนาดเล็กมากจะเป็นช่วงที่ต่อจากการขยายตัวจนแกนกลางหยุดผลักดัน ดาวจึงยุบตัวอย่างรวดเร็วด้วยแรงโน้มถ่วง ทำให้มวลสารอัดแน่นจนเหลือขนาดเล็กมากเรียกว่า White dwarf หรือดาวแคระขาว เป็นต้น

การจำแนกดาวฤกษ์ตามชนิดสเปกตรัม จะแบ่งเป็น 7ชนิด โดยมี 2 วิธีที่ใช้ประกอบกันคือ Harvard classification และ Yerkes classification แบบฮาร์วาร์ด แบ่งสเปกตรัมของดาวฤกษ์เป็น 7 ชนิดหลักๆ คือ O, B, A, F, G, K, M การจำแนกสเปกตรัมมีวิธีการประเมินลักษณะทางกายภาพของดวงดาวโดยการเปรียบ เทียบคุณสมบัติของสเปกตรัมซึ่งมีเส้นสเปกตรัมที่แตกต่างกันตามอุณหภูมิและ ก๊าซที่มีในดาวฤกษ์ ความแตกต่างของสเปกตรัมสะท้อนความแตกต่างของอุณหภูมิของบรรยากาศเป็นหลัก และการจำแนกสเปกตรัมเป็นเครื่องมือที่มีประสิทธิภาพมากสำหรับความเข้าใจ ฟิสิกส์ของดาวฤกษ์

• ชนิด O: เป็นดาวฤกษ์สีน้ำเงินที่มีกำลังส่องสว่างและอุณหภูมิสูงมากประมาณ 30,000-60,000 องศาเคลวิน แผ่รังสีในช่วงอัลตร้าไวโอเลต ดูดกลืนความยาวคลื่นของก๊าซฮีเลียมได้ดี แต่มีเส้นไฮโดรเจนที่อ่อนมากเพราะมีแกนกลางร้อนมากจึงเผาไหม้เชื้อเพลิง ไฮโดรเจนผ่านได้อย่างรวดเร็วและเป็นดาวแรกที่ออกจากกระบวนหลัก จำนวน 1 ใน 3,000,000 ของดาวในกระบวนหลัก

• ชนิด B: เป็นดาวฤกษ์สีฟ้าที่มีก๊าซไฮโดรเจนห่อหุ้มรอบๆดาว อุณหภูมิประมาณ 10,000-30,000 องศาเคลวิน ดูดกลืนไฮโดรเจนระดับปานกลาง เส้นโลหะบริสุทธิ์ Mg II และ Si II อายุสั้นมาก จำนวน 1 ใน 800 ของดาวในกระบวนหลัก

• ชนิด A: เป็นดาวฤกษ์สีขาวปนฟ้า อุณหภูมิประมาณ 7,500-10,000 องศาเคลวิน มีเส้นไฮโดรเจนเข้มที่สุดและเส้นโลหะ Fe II, Mg II, Si II จำนวน 1 ใน 160 ของดาวในกระบวนหลัก

• ชนิด F: เป็นดาวฤกษ์สีขาว อุณหภูมิประมาณ 6,000-7,500 องศาเคลวิน เส้นไฮโดรเจนเริ่มอ่อนลง เริ่มเห็นเส้นของ Fe I, Cr I, K และ Ca IIเข้มมากขึ้นจำนวน 1 ใน 33 ของดาวในกระบวนหลัก

• ชนิด G: เป็นดาวฤกษ์สีเหลืองอุณหภูมิประมาณ 5,000-6,000 องศาเคลวิน มีเส้นสเปกตรัมไฮโดรเจนอ่อนกว่า F เริ่มมีโมเลกุล CH และเส้นโลหะไอออไนซ์มากขึ้น

• ชนิด K: เป็นดาวฤกษ์สีส้ม อุณหภูมิประมาณ 3,500-5,000 องศาเคลวิน ส่วนใหญ่มีเส้นโลหะ Mn I, Fe I, Si I, K และเริ่มมีโมเลกุลของไทเทเนียมออกไซด์ จำนวน1 ใน 8 ของดาวในแถบกระบวนหลักเหมาะสำหรับสิ่งมีชีวิต

• ชนิด M: เป็นดาวฤกษ์สีแดง อุณหภูมิน้อยกว่า 3,500 องศาเคลวิน เส้นโลหะและโมเลกุลของไทเทเนียมออกไซด์เข้มขึ้น เริ่มมีโมเลกุลวาเนเดียมออกไซด์ จำนวน 1 ใน 3 ของดาวในแถบกระบวนหลัก

ข้อมูลจาก

http://scienceblogs.com/startswithabang/upload/2009/10/setting_the_cosmic_distance_re/morgan-keenan_spectral_classification.png

http://www.atlasoftheuniverse.com/startype.gif

แบบ Yerkes จำแนกตามอุณหภูมิและความสว่าง ดังนั้น การจำแนกจะขึ้นอยู่กับชนิดสเปกตรัมและแมกนิจูดสัมบูรณ์ ซึ่งบอกขนาดและมวลของดาวฤกษ์ได้ แบ่งดาวฤกษ์เป็น 8 ประเภท คือ

http://en.wikipedia.org/wiki/File:HR-diag-no-tet-2.svg

ตัวอย่าง สเปกตรัมของดวงอาทิตย์ คือ G2V หมายความว่า ดวงอาทิตย์เป็นดาวฤกษ์สีเหลืองมีสเปกตรัมชนิด G ลำดับที่ 2 อยู่ในแถบกระบวนหลัก

เมื่อนำการจำแนกทั้ง 2 แบบมาประกอบกันจะได้ขอบเขตมวลของดาวฤกษ์เพื่อนำไปอธิบายช่วงสุดท้ายของวิวัฒนาการได้

มวลของดาวฤกษ์ 0.8-11 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ เป็นชนิด B, A, F, G

11-50 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ เป็นชนิด O, B

50 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ขึ้นไป เป็นชนิด O

ข้อมูลจาก

http://www.narit.or.th/inde.php/astronomy-article/89-2012-11-21-03-42-24

http://th.wikipedia.org/wiki

 ความส่องสว่างของดาวฤกษ์

กระจุกดาวลูกไก่ หรือ กระจุกดาวไพลยาดีส (Pleiades)
http://th.wikipedia.org/wiki

เมื่อเราสังเกตดวงดาวในยามค่ำคืน เราจะเห็นดวงดาวต่างๆ มีความสว่างแตกต่างกัน โดยดาวที่เราเห็นส่วนใหญ่เป็นดาวฤกษ์ (Star) ซึ่งเป็นวัตถุท้องฟ้าที่มีแสงสว่างในตัวเอง เกิดจากปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชัน (nuclearfusion) ที่แกนกลางของดาวฤกษ์ ดาวฤกษ์แต่ละดวงจะมีความสว่างแตกต่างกันขึ้นอยู่กับปัจจัยหลัก ได้แก่ ขนาด ความร้อน และระยะห่างของดาวฤกษ์ และดาวอีกกลุ่มหนึ่งที่สังเกตเห็นได้ในยามค่ำคืน คือ ดาวเคราะห์ (planet) เป็นวัตถุท้องฟ้าที่ไม่มีแสงสว่างในตัวเอง แต่สามารถสะท้อนแสงจากดาวฤกษ์ ดาวทั้งสองกลุ่มมีความสว่างแตกต่างกัน นักดาราศาสตร์จึงกำหนดหน่วยขึ้นเพื่อใช้เปรียบเทียบความสว่างของดวงดาว

ความสว่างปรากฎ หรือโชติมาตรปรากฎของดวงดาวที่แตกต่างกันเมื่อสังเกตท้องฟ้ายามราตรี
http://coolcosmos.ipac.caltech.edu/cosmic_classroom/cosmic_reference/luminosity.html

ความส่องสว่าง (Brightness) เป็นพลังงานที่ดาวฤกษ์ปลดปล่อยออกมาต่อหน่วยเวลา มีหน่วยเป็นวัตต์/ตารางเมตร แต่เนื่องจากดวงตาของมนุษย์ไม่มีความละเอียดพอที่จะจำแนกพลังงานในระดับนี้ ได้ นักดาราศาสตร์จึงกำหนดค่าเปรียบเทียบอันดับความสว่างของดาวซึ่งเรียกว่า 'โชติมาตร' (Magnitude) เมื่อเรากล่าวถึงโขติมาตรโดยทั่วไปเราหมายถึง 'โชติมาตรปรากฏ' (Apparent magnitude) ซึ่งหมายถึงการจัดอันดับความสว่างของดาวบนท้องฟ้าซึ่งมองเห็นจากโลก ซึ่งความสว่างที่ปรากฎนี้จะแตกต่างจากความสว่างที่แท้จริงของดวงดาว เนื่องจากดาวที่อยู่ใกล้โลกก็จะมีความสว่างมาก และดาวที่อยู่ไกลโลกจะมีความสว่างน้อย

โชติมาตรปรากฎนี้ ได้ถูกกำหนดขึ้นครั้งแรกเมื่อสองร้อยปีก่อนคริสตกาล ฮิปปาคัส (Hipparchus) นักปราชญ์ชาวกรีกได้กำหนดอันดับความสว่างของดาว โดยถือว่า ดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุดบนท้องฟ้ามีโชติมาตร 1 ดาวที่สว่างเป็นครึ่งหนึ่งของอันดับแรกเป็นโชติมาตร 2 ไล่ลงมาเช่นนี้จนถึงโชติมาตร 6 ซึ่งเป็นดาวที่สว่างน้อยที่สุดที่สามารถมองเห็นได้

ฮิปปาร์คัส (Hipparchus) 190-120 ปีก่อนคริสตกาล เป็นนักดาราศาสตร์ นักภูมิศาสตร์ และนักคณิตศาสตร์ชาวกรีกในยุค Hellenistic
http://en.wikipedia.org/wiki/Hipparchus

ต่อมาในคริสตศตวรรษที่ 19 นักดาราศาสตร์กำหนดให้ ดาวโชติมาตร 1 สว่างเป็น 100 เท่า ของดาวโชติมาตร 6 ดังนั้นความสว่างของแต่ละโชติมาตรจะแตกต่างกัน 2.512 เท่า เนื่องจาก (2.512) 5เท่ากับ 100 ดังตารางที่ 1 ทั้งนี้สามารถคำนวณความแตกต่างระหว่างโชติมาตรโดยใช้สูตรเปรียบเทียบความส่องสว่างดังนี้

โดยที่ m1, m2=โชติมาตรปรากฏของดาวดวงที่ 1 และดวงที่ 2

b1, b2= ความสว่างปรากฏของดาวดวงที่ 1 และดวงที่ 2

ตารางที่ 1 ความสัมพันธ์ระหว่างโชติมาตรปรากฎ และความสว่างปรากฏ

เราสามารถคำนวณอย่างง่ายๆ เพื่อเปรียบเทียบความสว่างของดาวได้ เช่น ดาวศุกร์เป็นดาวเคราะห์ที่สว่างที่สุดบนท้องฟ้ามีโชติมาตร -4 ขณะที่ดาวที่สว่างน้อยที่สุดที่มองเห็นได้ด้วยตาเปล่ามีโชติมาตร 6 ดาวทั้งสองมีโชติมาตรแตกต่างกัน 6 - (-4) = 10 พิจารณาจากตารางที่ 1 พบว่า มีความสว่างแตกต่างกัน10,000 เท่า จะสังเกตได้ว่าดาวที่สว่างมากมีโชติมาตรน้อย ส่วนดาวที่สว่างน้อยมีโชติมาตรมาก ดังนั้นวัตถุที่สว่างมาก เช่น ดวงอาทิตย์ ดวงจันทร์ และดาวศุกร์ จึงมีโชติมาตรปรากฏติดลบ ดังตัวอย่างในตารางที่ 2

ตารางที่ 2 ตัวอย่างลำดับโชติมาตรปรากฏของวัตถุท้องฟ้า

เปรียบเทียบโชติมาตรปรากฎของดวงดาวต่างๆ ที่สังเกตบนโลก
http://www.sunandstar.net/all_astronomy_terms/06_inde_glosary_of_astronomy/apparent_magnitude.html

โชติมาตรสัมบูรณ์เมื่อกล่าวถึงโชติมาตรโดยทั่วไป เราหมายถึงโชติมาตรปรากฏ ซึ่งเป็นการแสดงอันดับความสว่างซึ่งสังเกตการณ์จากโลก ในการศึกษาทางดาราศาสตร์ต้องการเปรียบเทียบพลังงานที่แท้จริงของดาวแต่ละดวงจึงใช้ค่า "โชติมาตรสัมบูรณ์" (Absolute Magnitude) ซึ่งสมมติว่า ถ้าดาวอยู่ห่างจากโลก 10 พาร์เซค หรือ 32.61 ปีแสง (1 พาร์เซค = 3.261 ปีแสง) ทั้งนี้ เพื่อขจัดปัญหาความแตกต่างในด้านระยะทางระหว่างโลกกับดวงดาวแต่ละดวง เช่น ดวงอาทิตย์มีโชติมาตรปรากฏ -26.5 แต่ถ้าเราอยู่ห่างจากดวงอาทิตย์ 10 พาร์เซค ดวงอาทิตย์จะมีโชติมาตรปรากฏเพียง +4.6 ดังนั้นเมื่อเราอยู่บนโลกเราจึงกล่าวได้ว่า ดวงอาทิตย์ก็จะมีโชติมาตรสัมบูรณ์ +4.6 ทั้งนี้เราสามารถคำนวณหาโชติมาตรสัมบูรณ์โดยใช้สูตร

โดยที่ m = โชติมาตรปรากฏ
M = โชติมาตรสัมบูรณ์
d = ระยะห่างระหว่างโลกกับดาว มีหน่วยเป็น พาร์เซก

ตัวอย่างที่ 1 ดาวหัวใจสิงห์ (Regulus) อยู่ห่างจากโลก 25 พาร์เซก มีโชติมาตรปรากฏ 1.36 จะมีโชติมาตรสัมบูรณ์เท่าใด

m – M = 5 log d – 5
1.36 – M= 5 (log 25) – 5
= 5 (1.4) – 5
= 2
M = 1.36 – 2 = - 0.64

เราเรียกค่าความแตกต่างระหว่างโชติมาตรปรากฏและโชติมาตรสัมบูรณ์ (m - M) ว่า Distance modulus ถ้าเราทราบโชติมาตรปรากฏและระยะทางของดาว เราก็จะทราบโชติมาตรสัมบูรณ์ ดังตารางที่ 3

ตารางที่3 ความสัมพันธ์ระหว่างโชติมาตรปรากฎ โชติมาตรสัมบูรณ์ และระยะทาง

ตัวอย่างที่ 2 ดาวฮาดาร์ (Beta Centauri) ในกลุ่มดาวคนครึ่งสัตว์ อยู่ห่างจากโลก 100 พาร์เซก มีโชติมาตรปรากฏ 0.6 จะมีโชติมาตรสัมบูรณ์เท่าใด

จากตารางที่ 2 ระยะทางd = 100 พาร์เซค, m - M = 5
0.6- M = 5
ดังนั้น M = -5 + 0.6
โชติมาตรสัมบูรณ์= -4.6

จากที่กล่าวมาจะพบว่า ดาวแต่ละดวงจะมีค่าโชติมาตรปรากฎกับโชติมาตรสัมบูรณ์แตกต่างกันออกไป ซึ่งมีค่าตั้งแต่ค่าติดลบจนถึงค่าบวก และจะสังเกตเห็นว่าค่าโชติมาตรยิ่งน้อยความสว่างยิ่งมาก เช่น ดวงอาทิตย์มีโชติมาตรปรากฎ -26.74 และโชติมาตรสัมบูรณ์ 4.83 แต่ดาวเวกามีโชติมาตรปรากฎ 0.03 และโชติมาตรสัมบูรณ์ 0.58 นั่นหมายความว่า ดวงอาทิตย์มีความสว่างมากกว่าดาวเวกาเป็นอย่างมากเมื่อสังเกตบนโลก เนื่องจากดวงอาทิตย์อยู่ใกล้โลกมากกว่า แต่ความสว่างที่แท้จริงนั้น ดาวเวกามีความสว่างมากกว่าดวงอาทิตย์หลายเท่า

ภาพกลุ่มดาวสุนัขใหญ่
ซ้ายมือ คือ ภาพที่ปรากฎให้เห็นบนโลก โดยขนาดของจุดแทนขนาดของดวงดาวที่สังเกตเห็นได้
ขวามือ คือ ความสว่างที่แท้จริงของดาว หรือโชติมาตรสัมบูรณ์ เมื่อสังเกตที่ระยะ 10 พาร์เซค

http://www.skyandtelescope.com/astronomy-resources/the-stellar-magnitude-system

ความสว่างของดวงดาว หรือโชติมาตรปรากฎที่มนุษย์สามารถสังเกตเห็นด้วยตาเปล่า ประมาณ 6.0 และโชติมาตรปรากฎของดาวที่มนุษย์สามารถสังเกตเห็นเมื่อมองผ่านกล้องโทรทรรศน์ฮับเบิล (Hubble Space Telescope) ประมาณ 30.0

ความสามารถในการสังเกตดวงดาว
http://timtrott.co.uk/magnitude-scale

ปัจจุบันมีความพยายามของนักดาราศาสตร์ในการค้นหาเกี่ยวกับจุดกำเนิดของเอกภพ และได้มีการพัฒนาเครื่องมือในการสังเกตดวงดาว และปรากฎการณ์ทางดาราศาสตร์มากมาย ทำให้เราได้ข้อมูลใหม่ๆ อย่างต่อเนื่อง ดังนั้นเราควรติดตามข้อมูลอย่างสม่ำเสมอบางทีอาจจะมีนักดาราศาสตร์ไทยที่สามารถค้นหาคำตอบของคำถามหลายพันปีก็เป็นได้

ข้อมูลจาก

http://www.lesa.biz/astronomy/star-properties/magnitude
http://www.myfirstbrain.com/student_view.asp?ID=94655
http://www.skyandtelescope.com/astronomy-resources/the-stellar-magnitude-system
http://www.sunandstar.net/all_astronomy_terms/06_inde_glosary_of_astronomy/apparent_magnitude.html
http://en.wikipedia.org/wiki/Hipparchus
http://coolcosmos.ipac.caltech.edu/cosmic_classroom/cosmic_reference/luminosity.html
http://timtrott.co.uk/magnitude-scale