A star is a massive, luminous spher

A star is a massive, luminous sphere of plasma held together by its own gravity. The nearest star to Earth is the Sun, which is the source of most of the planet's energy. Some other stars are visible from Earth during the night, appearing as a multitude of fixed luminous points due to their immense distance. Historically, the most prominent stars were grouped into constellations and asterisms, and the brightest stars gained proper names. Extensive catalogues of stars have been assembled by astronomers, which provide standardized star designations.
For at least a portion of its life, a star shines due to thermonuclear fusion of hydrogen into helium in its core, releasing energy that traverses the star's interior and then radiates into outer space. Once the hydrogen in the core of a star is nearly exhausted, almost all naturally occurring elements heavier than helium are created by stellar nucleosynthesis during the star's lifetime and, for some stars, by supernova nucleosynthesis when it explodes. Near the end of its life, a star can also contain degenerate matter. Astronomers can determine the mass, age, metallicity (chemical composition), and many other properties of a star by observing its motion through space, luminosity, and spectrum respectively. The total mass of a star is the principal determinant of its evolution and eventual fate. Other characteristics of a star, including diameter and temperature, change over its life, while the star's environment affects its rotation and movement. A plot of the temperature of many stars against their luminosities, known as a Hertzsprung–Russell diagram (H–R diagram), allows the age and evolutionary state of a star to be determined.
A star's life begins with the gravitational collapse of a gaseous nebula of material composed primarily of hydrogen, along with helium and trace amounts of heavier elements. Once the stellar core is sufficiently dense, hydrogen becomes steadily converted into helium through nuclear fusion, releasing energy in the process.[1] The remainder of the star's interior carries energy away from the core through a combination of radiative and convective processes. The star's internal pressure prevents it from collapsing further under its own gravity. Once the hydrogen fuel at the core is exhausted, a star with at least 0.4 times the mass of the Sun[2] expands to become a red giant, in some cases fusing heavier elements at the core or in shells around the core. The star then evolves into a degenerate form, recycling a portion of its matter into the interstellar environment, where it will contribute to the formation of a new generation of stars with a higher proportion of heavy elements.[3] Meanwhile, the core becomes a stellar remnant: a white dwarf, a neutron star, or (if it is sufficiently massive) a black hole.
Binary and multi-star systems consist of two or more stars that are gravitationally bound, and generally move around each other in stable orbits. When two such stars have a relatively close orbit, their gravitational interaction can have a significant impact on their evolution.[4] Stars can form part of a much larger gravitationally bound structure, such as a star cluster or a galaxy.

ผลลัพธ์ (ไทย) 1:

ดาวเป็นใหญ่ทรงกลมส่องสว่างของพลาสม่าจัดขึ้นร่วมกันโดยแรงโน้มถ่วงของตัวเอง ดาวที่อยู่ใกล้ที่สุดเพื่อแผ่นดินเป็นดวงอาทิตย์ซึ่งเป็นแหล่งที่มาของพลังงานมากที่สุดของโลก บางดาวอื่น ๆ ที่มองเห็นได้จากโลกในช่วงกลางคืนที่ปรากฏเป็นหลากหลายของจุดเรืองแสงคงที่เนื่องจากระยะทางอันยิ่งใหญ่ของพวกเขา อดีตดาวที่โดดเด่นที่สุดได้รับการแบ่งออกเป็นกลุ่มดาวและ asterisms,และดาวที่สว่างได้รับชื่อที่เหมาะสม แคตตาล็อกที่กว้างขวางของดาวจะมีการประกอบโดยนักดาราศาสตร์ที่ให้กำหนดดาวมาตรฐาน.
เป็นเวลาอย่างน้อยส่วนหนึ่งของชีวิตของดาวส่องเนื่องจากฟิวชั่นแสนสาหัสของไฮโดรเจนเป็นก๊าซฮีเลียมในแกนกลางของการปล่อยพลังงานที่ลัดเลาะการตกแต่งภายในของดาวแล้ว แผ่กระจายออกไปนอกอวกาศเมื่อไฮโดรเจนในแกนกลางของดาวหมดเกือบเกือบทั้งหมดเกิดขึ้นตามธรรมชาติธาตุที่หนักกว่าฮีเลียมถูกสร้างขึ้นโดยดารา nucleosynthesis ช่วงชีวิตของดาวและสำหรับดาวบางอย่างโดยซูเปอร์โนวา nucleosynthesis เมื่อมันระเบิด ใกล้ถึงจุดสิ้นสุดของชีวิตของดาวยังสามารถมีเรื่องเลว นักดาราศาสตร์สามารถตรวจสอบมวลอายุโลหะ (องค์ประกอบทางเคมี) และคุณสมบัติอื่น ๆ อีกมากมายของดาวโดยการสังเกตการเคลื่อนที่ผ่านพื้นที่สว่างและคลื่นความถี่ตามลำดับ มวลรวมของดาวเป็นปัจจัยหลักของการวิวัฒนาการและชะตากรรมในที่สุด ลักษณะอื่น ๆ ของดาวรวมทั้งขนาดและอุณหภูมิเปลี่ยนแปลงตลอดชีวิตในขณะที่สภาพแวดล้อมของดาวมีผลกระทบต่อการหมุนและการเคลื่อนไหวของมันพล็อตของอุณหภูมิของดาวมากกับส่องสว่างของพวกเขาเป็นที่รู้จักกันแผนภาพ hertzs​​prung-รัสเซล (แผนภาพ h-R) ช่วยให้อายุและรัฐวิวัฒนาการของดาวจะถูกกำหนด.
ชีวิตของดาวเริ่มต้นด้วยการล่มสลายแรงโน้มถ่วงของ เนบิวลาก๊าซของวัสดุที่ประกอบด้วยหลักของไฮโดรเจนกับฮีเลียมและติดตามปริมาณของธาตุที่หนักกว่าเมื่อแกนของดาวมีความหนาแน่นพอที่ไฮโดรเจนจะกลายเป็นแปลงอย่างต่อเนื่องเป็นฮีเลียมผ่านนิวเคลียร์ฟิวชันปล่อยพลังงานในกระบวนการ. [1] ส่วนที่เหลือของดาวภายในดำเนินพลังงานออกไปจากหลักผ่านการรวมกันของกระบวนการทางรังสีและการไหลเวียน ความดันภายในของดาวป้องกันไม่ให้มันยุบตัวลงต่อไปภายใต้แรงโน้มถ่วงของตัวเองเมื่อเชื้อเพลิงไฮโดรเจนที่แกนกลางหมดดาวที่มีอย่างน้อย 0.4 เท่าของมวลของดวงอาทิตย์ [2] การขยายตัวที่จะกลายเป็นดาวยักษ์แดงในบางกรณีหลอมธาตุที่หนักกว่าที่หลักหรือในเปลือกรอบแกน ดาวแล้ววิวัฒนาการในรูปแบบที่เลวรีไซเคิลเป็นส่วนหนึ่งของเรื่องของดวงดาวในสภาพแวดล้อมที่. ที่จะนำไปสู่​​การก่อตัวของคนรุ่นใหม่ของดาวมีสัดส่วนที่สูงขึ้นขององค์ประกอบหนัก [3] ขณะที่แกนจะกลายเป็นเศษเล็กเศษตัวเอก: ดาวแคระขาวดาวนิวตรอนหรือ (ถ้ามันเป็นขนาดใหญ่พอสมควร) ระบบหลุมดำ.
ไบนารีและหลายดาวประกอบด้วยสองคนหรือมากกว่าดาวที่มีความผูกพันแรงโน้มถ่วงและโดยทั่วไปย้ายรอบกันและกันในวงโคจรที่มีความเสถียรเมื่อดาวทั้งสองดังกล่าวมีวงโคจรค่อนข้างใกล้ปฏิสัมพันธ์แรงโน้มถ่วงของพวกเขาสามารถมีผลกระทบอย่างมีนัยสำคัญเกี่ยวกับวิวัฒนาการของพวกเขา. [4] ดาวสามารถเป็นส่วนหนึ่งของโครงสร้างผูกพันแรงโน้มถ่วงที่มีขนาดใหญ่เช่นกลุ่มดาวหรือกาแลคซี

ผลลัพธ์ (ไทย) 2:

ดาวเป็นทรงกลมขนาดใหญ่ ลูมินัสของพลาสมาที่จัดขึ้นร่วมกัน โดยแรงโน้มถ่วงของตัวเอง ดาวที่ใกล้ที่สุดกับโลกคือ ดวงอาทิตย์ ซึ่งเป็นแหล่งของพลังงานของโลก ดาวอื่น ๆ ได้มองเห็นจากโลกในตอนกลางคืน ปรากฏเป็นหลากหลายจุดลูมินัสถาวรเนื่องจากระยะทางอันยิ่งใหญ่ของพวกเขา ประวัติ ดาวเด่นสุดถูกจัดกลุ่มเป็นกลุ่มดาวและ asterisms และดาวได้รับชื่อเฉพาะ แคตตาล็อกที่ครอบคลุมของดาวได้ถูกประกอบ โดยนักดาราศาสตร์ ซึ่งมาตรฐานดาวบอกได้
ส่วนน้อยของชีวิต ส่องดาวจาก thermonuclear ฟิวชั่นของไฮโดรเจนเป็นฮีเลียมในหลักการ ปล่อยพลังงานที่ traverses ดาวของภายใน และแผ่กระจายออกไปยังอวกาศ เมื่อไฮโดรเจนในแกนของดาวมีเกือบเหนื่อย หนักกว่าฮีเลียมธรรมชาติที่เกิดขึ้นเกือบทุกองค์จะสร้าง โดยการสังเคราะห์นิวเคลียสของดาวฤกษ์ใน ระหว่างอายุการใช้งานของดาว ดาวบาง โดยการสังเคราะห์นิวเคลียสของซูเปอร์โนวาเมื่อมันระเบิด ใกล้สิ้นสุดของชีวิต ดาวยังประกอบด้วยสสาร นักดาราศาสตร์สามารถกำหนดอายุโดยรวม ความเป็นโลหะ (องค์ประกอบทางเคมี), และคุณสมบัติอื่น ๆ ของดาวโดยการสังเกตความเคลื่อนไหวผ่านพื้นที่ ความสว่าง และสเปกตรัมตามลำดับ มวลรวมของดาวเป็นดีเทอร์มิแนนต์หลักของวิวัฒนาการและชะตากรรมใน ลักษณะอื่น ๆ ของดาว อุณหภูมิ และเส้นผ่าศูนย์กลางเปลี่ยนผ่านชีวิต ในขณะที่มีผลกระทบต่อสภาพแวดล้อมของดาวหมุนและเคลื่อนไหว แปลงของอุณหภูมิของดาวจำนวนมากกับ luminosities ของพวกเขา เป็นไดอะแกรม Hertzsprung–Russell (H–R ไดอะแกรม), ช่วยให้อายุและวิวัฒนาการรัฐดาวจะแจ้ง
ของดาวชีวิตเริ่มต้น ด้วยการพังทลายความโน้มถ่วงของเนบิวลาเป็นต้นวัสดุไฮโดรเจน กับฮีเลียมและติดตามเงินหนักองค์ประกอบหลัก เมื่อดาวฤกษ์หลักอยู่หนาแน่นเพียงพอ ไฮโดรเจนจะแปลงเป็นฮีเลียมผ่านนิวเคลียร์ฟิวชัน การปล่อยพลังงานในกระบวนการอย่างต่อเนื่อง[1] เหลือภายในของดาวนำพลังงานจากหลักผ่านกระบวนการกระบวน radiative และด้วยการพา ความดันภายในของดาวป้องกันมันยุบไปภายใต้แรงโน้มถ่วงของตัวเอง เมื่อหมดเชื้อเพลิงไฮโดรเจนที่หลัก ขยายดาวกับน้อย 0.4 เท่ามวลของดวงอาทิตย์ [2] เป็น ยักษ์สีแดง ในบางกรณีขององค์ประกอบที่หนักในหลัก หรือ ในเปลือกรอบ ๆ หลัก ดาวอยู่เสมอจากนั้นลงในฟอร์ม degenerate ส่วนของเรื่องที่เป็นสิ่งแวดล้อมดวงดาว รีไซเคิล ซึ่งมันจะนำไปสู่การก่อตัวของดาวรุ่นใหม่มีสัดส่วนสูงหนักองค์ประกอบของ[3] ขณะเดียวกัน หลักกลายเป็น ดาวฤกษ์สติ: เป็นดาวแคระขาว ดาวนิวตรอน หรือ (แก่ใหญ่) หลุมดำ
ไบนารี และดาวหลายระบบประกอบด้วยสอง หรือมากกว่าที่ gravitationally ผูก และย้ายรอบกันโดยทั่วไปในวงโคจรมีเสถียรภาพ เมื่อสองดาวดังกล่าวมีวงโคจรค่อนข้างปิด โต้ตอบความโน้มถ่วงของพวกเขาสามารถมีผลกระทบสำคัญในวิวัฒนาการของพวกเขา[4] ดาวสามารถเป็นส่วนหนึ่งของโครงการขนาดใหญ่ผูก gravitationally สร้าง เช่นกระจุกดาวหรือกาแล็กซี่

ผลลัพธ์ (ไทย) 3:

ดาวที่มีพื้นที่ขนาดใหญ่ที่สว่างสดใสของพลาสมาจัดร่วมกันโดยใช้แรงโน้มถ่วงของตัวเอง ดาวที่อยู่ใกล้ที่สุดในโลกเป็นแสงแดดซึ่งเป็นแหล่งที่มาของพลังงานที่มากที่สุดของโลก ดาราคนอื่นบางแห่งที่สามารถมองเห็นได้จากโลกในระหว่างช่วงเวลากลางคืนที่ปรากฏอยู่เป็นจำนวนมากในจุดสว่างสดใสแบบคงที่เนื่องจากมีระยะทางมหาศาลของพวกเขา ในอดีตดาวโดดเด่นมากที่สุดที่ถูกจัดกลุ่มเป็น asterisms และกลุ่มดาวดาวและสว่างสดใสได้รับชื่อที่เหมาะสม แค็ตตาล็อคราคาที่หลากหลายของดาวได้รับการประกอบมาโดยนักดาราศาสตร์ที่จัดให้บริการมาตรฐานดาวชื่อ.
เป็นเวลาอย่างน้อยไปได้บางส่วนของชีวิตของดาวที่ส่องแสงเนื่องจากมีการผสมผสานของไฮโดรเจนพึงสังวรณ์ในธาตุฮี - เลียมในหลักของการวางพลังงานที่ส่งข้อมูลข้ามไปยังอีกด้านในของดาวแล้วแผ่กระจายไปยังพื้นที่ด้านนอกเมื่อไฮโดรเจนที่อยู่ในหลักของดาวที่ได้รับเกือบหมดแล้วเกือบทั้งหมดเป็นธรรมชาติเกิดขึ้นหนักกว่าธาตุฮี - เลียมได้รับการสร้างสรรขึ้นโดย nucleosynthesis เจิดจรัสในระหว่างอายุการใช้งานของดาวและสำหรับดาราบางอย่างโดย nucleosynthesis ซูเปอร์โนวาเมื่อระเบิดให้ปฏิบัติดังนี้: ใกล้กับสุดปลายของชีวิตของดาวที่สามารถประกอบด้วยเสื่อมทรามเรื่องยัง นักดาราศาสตร์สามารถกำหนดจำนวนมากที่มีอายุต่ำกว่าmetallicity (ส่วนประกอบทางเคมี)และคุณสมบัติอื่นๆอีกมากมายของดาวจากการสังเกตการเคลื่อนไหวผ่านย่านความถี่และความสว่างสดใสพื้นที่ตามลำดับ. จำนวนรวมของสายที่เป็นสาเหตุสำคัญของการพัฒนาและชะตากรรมในขั้นสุดท้าย คุณลักษณะอื่นๆของดาวที่รวมถึงระดับ อุณหภูมิ และเส้นผ่านศูนย์กลางการเปลี่ยนแปลงในช่วงชีวิตของตนในขณะที่ของดาวจะมีผลต่อการเคลื่อนไหวและการหมุนตัวของพื้นที่แผนที่ของ อุณหภูมิ ของดาวจำนวนมากต่อ luminosities ของพวกเขาซึ่งรู้จักกันในชื่อ hertzsprung-russell แผนผัง(แผนผัง - R )ที่ช่วยให้มีอายุต่ำกว่าที่รัฐและวิวัฒนาการของดาวที่จะได้รับการกำหนด.
อายุการใช้งานของดาวที่จะเริ่มต้นด้วยการล่มสลายความโน้มถ่วงโลกของกลุ่มก๊าซในอวกาศมีลักษณะเป็นอากาศธาตุของวัสดุประกอบด้วยเป็นไฮโดรเจนพร้อมด้วยจำนวนติดตามและธาตุฮี - เลียมขององค์ประกอบหนักเมื่อ Core ของดาวที่มีความหนาแน่นสูงพอไฮโดรเจนจะกลายเป็นแปลงเป็นธาตุฮี - เลียมผ่านการผสมผสานอาวุธนิวเคลียร์การวางพลังงานในกระบวนการ.[ 1 ]ที่เหลือของพื้นที่ ภายใน ของดาวที่มีพลังงานอยู่ห่างจาก core ที่ผ่านการผสมผสานของกระบวนการ radiative และ convective อย่างต่อเนื่อง ความดัน ภายใน ของดาวที่จะช่วยป้องกันไม่ให้มันจากการยุบต่อไปตามแรงโน้มถ่วงโลกของตัวเองเมื่อใช้น้ำมันไฮโดรเจนที่ Core ที่มีหมดดาวพร้อมด้วยอย่างน้อย 0.4 เท่าของแสงอาทิตย์ที่[ 2 ]ขยายเป็นขนาดใหญ่สีแดงในบางกรณีผสมผสานองค์ประกอบหนักที่ Core หรือในฝาครอบโดยรอบพื้นที่ที่ ดาวแล้วกำลังพัฒนาไปสู่รูปแบบการรีไซเคิลเสื่อมทรามบางส่วนของเรื่องที่เข้ากับ สภาพแวดล้อม (การท่องเที่ยว)ระหว่างดวงดาวได้ซึ่งจะช่วยให้เกิดการจัดตั้งของรุ่นใหม่ของดาวพร้อมด้วยที่สูงขึ้นโดยมีสัดส่วนของหนักองค์ประกอบ.[ 3 ]ในขณะเดียวกันที่ Core จะกลายเป็นที่เจิดจรัสเหลืออยู่:สีขาวแคระแกร็น,ที่นิวทรอนดาว,หรือ(หากมีขนาดใหญ่เพียงพอ)ที่สีดำหลุม.
ไบนารีและหลายดาวระบบประกอบด้วยสองหรือมากกว่าดาวที่ gravitationally ผูกพัน,และโดยทั่วไปแล้วอยู่ย้ายไปรอบๆกันในวงโคจรที่มี เสถียรภาพ .เมื่อสองดาวดังกล่าวมีวงโคจรเป็นอยู่ใกล้กับความโน้มถ่วงโลกที่มีการโต้ตอบกันได้จะมีผลกระทบต่อการพัฒนา.[ 4 ]ของดาวสามารถเป็นส่วนหนึ่งของโครงสร้าง gravitationally ผูกพันมากขนาดใหญ่เช่นกลุ่มดาวหรือ Galaxy ที่