A star is a luminous sphere of plas

A star is a luminous sphere of plasma held together by its own gravity. The nearest star to Earth is the Sun. Other stars are visible from Earth during the night, appearing as a multitude of fixed luminous points in the sky due to their immense distance from Earth. 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:

ดาวทรงกลมลูมินัสของพลาสมาที่จัดขึ้นร่วมกัน โดยแรงโน้มถ่วงของตัวเองได้ ดาวที่ใกล้ที่สุดกับโลกคือ ดวงอาทิตย์ ดาวอื่น ๆ ได้มองเห็นจากโลกในตอนกลางคืน ปรากฏเป็นหลากหลายจุดถาวรลูมินัสที่ท้องฟ้าเนื่องจากระยะอันยิ่งใหญ่ของโลก ประวัติ ดาวเด่นสุดถูกจัดกลุ่มเป็นกลุ่มดาวและ asterisms และดาวได้รับชื่อเฉพาะ แคตตาล็อกที่ครอบคลุมของดาวมีกัณฑ์ โดยดารา ให้ระบุชื่อดาวมาตรฐานสำหรับในส่วนของชีวิต ดาวส่องจาก thermonuclear ฟิวชั่นของไฮโดรเจนเป็นฮีเลียมในหลักการ ปล่อยพลังงานที่ traverses ภายในของดาว และแผ่กระจายออกไปยังอวกาศ เมื่อไฮโดรเจนในแกนของดาวมีเหนื่อยเกือบ เกือบทั้งหมดเกิดขึ้นตามธรรมชาติองค์ประกอบที่หนักกว่าฮีเลียม โดยการสังเคราะห์นิวเคลียสของดาวฤกษ์ใน ช่วงชีวิตของดาว และ บาง ดาว สามารถสร้าง ด้วยการสังเคราะห์นิวเคลียสของซูเปอร์โนวาเมื่อมันระเบิด ใกล้สิ้นสุดของชีวิต ดาวยังประกอบด้วยสสาร นักดาราศาสตร์สามารถกำหนดมวล อายุ ความเป็นโลหะ (องค์ประกอบทางเคมี), และคุณสมบัติอื่น ๆ ของดาว โดยการสังเกตความเคลื่อนไหวผ่านพื้นที่ ความสว่าง และสเปกตรัมตามลำดับ มวลรวมของดาวเป็นดีเทอร์มิแนนต์หลักของวิวัฒนาการและชะตากรรมใน ลักษณะอื่น ๆ ของดาว อุณหภูมิ และเส้นผ่าศูนย์กลางเปลี่ยนผ่านชีวิต ในขณะที่มีผลกระทบต่อสภาพแวดล้อมของดาวหมุนและเคลื่อนไหว แปลงของอุณหภูมิของดาวจำนวนมากกับ luminosities ของพวกเขา เป็นไดอะแกรม Hertzsprung – รัสเซล (H – อาร์ไดอะแกรม), ได้อายุและวิวัฒนาการรัฐดาวเพื่อกำหนดชีวิตของดาวเริ่มต้น ด้วยการพังทลายของความโน้มถ่วงของเนบิวลาเป็นต้นวัสดุไฮโดรเจน กับฮีเลียมและติดตามจำนวนหนักองค์ประกอบหลัก เมื่อแกนของดาวฤกษ์หนาแน่นเพียงพอ ไฮโดรเจนกลายเป็นแปลงเป็นฮีเลียมผ่านนิวเคลียร์ฟิวชัน การปล่อยพลังงานในกระบวนการอย่างต่อเนื่อง [1] เหลือภายในของดาวนำพลังงานจากหลักผ่านกระบวนการกระบวน radiative และด้วยการพา ความดันภายในของดาวป้องกันไม่ให้มันยุบไปภายใต้แรงโน้มถ่วงของตัวเอง เมื่อหมดเชื้อเพลิงไฮโดรเจนที่หลัก ขยายดาวกับน้อย 0.4 เท่ามวลของดวงอาทิตย์ [2] เป็น ยักษ์สีแดง ในบางกรณีขององค์ประกอบที่หนักในหลัก หรือ ในเปลือกรอบ ๆ หลัก ดาววิวัฒนาการแล้วลงในฟอร์ม degenerate ส่วนของเรื่องที่เป็นสิ่งแวดล้อมดวงดาว ซึ่งมันจะนำไปสู่การก่อตัวของดาวรุ่นใหม่มีสัดส่วนสูงหนักองค์ประกอบของการรีไซเคิล [3] ในขณะเดียวกัน หลักกลายเป็น ดาวฤกษ์สติ: เป็นดาวแคระขาว ดาวนิวตรอน หรือ (แก่ใหญ่) หลุมดำระบบเลขฐานสอง และหลายดาวประกอบด้วยดาวสอง หรือมากกว่าที่ถูกผูกไว้ gravitationally และโดยทั่วไปการย้ายไปรอบ ๆ แต่ละวงโคจรมีเสถียรภาพ เมื่อสองดาวดังกล่าวมีวงโคจรค่อนข้างปิด โต้ตอบความโน้มถ่วงของพวกเขาสามารถมีผลกระทบสำคัญในวิวัฒนาการของพวกเขา [4] ดาวสามารถฟอร์มส่วนมาก gravitationally ผูกโครงสร้าง เช่นกระจุกดาวหรือกาแลคซี

ผลลัพธ์ (ไทย) 2:

ดาวเป็นทรงกลมส่องสว่างของพลาสม่าจัดขึ้นร่วมกันโดยแรงโน้มถ่วงของตัวเอง ดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้โลกดวงอาทิตย์ ดาวอื่น ๆ จะมองเห็นได้จากโลกในช่วงกลางคืนปรากฏเป็นความหลากหลายของจุดส่องสว่างคงที่ในท้องฟ้าเนื่องจากระยะอันยิ่งใหญ่ของพวกเขาจากโลก อดีตดาวที่โดดเด่นที่สุดถูกแบ่งออกเป็นกลุ่มดาวและ asterisms และดาวที่สว่างได้รับชื่อที่เหมาะสม แคตตาล็อกที่กว้างขวางของดาวจะมีการประกอบโดยนักดาราศาสตร์ที่ให้การกำหนดดาวมาตรฐาน. เป็นเวลาอย่างน้อยส่วนหนึ่งของชีวิตของดาวส่องเนื่องจากการฟิวชั่นแสนสาหัสของไฮโดรเจนเป็นฮีเลียมในหลักของการปล่อยพลังงานที่ลัดเลาะดาวภายในแล้วแผ่กระจาย ออกไปนอกอวกาศ เมื่อไฮโดรเจนในแกนของดาวดวงนี้มีเกือบหมดเกือบทั้งหมดเกิดขึ้นตามธรรมชาติธาตุที่หนักกว่าฮีเลียมถูกสร้างขึ้นโดยการสังเคราะห์นิวเคลียสของดาวฤกษ์ในช่วงชีวิตของดาวและดาวบาง nucleosynthesis โดยซูเปอร์โนวาเมื่อมันระเบิด ใกล้ถึงจุดสิ้นสุดของชีวิตที่ดาวยังสามารถมีสสารเสื่อม นักดาราศาสตร์สามารถตรวจสอบมวลอายุโลหะ (องค์ประกอบทางเคมี) และคุณสมบัติอื่น ๆ อีกมากมายของดาวโดยการสังเกตการเคลื่อนไหวของมันผ่านพื้นที่สว่างและคลื่นความถี่ตามลำดับ มวลรวมของดาวเป็นปัจจัยหลักของการวิวัฒนาการของมันและชะตากรรมในที่สุด ลักษณะอื่น ๆ ของดาวรวมทั้งเส้นผ่าศูนย์กลางและอุณหภูมิเปลี่ยนแปลงตลอดชีวิตในขณะที่สภาพแวดล้อมของดาวมีผลกระทบต่อการหมุนและการเคลื่อนไหวของมัน พล็อตของอุณหภูมิของดาวจำนวนมากกับการส่องสว่างของพวกเขาเป็นที่รู้จักแผนภาพ Hertzsprung-รัสเซล (H-R แผนภาพ) ช่วยให้อายุและรัฐวิวัฒนาการของดาวที่จะได้รับการพิจารณา. ชีวิตของดาวเริ่มต้นด้วยการล่มสลายแรงโน้มถ่วงของก๊าซ เนบิวลาของวัสดุที่ประกอบด้วยหลักของไฮโดรเจนพร้อมกับจำนวนฮีเลียมและร่องรอยของธาตุที่หนักกว่า เมื่อตัวเอกหลักมีความหนาแน่นสูงพอไฮโดรเจนกลายเป็นแปลงอย่างต่อเนื่องเป็นฮีเลียมผ่านนิวเคลียร์ฟิวชันปล่อยพลังงานในกระบวนการ. [1] ที่เหลือของการตกแต่งภายในของดาวดำเนินพลังงานออกไปจากหลักผ่านการรวมกันของกระบวนการรังสีและการไหลเวียน ความดันภายในของดาวป้องกันไม่ให้มันจากการยุบต่อไปภายใต้แรงโน้มถ่วงของตัวเอง เมื่อเชื้อเพลิงไฮโดรเจนที่แกนจะหมดซึ่งเป็นดาวที่มีอย่างน้อย 0.4 เท่าของมวลของดวงอาทิตย์ [2] การขยายตัวที่จะกลายเป็นดาวยักษ์แดงในบางกรณีการหลอมรวมธาตุที่หนักกว่าที่หลักหรือในเปลือกหอยรอบแกน ดาวแล้ววิวัฒนาการเป็นรูปแบบที่เลวรีไซเคิลส่วนของเรื่องที่เป็นสภาพแวดล้อมระหว่างดวงดาวซึ่งมันจะนำไปสู่การก่อตัวของคนรุ่นใหม่ของดาวที่มีสัดส่วนที่สูงขึ้นของธาตุหนัก. [3] ในขณะที่หลักจะกลายเป็น ส่วนที่เหลือเป็นตัวเอก:. ดาวแคระขาวดาวนิวตรอนหรือ (ถ้ามันเป็นขนาดใหญ่พอสมควร) หลุมดำไบนารีและหลายระบบดาวประกอบด้วยสองคนหรือมากกว่าดาวที่มีแรงโน้มถ่วงที่ถูกผูกไว้และโดยทั่วไปย้ายไปรอบๆ แต่ละอื่น ๆ ในวงโคจรที่มีเสถียรภาพ เมื่อสองดาวดังกล่าวมีวงโคจรใกล้ค่อนข้างแรงโน้มถ่วงการทำงานร่วมกันของพวกเขาสามารถมีผลกระทบอย่างมีนัยสำคัญเกี่ยวกับวิวัฒนาการของพวกเขา. [4] ดาวสามารถเป็นส่วนหนึ่งของโครงสร้างที่ถูกผูกไว้แรงโน้มถ่วงที่มีขนาดใหญ่เช่นกลุ่มดาวหรือกาแลคซี