ดาวคู่และปรากฏการณ์แปลกประหลาด

การถ่ายโอนมวลสาร การปะทุของโนวา ซูเปอร์โนวา Type Ia และแหล่งกำเนิดคลื่นความโน้มถ่วงในระบบดาวหลายดวง

ดาวส่วนใหญ่ในจักรวาลไม่ได้วิวัฒนาการอย่างโดดเดี่ยว—พวกมันอยู่ใน ระบบดาวคู่ หรือ ระบบดาวหลายดวง โคจรรอบจุดศูนย์กลางมวลร่วม การจัดเรียงเช่นนี้เปิดโอกาสให้เกิด ปรากฏการณ์ฟิสิกส์ดาราศาสตร์ที่แปลกใหม่ ตั้งแต่เหตุการณ์ ถ่ายโอนมวลสาร และ การปะทุของโนวา ไปจนถึงการผลิต ซูเปอร์โนวาแบบ Type Ia และแหล่งกำเนิด คลื่นความโน้มถ่วง โดยการปฏิสัมพันธ์ ดาวสามารถเปลี่ยนแปลงวิวัฒนาการของกันและกันอย่างมาก สร้างการเปลี่ยนแปลงที่สว่างไสวและก่อให้เกิดจุดสิ้นสุดใหม่ (เช่น ช่องทางซูเปอร์โนวาที่ผิดปกติหรือดาวนิวตรอนที่หมุนเร็ว) ซึ่งจะไม่มีในดาวเดี่ยว บทความนี้จะสำรวจว่าดาวคู่ก่อตัวอย่างไร การแลกเปลี่ยนมวลสารขับเคลื่อนโนวาและเหตุการณ์ระเบิดอื่น ๆ อย่างไร กลไกซูเปอร์โนวา Type Ia เกิดจากการสะสมมวลของดาวแคระขาวอย่างไร และดาวคู่ที่หนาแน่นทำหน้าที่เป็นแหล่งกำเนิดคลื่นความโน้มถ่วงที่ทรงพลังอย่างไร

1. ความแพร่หลายและประเภทของดาวคู่

1.1 สัดส่วนและการก่อตัวของดาวคู่

การสำรวจด้วยกล้องสังเกตการณ์แสดงให้เห็นว่าสัดส่วนที่สำคัญ—โดยเฉพาะสำหรับดาวมวลมาก—ดาวส่วนใหญ่เป็น ดาวคู่ กระบวนการหลายอย่างในบริเวณที่เกิดดาวสามารถทำให้เกิดการแตกตัวหรือการจับคู่ สร้างระบบที่ดาวสองดวง (หรือมากกว่า) โคจรรอบกันและกัน ขึ้นอยู่กับ ระยะห่างวงโคจร อัตราส่วนมวล และ ขั้นตอนวิวัฒนาการเริ่มต้น ดาวเหล่านี้สามารถมีปฏิสัมพันธ์กันในที่สุด โดยถ่ายโอนมวลสารหรือรวมตัวกัน

1.2 การจัดประเภทตามการปฏิสัมพันธ์

ดาวคู่มักถูกจัดประเภทตามวิธีที่พวกมันแลกเปลี่ยนหรือแบ่งปันวัตถุ:

ดาวคู่แยกจากกัน: ชั้นนอกของดาวแต่ละดวงอยู่ภายในรูปแบบ Roche ของตนเอง ดังนั้นจึงไม่มีการถ่ายโอนมวลสารในช่วงแรก
ดาวคู่กึ่งติดกัน: ดาวดวงหนึ่งล้นรูปแบบ Roche ของตนเองและถ่ายโอนมวลสารไปยังดาวคู่
ดาวคู่สัมผัส: ดาวทั้งสองเติมเต็มรูปแบบ Roche ของตนเองและแบ่งปันซองห่อหุ้มร่วมกัน

เมื่อดาววิวัฒนาการหรือขยายตัว ระบบที่เคยแยกจากกันอาจกลายเป็นระบบกึ่งติดกัน ทำให้เกิดเหตุการณ์ถ่ายโอนมวลสารที่เปลี่ยนแปลงชะตากรรมของดาวอย่างลึกซึ้ง [1], [2].

2. การถ่ายโอนมวลสารในระบบดาวคู่

2.1 รูปแบบ Roche และการสะสมมวลสาร

ในระบบ กึ่งแยกส่วน หรือ สัมผัส ดาวที่มีรัศมีใหญ่ที่สุดหรือความหนาแน่นต่ำที่สุดอาจล้น โรชโลบ ซึ่งเป็นพื้นผิวศักย์โน้มถ่วงเท่ากัน ก๊าซจะไหลผ่าน จุดลางกรานเจียนภายใน (L1) สร้าง ดิสก์สะสมมวลสาร รอบดาวคู่ (ถ้าเป็นดาวขนาดกะทัดรัด เช่น ดาวแคระขาวหรือดาวนิวตรอน) หรือสะสมมวลสารบนดาวหลักลำดับหรือดาวยักษ์ที่มีมวลมากกว่า กระบวนการนี้สามารถ:

เร่งหมุน ดาวสะสมมวลสาร,
ลอก ชั้นนอกของดาวผู้ให้มวล,
กระตุ้นการปะทุนิวเคลียร์ความร้อน บนดาวสะสมมวลสารขนาดกะทัดรัด (เช่น โนวา, การปะทุรังสีเอกซ์)

2.2 ผลลัพธ์ทางวิวัฒนาการ

การถ่ายโอนมวลสามารถเปลี่ยนเส้นทางวิวัฒนาการของดาวอย่างพื้นฐาน:

ดาวที่ควรจะขยายตัวเป็นดาวยักษ์แดงอาจสูญเสียซองหุ้มก่อนเวลาอันควร เปิดเผยแกนฮีเลียมร้อน (เช่น การก่อตัวของดาวฮีเลียม)
ดาวคู่ที่สะสมมวลสารอาจเพิ่มมวลและเปลี่ยนเส้นทางวิวัฒนาการไปยังเส้นทางมวลสูงกว่าที่แบบจำลองดาวเดี่ยวทำนาย
ในกรณีรุนแรง การถ่ายโอนมวลอาจนำไปสู่ช่วง ซองหุ้มร่วม ซึ่งอาจทำให้ดาวคู่รวมตัวกันหรือพ่นวัสดุจำนวนมากออกไป

ปฏิสัมพันธ์เหล่านี้อาจสร้างสถานะสุดท้ายที่แปลกใหม่ (เช่น ดาวแคระขาวคู่, ต้นกำเนิดซูเปอร์โนวา Type Ia หรือแม้แต่ดาวนิวตรอนคู่)

3. การปะทุของโนวา

3.1 กลไกโนวาคลาสสิก

โนวาคลาสสิก เกิดในระบบดาวคู่กึ่งแยกส่วนที่ ดาวแคระขาว สะสมวัสดุที่อุดมด้วยไฮโดรเจนจากดาวคู่ (มักเป็นดาวหลักลำดับหรือดาวแคระแดง) เมื่อเวลาผ่านไป ชั้นไฮโดรเจนจะสะสมบนผิวดาวแคระขาวที่ความหนาแน่นและอุณหภูมิสูง จนเกิดการจุดระเบิดแบบ นิวเคลียร์ความร้อนควบคุมไม่ได้ การปะทุที่เกิดขึ้นสามารถเพิ่มความสว่างของระบบได้หลายพันถึงล้านเท่า พร้อมกับพ่นวัสดุออกด้วยความเร็วสูง [3]

ขั้นตอนสำคัญ:

การสะสมมวลสาร: ไฮโดรเจนสะสมบนดาวแคระขาว
ตัวกระตุ้นนิวเคลียร์ความร้อน: อุณหภูมิ/ความหนาแน่นถึงจุดวิกฤต
การปะทุ: การเผาไหม้ไฮโดรเจนบนผิวอย่างรวดเร็วและควบคุมไม่ได้
การพ่นออก: เปลือกก๊าซร้อนถูกพัดออกไป ทำให้เกิดความสว่างของโนวา

เหตุการณ์โนวาสามารถเกิดซ้ำได้หากดาวแคระขาวยังคงสะสมมวลสารและดาวคู่ยังคงเสถียร ตัวแปรคาตาคลิสมิกบางชนิดจะมีรอบโนวาหลายครั้งในช่วงศตวรรษหรือทศวรรษ

3.2 ลักษณะการสังเกต

โนวาจะสว่างขึ้นในช่วงหลายวัน คงความสว่างสูงสุดเป็นเวลาหลายวันถึงหลายสัปดาห์ จากนั้นค่อยๆ จางลง การวิเคราะห์สเปกตรัมเผยให้เห็นเส้นปล่อยแสงจากวัสดุที่พุ่งออกมา โนวาคลาสสิกแตกต่างจาก:

โนวาแคระ: การปะทุขนาดเล็กจากความไม่เสถียรของดิสก์,
โนวาซ้ำ: การปะทุครั้งใหญ่ที่เกิดบ่อยขึ้นเนื่องจากอัตราการดูดซึมสูง

เปลือกโนวาช่วยเพิ่มธาตุที่ผ่านการแปรสภาพในบริเวณรอบข้าง รวมถึงไอโซโทปหนักบางชนิดที่เกิดจากการหลอมรวมอย่างรุนแรง

4. ซูเปอร์โนวาไทป์ Ia: การระเบิดของดาวแคระขาว

4.1 ซูเปอร์โนวานิวเคลียร์

ซูเปอร์โนวาไทป์ Ia โดดเด่นด้วยการไม่มีเส้นไฮโดรเจนในสเปกตรัมและแสดงลักษณะของ Si II ที่ชัดเจนใกล้จุดสูงสุด พลังงานของมันมาจากการระเบิดนิวเคลียร์ของ ดาวแคระขาว ที่มีน้ำหนักถึงขีดจำกัดชานดราเซการ์ (~1.4 M_⊙) แตกต่างจากซูเปอร์โนวาแกนเหล็กที่เกิดจากการยุบตัวของแกนเหล็กของดาวมวลมาก ไทป์ Ia เกิดจากดาวแคระขาวคาร์บอน-ออกซิเจนที่ถูกเผาทั้งหมด [4], [5]

4.2 ช่องทางต้นกำเนิดจากระบบดาวคู่

สองสถานการณ์หลัก:

ซิงเกิลดีเจเนอเรต: ดาวแคระขาวในระบบดาวคู่ใกล้ชิดดูดซึมไฮโดรเจนหรือฮีเลียมจากดาวคู่ที่ไม่ใช่ดีเจเนอเรต (เช่น ดาวยักษ์แดง) หากน้ำหนักเกินเกณฑ์วิกฤต การหลอมรวมคาร์บอนอย่างรุนแรงในแกนกลางจะทำให้ดาวระเบิด
ดับเบิลดีเจเนอเรต: ดาวแคระขาวสองดวงรวมตัวกัน ทำให้น้ำหนักรวมเกินขีดจำกัดความเสถียร

เส้นทางทั้งสองนำไปสู่การจุดระเบิดคาร์บอนหรือการลุกลามของเปลวไฟที่ไล่ผ่านดาวแคระ ทำให้ดาวแยกตัวออกอย่างสมบูรณ์ ไม่มีเศษซากหนาแน่นเหลืออยู่—มีเพียงเถ้ากระจายขยายตัว

4.3 ความสำคัญทางจักรวาลวิทยา

ซูเปอร์โนวาไทป์ Ia แสดงความสว่างสูงสุดที่ค่อนข้างสม่ำเสมอ (หลังการปรับมาตรฐาน) ทำให้เป็น “เทียนมาตรฐานที่ปรับได้” สำหรับการวัดระยะทางนอกกาแล็กซี บทบาทสำคัญของมันในการค้นพบการเร่งความเร็วของจักรวาล (พลังงานมืด) เน้นให้เห็นว่าฟิสิกส์ของดาวคู่เป็นพื้นฐานของความเข้าใจทางจักรวาลวิทยาที่ล้ำสมัย

5. แหล่งกำเนิดคลื่นความโน้มถ่วงในระบบดาวหลายดวง

5.1 ระบบดาวคู่ของวัตถุหนาแน่น

ดาวนิวตรอน หรือ หลุมดำ ที่ก่อตัวในระบบดาวคู่สามารถยังคงผูกพันกันอยู่ และอาจรวมตัวกันในช่วงเวลาหลายล้านปีเนื่องจากการปล่อยคลื่นความโน้มถ่วง ระบบดาวคู่ที่หนาแน่นเหล่านี้ (NS–NS, BH–BH, หรือ NS–BH) เป็นแหล่งสำคัญของคลื่นความโน้มถ่วง (GWs) กล้องโทรทรรศน์เช่น LIGO, Virgo และ KAGRA ได้ตรวจจับการรวมตัวของ หลุมดำคู่ หลายสิบครั้งและการรวมตัวของ ดาวนิวตรอนคู่ ไม่กี่ครั้ง (เช่น GW170817) ระบบเหล่านี้มีต้นกำเนิดจากดาวมวลมากในระบบดาวคู่ที่ใกล้ชิดซึ่งวิวัฒนาการและแลกเปลี่ยนมวลหรือผ่านช่วงซองร่วม [6], [7]

5.2 ผลลัพธ์จากการรวมตัว

การรวมตัวของ NS–NS สร้างธาตุหนักจาก r-process ในการปะทุ ไคโลโนวา สร้างทองและโลหะมีค่าอื่นๆ
การรวมตัวของ BH–BH เป็นเหตุการณ์คลื่นความโน้มถ่วงล้วนๆ โดยปกติไม่มีสัญญาณแม่เหล็กไฟฟ้าตามมาเว้นแต่มีมวลเหลืออยู่
การรวมตัวของ NS–BH อาจสร้างทั้งคลื่นความโน้มถ่วงและสัญญาณแม่เหล็กไฟฟ้าได้ถ้ามีการทำลายดาวนิวตรอนจากแรงน้ำขึ้นน้ำลง

5.3 การค้นพบจากการสังเกต

การตรวจพบ GW150914 (การรวมตัวของหลุมดำ–หลุมดำ) ในปี 2015 และเหตุการณ์ต่อมาเปลี่ยนแปลงวงการดาราศาสตร์หลายสัญญาณ การรวมตัวของ NS–NS GW170817 (2017) เผยความเชื่อมโยงโดยตรงกับการสังเคราะห์นิวเคลียสแบบ r-process การปรับปรุงความไวของเครื่องตรวจจับอย่างต่อเนื่องสัญญาว่าจะมีรายการการรวมตัวของดาวคู่แปลกเพิ่มขึ้นเรื่อยๆ แต่ละเหตุการณ์เปิดเผยแง่มุมของฟิสิกส์ดาว การสังเคราะห์นิวเคลียส และสัมพัทธภาพทั่วไป

6. ดาวคู่แปลกและปรากฏการณ์เพิ่มเติม

6.1 ดาวนิวตรอนที่สะสมมวล (ดาวคู่รังสีเอกซ์)

ดาวนิวตรอนในดาวคู่ใกล้สามารถสะสมมวลจากดาวคู่ผ่านการล้นลอบโรชหรือกระแสลมดาว ก่อให้เกิด ดาวคู่รังสีเอกซ์ (เช่น Hercules X-1, Cen X-3) สนามแรงโน้มถ่วงเข้มข้นใกล้ดาวนิวตรอนทำให้เกิดการปล่อยรังสีเอกซ์สว่างจากแผ่นสะสมมวลหรือขั้วแม่เหล็ก บางระบบแสดงจังหวะเป็นระยะถ้าดาวนิวตรอนมีสนามแม่เหล็ก—พัลซาร์รังสีเอกซ์

6.2 ไมโครควาซาร์และการก่อตัวของเจ็ต

ถ้าวัตถุหนาแน่นเป็นหลุมดำ การสะสมมวลจากดาวคู่สามารถเลียนแบบเจ็ตแบบ AGN สร้าง “ไมโครควาซาร์” เจ็ตเหล่านี้สามารถสังเกตได้ในคลื่นวิทยุและรังสีเอกซ์ ให้ภาพจำลองขนาดเล็กของเจ็ตหลุมดำมวลมหาศาลในควาซาร์

6.3 ตัวแปรคาตาคลิสมิก

มีดาวคู่กึ่งแยกส่วนหลายประเภทที่มีดาวแคระขาว รวมเรียกว่า ตัวแปรคาตาคลิสมิก: โนวา, ดาวโนวาแคระ, โนวาซ้ำ, โพลาร์ (สนามแม่เหล็กแรงที่นำทางการสะสมมวล) พวกมันแสดงการปะทุ, การเปลี่ยนแปลงความสว่างอย่างรวดเร็ว และลักษณะสังเกตที่หลากหลาย เชื่อมโยงฟิสิกส์ดาราศาสตร์ตั้งแต่ระดับปานกลาง (การปะทุของโนวา) ถึงรุนแรง (ต้นกำเนิดซูเปอร์โนวาประเภท Ia)

7. ผลกระทบทางเคมีและพลวัต

7.1 การเพิ่มธาตุเคมี

ดาวคู่สามารถก่อให้เกิดการปะทุของโนวาหรือซูเปอร์โนวาประเภท Ia ที่ปลดปล่อยไอโซโทปรวมใหม่ โดยเฉพาะธาตุกลุ่มเหล็กจากซูเปอร์โนวาประเภท Ia ซึ่งมีความสำคัญต่อวิวัฒนาการของกาแล็กซี: เชื่อกันว่าประมาณครึ่งหนึ่งของเหล็กในบริเวณใกล้ดวงอาทิตย์มาจากซูเปอร์โนวาประเภท Ia ซึ่งเสริมผลผลิตจากซูเปอร์โนวาที่ยุบตัวของดาวเดี่ยวมวลมาก

7.2 การกระตุ้นการก่อตัวของดาว

ช็อกซูเปอร์โนวาจากระบบดาวคู่ที่ระเบิดอาจบีบอัดเมฆโมเลกุลใกล้เคียง กระตุ้นการเกิดดาวใหม่ แม้ว่าซูเปอร์โนวาของดาวเดี่ยวก็ทำเช่นนี้ได้เช่นกัน ความพิเศษของซูเปอร์โนวาแบบชนิด Ia หรือซูเปอร์โนวาที่มีเปลือกถูกลอกบางชนิดสามารถสร้างผลตอบรับทางเคมีหรือรังสีที่แตกต่างในบริเวณที่เกิดดาว

7.3 ประชากรซากดาวหนาแน่น

วิวัฒนาการของระบบดาวคู่ใกล้ชิดเป็นช่องทางหลักในการก่อตัวของ ดาวนิวตรอนคู่ หรือ หลุมดำคู่ ซึ่งในที่สุดจะผลิตแหล่งคลื่นความโน้มถ่วง อัตราการรวมตัวในกาแล็กซีมีผลต่อการเสริมสร้างกระบวนการ r-process (โดยเฉพาะการรวมตัวของดาวนิวตรอน) และสามารถเปลี่ยนแปลงประชากรดาวในกระจุกดาวหนาแน่นอย่างมาก

8. โอกาสในการสังเกตและอนาคต

8.1 การสำรวจขนาดใหญ่และแคมเปญจับเวลา

กล้องโทรทรรศน์บนพื้นดินและในอวกาศ (เช่น Gaia, LSST, TESS) ระบุและลักษณะระบบดาวคู่เป็นล้าน ระบบความเร็วรัศมีที่แม่นยำ เส้นโค้งแสงโฟโตเมตริก และวงโคจรแอสโตรเมตริกเผยให้เห็นช่วงเวลาการถ่ายโอนมวล ช่วยระบุต้นกำเนิดที่เป็นไปได้ของโนวาหรือซูเปอร์โนวาแบบชนิด Ia

8.2 ดาราศาสตร์คลื่นความโน้มถ่วง

ความร่วมมือระหว่างเครื่องตรวจจับ LIGO-Virgo-KAGRA และการติดตามด้วยคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าปฏิวัติความเข้าใจเกี่ยวกับการรวมตัวของระบบดาวคู่—NS–NS หรือ BH–BH—แบบเรียลไทม์ การพัฒนาในอนาคตจะทำให้ตรวจจับได้บ่อยขึ้น ระบุตำแหน่งได้ดีขึ้น และอาจค้นพบปฏิสัมพันธ์ของดาวสามหรือสี่ดวงที่แปลกใหม่หากสร้างสัญญาณคลื่นที่โดดเด่น

8.3 สเปกโตรสโกปีความละเอียดสูงและการสำรวจโนวา

การตรวจจับโนวาในแบบสำรวจเวลาขนาดกว้างช่วยปรับปรุงแบบจำลองการวิ่งหนีเทอร์โมนิวเคลียร์ การถ่ายภาพสเปกโตรสโกปีที่ดีขึ้นของซากโนวาสามารถวัดมวลที่ถูกขับออก อัตราส่วนไอโซโทป และให้ข้อมูลเชิงลึกเกี่ยวกับองค์ประกอบของดาวแคระขาว ขณะเดียวกัน กล้องโทรทรรศน์เอ็กซ์เรย์ (Chandra, XMM-Newton, ภารกิจในอนาคต) ติดตามปฏิกิริยาช็อกในเปลือกโนวา เชื่อมโยงทฤษฎีการขับมวลในระบบดาวคู่ใกล้ชิด

9. บทสรุป

ระบบดาวคู่ เปิดโลกกว้างของปรากฏการณ์ฟิสิกส์ดาราศาสตร์ ตั้งแต่การแลกเปลี่ยนมวลเล็กน้อยจนถึงการแสดงดอกไม้ไฟจักรวาลที่ตระการตา:

การถ่ายโอนมวล สามารถลอกดาว จุดชนวนการวิ่งหนีบนพื้นผิว หรือเร่งการหมุนของวัตถุหนาแน่น ทำให้เกิดโนวาหรือระบบดาวเอ็กซ์เรย์คู่
Nova Eruptions คือการปะทุของฟลาร์เทอร์โมนิวเคลียร์บนพื้นผิวดาวแคระขาวในระบบดาวคู่กึ่งแยกตัว ขณะที่กรณีที่เกิดซ้ำหรือรุนแรงสามารถนำไปสู่ซูเปอร์โนวาแบบชนิด Ia หากดาวแคระขาวเข้าใกล้ขีดจำกัดชานดราสการ์
ซูเปอร์โนวา Type Ia—การระเบิดนิวเคลียร์ของดาวแคระขาว—ทำหน้าที่เป็นตัวชี้วัดระยะทางสำคัญสำหรับจักรวาลวิทยาและเป็นแหล่งหลักของธาตุกลุ่มเหล็กในกาแล็กซี
แหล่งกำเนิดคลื่นความโน้มถ่วง เกิดขึ้นเมื่อดาวนิวตรอนหรือหลุมดำในระบบดาวคู่หมุนวนเข้าหากันจนรวมตัวอย่างรุนแรง เหตุการณ์เหล่านี้สามารถก่อให้เกิดการสังเคราะห์นิวเคลียร์แบบ r-process (โดยเฉพาะการชนกันของดาวนิวตรอน-ดาวนิวตรอน) หรือสัญญาณคลื่นความโน้มถ่วงล้วนๆ (หลุมดำ-หลุมดำ)

ดาวคู่จึงเป็นตัวขับเคลื่อนเหตุการณ์ที่มีพลังงานสูงที่สุดบางส่วนในจักรวาล— ซูเปอร์โนวา, โนวา, การรวมตัวของคลื่นความโน้มถ่วง—ซึ่งกำหนดองค์ประกอบทางเคมีของกาแล็กซี โครงสร้างของประชากรดาว และแม้แต่บันไดระยะทางจักรวาล เมื่อความสามารถในการสังเกตขยายตัวครอบคลุมทั้งสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้าและคลื่นความโน้มถ่วง ภาพรวมของปรากฏการณ์ที่ขับเคลื่อนโดยดาวคู่ก็ชัดเจนขึ้น เผยให้เห็นว่าระบบดาวหลายดวงสร้างเส้นทางแปลกใหม่ที่ดาวเดี่ยวไม่อาจเดินทางได้

เอกสารอ้างอิงและการอ่านเพิ่มเติม

Eggleton, P. (2006). กระบวนการวิวัฒนาการในดาวคู่และดาวหลายดวง. Cambridge University Press.
Batten, A. H. (1973). ระบบดาวคู่และหลายดวง. Pergamon Press.
Bode, M. F., & Evans, A. (2008). โนวาคลาสสิก, พิมพ์ครั้งที่ 2. Cambridge University Press.
Hillebrandt, W., & Niemeyer, J. C. (2000). “แบบจำลองการระเบิดซูเปอร์โนวา Type Ia.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 38, 191–230.
Whelan, J., & Iben, I. Jr. (1973). “ดาวคู่และซูเปอร์โนวาประเภท I.” The Astrophysical Journal, 186, 1007–1014.
Abbott, B. P., et al. (2016). “การสังเกตคลื่นความโน้มถ่วงจากการรวมตัวของหลุมดำคู่.” Physical Review Letters, 116, 061102.
Paczynski, B. (1976). “ดาวคู่ที่มีซองหุ้มร่วมกัน.” ใน โครงสร้างและวิวัฒนาการของระบบดาวคู่ใกล้ชิด (IAU Symposium 73), Reidel, 75–80.

← บทความก่อนหน้า หัวข้อถัดไป →

กลับไปด้านบน

กลับไปยังบล็อก

ประเทศ/ภูมิภาค

ภาษา