Infographic

สร้างและออกแบบสื่อ Infographic ความรู้วิทยาศาสตร์และเทคโนโลยี

E-Book

รวบรวมหนังสือ/เอกสารอิเล็กทรอนิกส์ ที่ผู้อ่านสามารถอ่านผ่านอุปกรณ์อิเล็กทรอนิกส์

Science and Technology Article

รวบรวมบทความ/สื่อตีพิมพ์ ด้านวิทยาศาสตร์ เทคโนโลยี และนวัตกรรม

Mobile Application

Mobile Application ภายใต้ความร่วมมือของหน่วยงานในสังกัดกระทรวง

เชื้อเพลิง

สถาบันเทคฯ สวิส คิดค้นการสร้างเชื้อเพลิงปิโตรเลียมด้วยพลังงานแสงอาทิตย์

ภาพประกอบ: 
วันที่เผยแพร่: 
Tuesday, June 25, 2019
รายละเอียด: 

สถาบันเทคโนโลยี ETH Zurich แห่งสวิตเซอร์เเลนด์พัฒนาเทคโนโลีสร้างเชื้อเพลิงฟอสซิล ด้วยพลังงานแสงอาทิตย์

แม้ความคิดนี้อาจฟังดูสวนกระเเสการผลิตพลังงานสะอาดเพื่อนำมาใช้โดยตรง แต่ปฏิเสธไม่ได้ว่าพลังงานฟอสซิลยังคงเป็นแหล่งพลังงานหลักสำหรับระบบคมนาคมขนส่ง

ผู้เชี่ยวชาญ Aldo Steinfeld จาก ETH Zurich กล่าวว่า การใช้พลังงานแสงอาทิตย์มาสร้างเชื้อเพลิงปิโตรเลียม สามารถผลิต เเมธานอลขึ้นมาได้ โดยการเผาผลาญพลังงานในกระบวนการผลิตนี้ไม่ได้เพิ่มก๊าซคาร์บอนไดออกไซด์ในอากาศ
ในกระบวนการดังกล่าว เตาปฏิกรพลังงานแสงอาทิตย์ ถูกนำมาใช้เพื่อสร้างปฏิกิริยาที่แยกน้ำออกจากคาร์บอนไดออกไซด์ ในระดับความร้อนที่สูงมาก

Philipp Furler จากบริษัท Spin-off Synhelion ตั้งใจที่จะใช้เทคโนโลยีดังกล่าวผลิตพลังงานเชื้อเพลิงเพื่อตอบสนองความต้องการจากภาคอุตสาหกรรมให้ได้ในอีก 6 ปีจากนี้

Hits 15 ครั้ง

นักวิทยาศาสตร์ โรเบิร์ต ฮัทชิงส์ ก็อดเดิร์ด

วันที่: 
Monday, June 17, 2019

โรเบิร์ต ฮัทชิงส์ ก็อดเดิร์ด (อังกฤษ: Robert Hutchings Goddard, Ph.D.; 5 ตุลาคม ค.ศ. 1882 - 10 สิงหาคม ค.ศ. 1945) เป็นอาจารย์และนักวิทยาศาสตร์ชาวอเมริกันที่ริเริ่มการค้นคว้าจรวดที่ใช้เชื้อเพลิงเหลวในการควบคุม เขายิงจรวดลำแรกของโลกที่ใช้เชื้อเพลิงเหลวเมื่อวันที่ 16 มีนาคม ค.ศ. 1926 จากนั้นระหว่างปี ค.ศ. 1930-1935 เขาทดสอบยิงจรวดหลายลำที่ทำความเร็วได้สูงสุดถึง 885 กิโลเมตร/ชั่วโมง (550 ไมล์ต่อชั่วโมง) งานของเขานับเป็นการปฏิวัติในวงการสำรวจอวกาศ แต่ทฤษฎีของเขามักถูกเยาะเย้ยถากถางและได้รับการสนับสนุนค่อนข้างน้อย ต่อมาในภายหลังเขาจึงได้รับยกย่องให้เป็นหนึ่งในสามของบิดาแห่งวิทยาการจรวด
ก็อดเดิร์ดได้รับสิทธิบัตรจากผลงานของเขารวมทั้งสิ้น 214 รายการ ในจำนวนนี้ 83 รายการได้รับในระหว่างที่เขายังมีชีวิตอยู่ ศูนย์การบินอวกาศก็อดเดิร์ดซึ่งตั้งขึ้นเมื่อปี ค.ศ. 1959 ได้ตั้งชื่อเพื่อเป็นเกียรติแก่เขา รวมถึงแอ่งก็อดเดิร์ดบนดวงจันทร์
ที่บ้านเกิดของเขาคือเมืองวอร์เชสเตอร์ ได้ตั้งโรงเรียนประถมศึกษาชื่อ โรงเรียนวิทยาศาสตร์และเทคโนโลยีก็อดเดิร์ด ขึ้นในปี ค.ศ. 1992
ห้องสมุดโรเบิร์ต เอช. ก็อดเดิร์ด ที่มหาวิทยาลัยคลาร์ก ตั้งชื่อเพื่อเป็นเกียรติแก่เขา ภายในมีการจัดแสดงนิทรรศการและของสะสมของก็อดเดิร์ด ด้านนอกห้องสมุดมีสิ่งก่อสร้างแสดงถึงทิศทางการบินของจรวดเชื้อเพลิงเหลวลำแรกของก็อดเดิร์ด
ภาควิชาวิศวกรรมเคมีที่สถาบันโพลีเทคนิควอร์เชสเตอร์ ตั้งอยู่ที่อาคารก็อดเดิร์ดฮอลล์ ซึ่งตั้งชื่อเพื่อเป็นเกียรติแก่เขา
สำหรับพื้นที่ที่ก็อดเดิร์ดทดสอบการยิงจรวดเชื้อเพลิงเหลวเป็นครั้งแรก ปัจจุบันเป็นสนามกอล์ฟ Pakachoag ที่เมืองออเบิร์น แมสซาชูเสตต์ ได้ติดตั้งรูปปั้นพร้อมป้ายอนุสรณ์ของก็อดเดิร์ดเป็นที่ระลึก
 

แหล่งที่มา: 
https://th.wikipedia.org/wiki/โรเบิร์ต_ก็อดเดิร์ด
ภาพประกอบ: 

จุดจบของดาวฤกษ์

วันที่เผยแพร่: 
Wednesday, March 14, 2018
เจ้าของข้อมูล: 
http://www.lesa.biz/astronomy/star/death-of-stars
รายละเอียด: 

ดาวพ้นจากลำดับหลัก

        เมื่อไฮโดรเจนที่แก่นของดาวหลอมรวมเป็นฮีเลียมหมด ปฏิกิริยาฟิวชันที่แก่นดาวจะหยุด และเปลือกไฮโดรเจนที่ห่อหุ้มแก่นฮีเลียมจะจุดฟิวชันแทน ดาวจะขยายตัวออก ณ จุดนี้ดาวจะพ้นจากลำดับหลักกลายเป็นดาวยักษ์แดง เปลือกไฮโดรเจนที่หลอมรวมเป็นฮีเลียมจมลงสะสมตัว ทำให้เกิดแรงกดดันให้แก่นฮีเลียมร้อนขึ้นจนกระทั่งอุณหภูมิสูงถึง 100 ล้านเคลวิน ฮีเลียมก็จะจุดฟิวชันหลอมรวมเป็นธาตุหนักอื่นๆ ต่อไป ได้แก่ คาร์บอน และออกซิเจน (ภาพที่ 1)
 

ภาพที่ แก่นของดาวยักษ์แดง

        เมื่อแก่นฮีเลียมฟิวชัน ดาวที่มีมวลน้อยกว่า 2 – 3 เท่าของดวงอาทิตย์ จะเกิดการระเบิดอย่างฉับพลัน เรียกว่า “ฮีเลียมแฟลช” (Helium Flash) ส่วนดาวที่มีมวลมากกว่า 2 – 3 เท่าของดวงอาทิตย์ จะเกิดการหลอมรวมอย่างค่อยเป็นค่อยไป อุณหภูมิผิวดาวจะสูงขึ้นอีกครั้งหนึ่ง หากพิจารณาแผนภาพ H-R ในภาพที่ จะเห็นว่า เมื่อเกิดการฟิวชันไฮโดรเจน ดาวจะอยู่ในลำดับหลัก หลังจากนั้นก๊าซร้อนบนผิวดาวจะขยายตัวและมีอุณหภูมิต่ำลง พื้นที่ผิวซึ่งมากขึ้นทำให้ดาวมีความสว่างมากขึ้น ดาวจะเคลื่อนตัวเหนือแถบลำดับหลักเล็กน้อย เมื่อดาวเผาผลาญไฮโดรเจนที่แกนหมด ดาวจะก้าวพ้นลำดับหลัก เมื่อเกิดการเผาผลาญเปลือกไฮโดรเจน ดาวจะขยายตัวอย่างรวดเร็วและอุณหภูมิลดต่ำลงกลายเป็นดาวยักษ์แดง กระทั่งดาวยุบตัวลงและเกิดการฟิวชันที่แก่นฮีเลียม ดาวก็จะมีอุณหภูมิสูงขึ้นอีกครั้ง ดาวที่มีมวลมากกว่าดวงอาทิตย์ เท่า จะเปลี่ยนสภาพเป็นดาวยักษ์น้ำเงิน

ภาพที่ การพ้นจากดาวลำดับหลักไปสู่ดาวยักษ์แดง (* แสดงตำแหน่งของฮีเลียมแฟลช)

 

        การจบสิ้นชีวิตของดาวขึ้นอยู่กับมวลเริ่มต้นที่ก่อกำเนิดดาวขึ้นมา ดาวที่มีมวลมากมีช่วงชีวิตสั้นกว่าดาวที่มวลน้อย เนื่องจากปฏิกิริยาฟิวชันที่รุนแรงเผาไหม้เชื้อเพลิงภายในดาวอย่างรวดเร็ว นักดาราศาสตร์จำแนกประเภทจุดจบของดาวฤกษ์ตามที่แสดงในภาพที่ 3 ดังนี้

    • ดาวที่มีมวลตั้งต้นน้อยกว่า 2 เท่าของดวงอาทิตย์ พ้นลำดับหลักกลายเป็นดาวยักษ์แดง แล้วจบชีวิตเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์และดาวแคระขาวคาร์บอน 
       
    • ดาวที่มีมวลตั้งต้น 2 - 8 เท่าของดวงอาทิตย์ พ้นลำดับหลักกลายเป็นดาวยักษ์แดง แล้วจบชีวิตเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์และดาวแคระขาวออกซิเจน 
       
    • ดาวที่มีมวลตั้งต้นมากกว่า 8 เท่า แต่น้อยกว่า 18 เท่าของดวงอาทิตย์ พ้นลำดับหลักกลายเป็นดาวยักษ์ใหญ่สีแดง แล้วจบชีวิตเป็นซูเปอร์โนวา และดาวนิวตรอน 
       
    • ดาวที่มีมวลตั้งต้นมากกว่า 18 เท่า ของดวงอาทิตย์ พ้นลำดับหลักกลายเป็นดาวยักษ์ใหญ่สีแดง แล้วจบชีวิตเป็นซูเปอร์โนวา และหลุมดำ 
       

 

 

ภาพที่ 3  การสิ้นอายุขัยของดาวฤกษ์

การสิ้นอายุขัยของดาวมวลน้อย (< 2 Msun)

        ดาวที่มีมวลตั้งต้นน้อยกว่า เท่าของมวลดวงอาทิตย์ เมื่อดาวฟิวชันฮีเลียมที่แก่นดาวกลายเป็นคาร์บอนจนหมดแล้ว ดาวไม่สามารถฟิวชันคาร์บอน (เลขอะตอม 6) ให้เป็นธาตุหนักต่อไปได้ เนื่องจากมวลของดาวไม่มากพอที่จะทำให้เกิดความกดดันที่แก่นดาวให้มีอุณหภูมิสูงถึง 600 ล้านเคลวิน แก่นดาวจึงยุบตัวเป็น “ดาวแคระขาว” (Dwarf star) ซึ่งมีองค์ประกอบเป็นคาร์บอน มีขนาดประมาณโลกแต่มีความหนาแน่นสูงมาก เนื่องจากการจัดเรียงอิเล็กตรอนในวงโคจรรอบอะตอมแน่นเต็มที่แล้ว เราเรียกสถานการณ์เช่นนี้ว่า “อิเล็กตรอนดีเจนเนอเรซี” (Electron Degeneracy) นี่คือสาเหตุที่ทำให้ดาวไม่สามารถยุบตัวลงต่ำกว่านี้ได้ (เนื้อของดาวแคระขาว ช้อนชา มีน้ำหนักเท่ากับสสาร 5.5 ตัน บนโลกส่วนเนื้อสารของดาวจะถูกแรงดันของแก๊สร้อนสาดกระจายออกสู่อวกาศ มองเห็นเป็นกลุ่มควันรูปทรงกลม เรียกว่า “เนบิวลาดาวเคราะห์” (Planetary Nebula)    อย่างไรก็ตามเนบิวลาดาวเคราะห์ไม่มีส่วนเกี่ยวข้องกับดาวเคราะห์ ที่เรียกเช่นนี้เป็นเพราะว่า เนบิวลาดาวเคราะห์มีขนาดเชิงมุมใหญ่เท่าดาวเคราะห์ นักดาราศาสตร์ในยุคก่อนจึงเรียกเช่นนี้ เนบิวลาดาวเคราะห์ที่มีความสว่างมากพอที่จะใช้กล้องดูดาวขนาดเล็กส่องดู ได้แก่ เนบิวลาวงแหวนในกลุ่มดาวพิณในภาพที่ 

 

ภาพที่ เนบิวลาวงแหวน มีดาวแคราะขาวอยู่ที่ใจกลาง

 

การสิ้นอายุขัยของดาวมวลปานกลาง (2 - 8 Msun)

        ดาวที่มีมวลตั้งต้น 2 – 8 เท่ามวลของดวงอาทิตย์ ก้าวพ้นลำดับหลักกลายเป็นดาวยักษ์สีแดง แล้วจบชีวิตเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์และดาวแคระขาว เช่นเดียวกับดาวมวลน้อย หากแต่ดาวมวลปานกลางมีมวลมากพอที่จะกดดันให้แก่นดาวมีอุณหภูมิสูง 600 ล้านเคลวิน จุดฟิวชันคาร์บอนให้หลอมรวมเป็นออกซิเจน (เลขอะตอม 8)  ดาวแคระขาวที่เกิดจากดาวมวลปานกลางจึงเป็นดาวออกซิเจน
        อย่างไรก็ตามดาวแคราะขาวไม่จำเป็นจะต้องอยู่ในเนบิวลาดาวเคราะห์เสมอไป ดาวแคระขาวอาจอยู่ในระบบดาวคู่ เช่น ดาวซิริอุส เอ และดาวซิริอุส บี ในภาพที่ 5  ดาวแคระขาวบางดวงมีคู่เป็นดาวยักษ์ เช่น ดาวไรเจล เอ เป็นดาวยักษ์น้ำเงิน ส่วนดาวไรเจล บี เป็นดาวแคระขาว ถ้าดาวเคราะขาวอยู่ใกล้ชิดกับคู่ของมันมาก จนแรงโน้มถ่วงของดาวแคระขาวดึงดูดมวลจากคู่ของมันมาเพิ่มเติมบนดาวแคระขาว ทำให้มีมวลสารและแรงกดดันมากขึ้น อุณหภูมิสูงจนจุดฟิวชันที่แก่นกลาง ระเบิดสว่างเป็นช่วงเวลาสั้นๆ เรียกว่า “โนวา” (Nova) 

        หมายเหตุNova มีรากศัพท์มาจากคำว่า New แปลว่า ใหม่ นักดาราศาสตร์ยุคก่อนเข้าใจผิดคิดว่า โนวาเป็นดาวดวงใหม่ เพราะว่า เขาเพิ่งมองเห็นมันเป็นครั้งแรก

 

ภาพที่ ดาวแคระขาว ซิริอุส บี

 

การสิ้นอายุขัยของดาวมวลมาก (> 8 Msun)

        ลิมิตของดาวแคระขาวมีมวลไม่เกิน 1.4 เท่าของดวงอาทิตย์ ถ้ามวลมากกว่านี้ จะเกิดการฟิวชันธาตุหนักในลำดับต่อไป ดาวแคระขาวทรงตัวอยู่ได้ด้วยแรงดันดีเจนเนอเรซีของอิเล็กตรอน แต่ถ้าหากดาวมีมวลมากพอ แรงโน้มถ่วงก็จะเอาชนะแรงดันดีเจนเนอเรซีได้ ทำให้เกิดฟิวชันของธาตุหนักในลำดับต่อไป ตัวอย่างเช่น ดาวที่มีมวลตั้งต้นมากกว่า เท่าของมวลดวงอาทิตย์ แรงโน้มถ่วงของดาวสามารถสร้างความกดดัน เอาชนะความดันดีเจนเนอเรซีของอิเล็กตรอนภายในอะตอมของออกซิเจน และทำให้อุณหภูมิที่แก่นดาวสูงถึง 1,500 ล้านเคลวิน หลอมออกซิเจนให้กลายเป็นธาตุหนักลำดับต่อๆ ไป ดังภาพที่ 6  ถ้าหากดาวมีมวลมากพอที่จะทำให้อุณหภูมิที่แก่นดาวสูงถึง 2,700 ล้านเคลวิน จะเกิดฟิวชันซิลิกอน (เลขอะตอม 14) ที่แก่นดาวให้กลายเป็นธาตุเหล็ก (เลขอะตอม 26) เหล็กเป็นธาตุสุดท้ายของปฏิกิริยาฟิวชัน หากแรงกดดันยังมีมากกว่านี้ แก่นของดาวจะถึงจุดวิกฤต แรงโน้มถ่วงเอาชนะแรงดันดีเจนเนอเรซีของอิเล็กตรอนเหล็ก อิเล็กตรอนจะรวมตัวกับโปรตอนเป็นนิวตรอน แก่นของดาวจะยุบตัวเป็น “ดาวนิวตรอน” (Neutron Star) ปลดปล่อยพลังงานระเบิดดาวทั้งดวงเกิดเป็น “ซูเปอร์โนวา” (Supernova) ให้แสงเจิดจ้าในช่วงเวลาสั้นๆ แต่มีอุณหภูมิสูงจนกระทั่งเกิดธาตุหนักกว่าเหล็ก (เลขอะตอม >26) เช่น เงิน ทอง ยูเรเนียม เป็นต้น สำหรับดาวที่มีมวลมากกว่า 18 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ แรงโน้มถ่วงจะเอาชนะแรงดันดีเจนเนอเรซีของดาวนิวตรอน แก่นของดาวจะยุบลงเป็น “หลุมดำ” (Black Hole) แรงโน้มถ่วงของหลุมดำมากจนกระทั่งคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าไม่สามารถแผ่ออกมาได้

ภาพที่ โครงสร้างภายในของดาวมวลมาก
หมวดหมู่ OECD: 
Hits 285 ครั้ง

Horizon Vol.4 No.3 15

พลังงานไฮโดรเจน

Subscribe to RSS - เชื้อเพลิง