cyanic-selkie/wikianc huggingface dataset:
การกระจายรายได้
ตัวอย่างการนำไปใช้ในประเทศไทย
ปัจจัยจำนวนมากสามารถก่อให้เกิดความไม่เท่าเทียมของรายได้ ตั้งแต่โครงสร้างทางสังคม เพศ เชื้อชาติ วัฒนธรรมการศึกษา ทักษะของแรงงาน จนถึงนโยบายของภาครัฐ อย่างนโยบายด้านภาษี นโยบายเศรษฐกิจ นโยบายแรงงาน นโยบายการเงิน รวมถึงระบบเศรษฐกิจ เทคโนโลยีและระบบอัตโนมัติในการผลิต จนถึงอิทธิพลจากโลกาภิวัตน์ แต่โดยพื้นฐานแล้วการกระจายรายได้ที่ไม่เท่าเทียมกันนั้นมีสาเหตุมาจากธรรมชาติของการสั่งสมต้นทุนทางเศรษฐกิจของผู้เข้าแข่งขันในระบบตลาดเสรีที่จะได้เปรียบผู้ที่มีต้นทุนทางเศรษฐกิจที่น้อยกว่าอยู่แล้ว ปัจจัยอื่นๆ จึงเป็นเพียงตัวเร่ง และขยายความไม่เท่าเทียมดังกล่าวนี้ให้มากและรุนแรงมากยิ่งขึ้นไปเท่านั้น สำหรับประเทศไทยนั้น สาเหตุสำคัญที่กระตุ้นให้ความไม่เท่าเทียมดังกล่าวนี้ทวีความรุนแรงมากยิ่งขึ้นก็คือ ความไม่เท่าเทียมในโอกาสทางการศึกษา ซึ่งส่งผลให้ประชากรส่วนใหญ่ต้องกลายเป็นประชาชนผู้มีรายได้ต่ำ และมีโอกาสเข้าสู่ระบบเศรษฐกิจขนาดใหญ่เพื่อแสวงหาความมั่งคั่ง และความเจริญก้าวหน้าทางเศรษฐกิจได้น้อยกว่าคนอื่นๆ แม้รัฐบาลจะพยายามแก้ไขปัญหาด้วยการจัดให้มีการศึกษาภาคบังคับ และโครงการค่าเรียนฟรีแล้วก็ตาม แต่ด้วยข้อจำกัดทางเศรษฐกิจของครอบครัวที่บีบบังคับ ทำให้ผู้คนเหล่านี้ท้ายที่สุดต้องผันตัวมาเป็นแรงงานรับจ้างที่มีรายได้ต่ำปัญหาที่ว่านี้ถูกส่งต่อไปยังบุตรหลานรุ่นต่อๆไปของพวกเขา ในขณะที่ผู้มีรายได้สูงก็จะสามารถเข้าถึงและขยับขยายโอกาสในการแสวงหาความมั่งคั่งทางเศรษฐกิจได้อยู่เสมอ และส่งต่อโอกาสที่ว่านี้ไปยังลูกหลานได้ด้วยเช่นกัน ความแตกต่างในโอกาสทางการศึกษาผลิตซ้ำความเหลื่อมล้ำดังกล่าวนี้ให้ห่างมากขึ้นเรื่อยๆ  หลายคนมองว่าความเหลื่อมล้ำที่ถูกผลิตซ้ำส่วนหนึ่งเพราะรัฐไม่มีการจัดเก็บภาษีที่ดิน และภาษีมรดกในอัตราก้าวหน้า หากสามารถบังคับใช้กฎหมายภาษีทั้งสองประเภทได้ ช่องว่างในการถือครองทรัพย์สินคือ ที่ดิน และการส่งต่อความมั่งคั่งคือมรดก ก็จะลดลงจากเดิม และจะสามารถตอบโจทย์ที่เป็นพื้นฐานสำคัญของปัญหาการกระจายรายได้ของประเทศไทยได้เป็นอย่างดี
จัตุรัสทราฟัลการ์
จัตุรัสทราฟัลการ์ (Trafalgar Square; ) เป็นจัตุรัสสาธารณะในซิทีออฟเวสท์มินส์เตอร์, ลอนดอนกลาง ตั้งขึ้นในสตวรรษที่ 19 ในพื้นที่ที่ในอดีตรู้จักในชื่อแชร์ริงครอสส์ ชื่อของจัตุรัสนั้นตั้งขึ้นเพื่อระลึกถึงยุทธนาวีที่ตราฟัลการ์ ที่ซึ่งเป็นชัยชนะของกองทัพเรือหลวงของอังกฤษในสงครามนโปเลียนิก เหนือฝรั่งเศส และ สเปน เมื่อปี 1805 ที่หาดของแหลมตราฟัลการ์
บริเวณรอบ ๆ จัตุรัสนี้เป็นสถานที่สำคัญมาตั้งแต่ทศวรรษที่ 1200 ระยะทางที่วัดจากแชร์ริงครอสส์ถูกใช้เป็นหมุดสถานที่เป็นเวลาหลายศตวรรษ ใจกลางของจัตุรัสคือเนลซันส์คอลัมน์ซึ่งสูง 52 เมตร ล้อมรอบด้วยรูปปั้นสิงโตสี่ตัว อาคารหลัก ๆ ที่หันหน้าเข้าสู่จัตุรัสนี้ได้แก่ หอศิลป์แห่งชาติ, เซนท์มาร์ตินอินเดอะฟีลดส์, แคนาดาเฮาส์ และ เซาธ์แอฟริกาเฮาส์
ชื่อ
จัตุรัสนี้ได้ชื่อมาจากยุทธนาวีที่ตราฟัลการ์ สงครามที่ราชนาวีอังกฤษชนะฝรั่งเศสกับสเปนในสงครามนโปเลียนในวันที่ 21 ตุลาคม ค.ศ. 1805 ที่ริมชายฝั่งแหลมตราฟัลการ์ แม้ว่าก่อน ค.ศ. 1835 แหลมนี้ยังไม่มีชื่อ
ตราสารหนี้มีประกัน
ตราสารหนี้มีประกัน บ้างเรียก หุ้นกู้มีประกัน (Secured bond) เป็นตราสารหนี้ซึ่งส่วนใหญ่มักเป็นหุ้นกู้ที่บริษัทผู้ออกนำสินทรัพย์ของตนมาค้ำประกันการออกหุ้นกู้นั้นและผู้ถือหุ้นกู้จะมีสิทธิในสินทรัพย์ที่วางเป็นประกันนั้นเหนือเจ้าหนี้สามัญรายอื่นๆ
เค็นโตะ คากุ
เค็นโตะ คะกุ เกิดเมื่อวันที่ 3 กรกฎาคม ค.ศ. 1989 ที่โตเกียว,ประเทศญี่ปุ่น เป็นนักแสดงชายชาวญี่ปุ่น
โทะโมะฮิโระ คะกุ
โทะโมะฮิโระ คะกุ เกิดเมื่อวันที่ 5 กันยายน ค.ศ. 1984 เป็นนักแสดงชายชาวญี่ปุ่น
เทศบาลตำบลบ่อแฮ้ว
เทศบาลตำบลบ่อแฮ้ว เป็นเทศบาลตำบลซึ่งมีอาณาเขตครอบคลุมพื้นที่ทั้งหมดของหมู่ที่ 2–3, 8, 11, 13–14 กับบางส่วนของหมู่ที่ 4–7, 9, 12 ของตำบลบ่อแฮ้ว ในอำเภอเมืองลำปาง จังหวัดลำปาง เดิมมีฐานะเป็นสุขาภิบาลบ่อแฮ้วที่จัดตั้งขึ้นใน พ.ศ. 2536 แล้วได้รับการจัดตั้งเป็นเทศบาลตำบลใน พ.ศ. 2542 ปัจจุบันในเขตเทศบาลตำบลบ่อแฮ้วมีประชากรทั้งหมด 9,161 คน
พื้นที่เทศบาลตำบลตั้งอยู่ทางทิศตะวันตกของอำเภอเมืองลำปาง จังหวัดลำปาง อยู่ห่างจากที่ว่าการอำเภอเมืองลำปางประมาณ 5 กิโลเมตร ศาลากลางจังหวัดลำปางประมาณ 13.5 กิโลเมตร อยู่ห่างจากกรุงเทพมหานครประมาณ 608 กิโลเมตรตามถนนพหลโยธิน และประมาณ 650 กิโลเมตรตามทางรถไฟสายเหนือซึ่งในอดีตมีสถานีรถไฟบ่อแฮ้วคอยให้บริการด้านการเดินทางกับประชาชนในพื้นที่ (ปัจจุบันยุบเลิกแล้ว) ด้านตะวันออกของเขตเทศบาลมีแม่น้ำวังไหลผ่านเป็นแหล่งน้ำสำคัญ มีพื้นที่รับผิดชอบ 8.83 ตารางกิโลเมตร หรือคิดเป็นพื้นที่ประมาณ 5,518.75 ไร่
ไดอารีตุ๊ดซีส์ เดอะซีรีส์
ไดอารี่ตุ๊ดซี่ส์ เดอะซีรีส์ เป็นรายการโทรทัศน์ประเภทละครชุดคอมเมดี้ ออกอากาศทางสถานีโทรทัศน์จีเอ็มเอ็ม 25 ตั้งแต่วันที่ 23 มกราคม พ.ศ. 2559 ทุกวันเสาร์ เวลา 23:00 นาฬิกา ผลิตโดยจีดีเอช ห้าห้าเก้า ภาพดีทวีสุข และ จอกว้างฟิล์ม กำกับและเขียนบทโดย ปิยะชาติ ทองอ่วม มีเค้าโครงมาจากประสบการณ์จริงของ ธีร์ธวิต เศรฐไชย (คุณช่า) ที่เผยแพร่ลงเพจบนเฟซบุ๊ก "บันทึกของตุ๊ด" ในรูปแบบไดอารี่ มีเนื้อเรื่องเกี่ยวกับเพื่อนสนิทกลุ่มเพศที่สามประกอบด้วย กัส (เผ่าเพชร เจริญสุข) กอล์ฟ (ธงชัย ทองกันทม) คิม (รัฐนันท์ จรรยาจิรวงศ์) และแนตตี้ (ภัทรศยา เครือสุวรรณศิริ) ถูกคนรักบอกเลิกพร้อมกัน ทำให้พวกเขาตัดสินใจตามหารักแท้ ซีซั่น 2 เริ่มตอนแรก วันเสาร์ที่ 11กุมภาพันธ์ พ.ศ. 2560-วันเสาร์ที่ 29 เมษายน พ.ศ. 2560 และเมื่อวันที่ 12 ตุลาคม พ.ศ. 2561 ที่งาน GDHxนาดาวParty นิ่งเป็นปรับ..ขยับเป็นงาน ได้มีการเปิดเผยโปรเจกต์ภาคต่อของไดอารี่ตุ๊ดซีส์รูปแบบของภาพยนตร์ในชื่อ ตุ๊ดซี่ส์ แอนด์ เดอะเฟค โดยมีกำหนดเข้าฉายในโรงภาพยนตร์ในวันที่ 5 ธันวาคม พ.ศ. 2562
นักแสดงรับเชิญ ซีซั่นที่ 2
ตอนพิเศษเบื้องหลังการถ่ายทำ ออกอากาศวันเสาที่ 6 พฤษภาคม 2560
เทศบาลตำบลปลายบาง
เทศบาลตำบลปลายบาง เป็นเทศบาลตำบลที่อยู่ในอำเภอบางกรวย จังหวัดนนทบุรี เทศบาลนี้มีอาณาเขตติดต่อกับกรุงเทพมหานคร แต่ยังคงรักษาความเป็นท้องถิ่นไว้ได้ดี เทศบาลนี้เป็นเทศบาลขนาดกลาง มีการพัฒนาอย่างต่อเนื่อง รองรับประชากรจากกรุงเทพมหานครที่จะย้ายเข้ามาอยู่อาศัยย่านชานเมือง
ที่ตั้งและอาณาเขต
เทศบาลตำบลปลายบางตั้งอยู่ห่างจากตัวจังหวัดนนทบุรีไปทางทิศตะวันตกเฉียงใต้ประมาณ 21 กิโลเมตร และห่างจากตัวอำเภอบางกรวยประมาณ 7 กิโลเมตร มีพื้นที่ทั้งหมด 15.68 ตารางกิโลเมตร ครอบคลุมพื้นที่ตำบลบางคูเวียง 7 หมู่บ้าน, ตำบลปลายบาง 5 หมู่บ้าน และตำบลมหาสวัสดิ์ 5 หมู่บ้าน (เฉพาะหมู่ 1, 2, 6, 7 และบางส่วนของหมู่ที่ 5) โดยมีอาณาเขตติดต่อกับองค์กรปกครองส่วนท้องถิ่นข้างเคียงดังต่อไปนี้
ประชากร
เมื่อสิ้นเดือนธันวาคม พ.ศ. 2563 เทศบาลตำบลปลายบางมีจำนวนประชากรทั้งสิ้น 46,355 คน เป็นชาย 21,338 คน เป็นหญิง 25,017 คน
ไร่
ไร่ เป็นหน่วยวัดพื้นที่ของประเทศไทยที่ใช้วัดพื้นที่ในแผนที่ที่ดิน
1 ไร่ มีค่าเท่ากับ
รัชย์ณมนทร์ รัชย์จิราธรรม
รัชย์ณมนทร์ รัชย์จิราธรรม ชื่อเดิม นวกชมณ ชื้นครองธรรม, นวพร ชื้นครองธรรม หรือ เกรซ เดอะสตาร์ เป็นที่รู้จักจากการได้อันดับ 6 ในการแข่งขันรายการ เดอะสตาร์ 6
ประวัติ
เกรซสำเร็จการศึกษาระดับประกาศนียบัตรวิชาชีพจากโรงเรียนเตรียมวิศวกรรมศาสตร์ มหาวิทยาลัยเทคโนโลยีพระจอมเกล้าพระนครเหนือ จบการศึกษาระดับปริญญาตรีที่คณะวิศวกรรมศาสตร์ สาขาไฟฟ้าเครื่องกลการผลิต หลักสูตรนานาชาติ มหาวิทยาลัยเกษตรศาสตร์ ปริญญาโทจาก คณะวิศวกรรมศาสตร์ มหาวิทยาลัยเกษตรศาสตร์ ปัจจุบันทำงานเป็นวิศวกร
เหตุการณ์ประสบอุบัติเหตุ
เมื่อวันที่ 4 กรกฎาคม พ.ศ. 2558 ขณะถ่ายทำละครน้องใหม่ร้ายบริสุทธิ์ อ.น้ำหนาว จ.เพชรบูรณ์ ในฉากที่เกรซต้องนั่งซ้อนท้ายจักรยานโดนหันหลังชนกันกับ มารีน่า ในระหว่างขับลงทางลาดชัน เกรซได้ประสบอุบัติเหตุพลัดตกจากจักรยานจนหัวฟาดพื้น เป็นเหตุให้มีอาการเลือดคั่งในสมองและกะโหลกร้าวเล็กน้อย จนต้องหายหน้าไปจากละครน้องใหม่ร้ายบริสุทธิ์ไประยะหนึ่ง เพื่อพักรักษาตัวก่อนจะกลับมาร่วมแสดงอีกครั้งในเวลาต่อมา
ฮิโรชิ โคอิซูมิ
ฮิโรชิ โคอิซูมิ (12 สิงหาคม ค.ศ. 1926 - 31 พฤษภาคม ค.ศ. 2015) เป็นนักแสดงชายชาวญี่ปุ่น [1] [1]
วัดจันทร์ใน
วัดจันทร์ใน เป็นวัดราษฎร์สังกัดคณะสงฆ์ฝ่ายมหานิกาย ตั้งอยู่ในแขวงบางโคล่ เขตบางคอแหลม กรุงเทพมหานคร ที่ดินที่ตั้งวัดมีเนื้อที่ 7 ไร่ 3 งาน 40 ตารางวา มีเจ้าอาวาสรูปปัจจุบันคือ พระครูโสภณกิจจานุกิจ
วัดจันทร์ในสร้างขึ้นเมื่อประมาณ พ.ศ. 2313 ในสมัยกรุงธนบุรี ไม่ทราบนามและประวัติผู้สร้าง ที่ได้นามว่า "วัดจันทร์ใน" เป็นเพราะว่ามีอีกวัดหนึ่งนามว่าวัดจันทร์นอกซึ่งสร้างขึ้นมาในระยะพร้อม ๆ กัน วัดนี้ได้รับพระราชทานวิสุงคามสีมาแล้ว สันนิษฐานว่าคงได้รับประมาณ พ.ศ. 2330 หลังจากบ้านเมืองสงบสุขปกติดีแล้ว ด้านข้างของวัดติดคลองวัดจันทร์ หลวงพ่อจำปี เจ้าอาวาสรูปที่ 4 เล่าว่า ในอดีตคลองวัดจันทร์เป็นคลองที่กว้างมาก เป็นคลองที่ประชาชนใช้สัญจรทางน้ำ มีการค้าขายสินค้าทางน้ำ และมีการใส่บาตรยามเช้าทางน้ำอีกด้วย
อาคารเสนาสนะประกอบด้วยพระอุโบสถ สร้างเมื่อ พ.ศ. 2313 ศาลาการเปรียญ สร้างเมื่อ พ.ศ. 2490 หอสวดมนต์ สร้างเมื่อ พ.ศ. 2498 กุฏิสงฆ์ จำนวน 6 หลัง ศาลาบำเพ็ญกุศล จำนวน 3 หลัง ปูชนียวัตถุที่สำคัญคือ พระประธานในอุโบสถ มีนามว่า พระพุทธศรีมุนีญาณ (หลวงพ่อยิ้ม) เป็นพระพุทธรูปปางสมาธิ
ตำบลโซร์เฆกอลเอฮ์
โซร์เฆกอลเอฮ์ เป็นตำบลในอำเภอกลาง เทศมณฑลกอลเอเยแกนจ์ จังหวัดเคร์มอน ประเทศอิหร่าน แบ่งออกเป็น 50 หมู่บ้าน จากสำมะโน พ.ศ. 2549 ตำบลนี้มีประชากร 19,860 คนใน 4,220 ครัวเรือน
สินธุเทศ
สินธุเทศ (سنڌو ديش, Sindhudesh; "ประเทศชาวสินธ์") เป็นแนวคิดแบ่งแยกดินแดนเพื่อชาวสินธ์ เสนอโดยบรรดาพรรคการเมืองชาตินิยมสินธ์ที่ต้องการให้ตั้งดินแดนของชาวสินธ์ขึ้นเป็นเขตปกครองตนเองภายในประเทศปากีสถาน หรือเป็นเอกราชจากปากีสถาน ขบวนการนี้มีฐานอยู่ที่แคว้นสินธ์ของปากีสถาน และเริ่มต้นคิดขึ้นโดยจี. เอ็ม. ซาเย็ด นักการเมืองชาตินิยมสินธ์ หลังบังกลาเทศประกาศเอกราช เขาก่อตั้ง ชยสินธเตหรีก (Jeay Sindh Tehreek) ในปี 1972 และเริ่มนำเสนอแนวคิดจัดตั้งสินธุเทศขึ้น
ดาวแคระขาว
ดาวแคระขาว (White dwarf) หรือบางครั้งเรียกว่า ดาวแคระสถานะเสื่อม (degenerate dwarf) เป็นดาวขนาดเล็กที่ส่วนใหญ่ประกอบไปด้วยอิเล็กตรอนที่เป็นสสารเสื่อม เนื่องจากดาวแคระขาวที่มีมวลเท่ากับดวงอาทิตย์จะมีปริมาตรใกล้เคียงกับโลก ทำให้มันมีความหนาแน่นสูงและมีกำลังส่องสว่างน้อยมาจากความร้อนที่สะสมไว้
สินธุเทศ
ผู้สนับสนุนการแบ่งแยกดินแดนสินธ์ปฏิเสธกระบวนการทางรัฐสภาในการได้มาซึ่งเอกราช ไม่เคยมีพรรคชาตินิยมสินธ์ใด ๆ เคยได้รับการลงคะแนนเสียงเพื่อปกครองในแคว้นสินธ์ไม่ว่าในการเมืองระดับใด ๆ
ดาวแคระขาว
ดาวแคระขาวที่รู้จักในบริเวณใกล้เคียงกับดวงอาทิตย์มีประมาณคร่าว ๆ 6% ของดาวที่รู้จักในบริเวณใกล้เคียงกับดวงอาทิตย์ ในปี ค.ศ. 1910 เฮนรี นอร์ริส รัสเซลล์ เอ็ดเวิร์ด ชาลส์ พิกเคอริง และ วิลเลียมมินา เฟลมมิง ได้ค้นพบดาวแคระขาวเป็นครั้งแรกเนื่องจากเป็นวัตถุที่จางอย่างผิดปกติ, p. 1 ส่วนชื่อ "ดาวแคระขาว" ตั้งโดย วิลเลม ลุยเทน ในปี ค.ศ. 1922
นิวแจ็กสวิง
นิวแจ็กสวิง (New jack swing) หรือ สวิงบีต (swingbeat) เป็นแนวเพลงที่ได้รับความนิยมในช่วงปลายคริสต์ทศวรรษ 1980 ไปจนถึงกลางคริสต์ทศวรรษ 1990 ที่ผสมผสานจังหวะ แซมเพิล และเทคนิคการทำเพลงแบบฮิปฮอปเข้ากับดนตรีเออเบินร่วมสมัยของอาร์แอนด์บี เพลงแนวนิวแจ็กสวิงพัฒนามาจากเพลงอาร์แอนด์บีก่อนหน้าหลายสไตล์ เข้ากับองค์ประกอบทั้งเก่าและใหม่เข้าด้วยกัน ใช้การโซโลหวาน ๆ หรือการร้องกลมกลืนกับจังหวะและจังหวะแบบ "สตรีต" ที่ได้รับอิทธิพลมาจากดนตรีเออเบิน ส่วนดนตรีของนิวแจ็กสวิงจะมาจากฮิปฮอปแบบ "สวิง" ที่สร้างสรรค์โดยดรัมแมชชีน และการใช้แซมเพิล ที่ได้รับความนิยมอย่างมากในยุคทองของฮิปฮอป และสไตล์การร้องแบบอาร์แอนด์บีร่วมสมัย
ดาวแคระขาว
ดาวแคระขาวเป็นดาวที่อยู่ในช่วงสุดท้ายของวิวัฒนาการของดาวทุกดวงที่มีมวลไม่มากซึ่งมีปริมาณ 97% ของดาวฤกษ์ที่พบในทางช้างเผือก หลังจากที่ดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักได้จบช่วงที่มีปฏิกิริยาไฮโดรเจนนิวเคลียร์ฟิวชันลง มันก็จะขยายเป็นดาวยักษ์แดง และหลอมฮีเลียมเป็นคาร์บอนและออกซิเจนที่ใจกลางโดยกระบวนการทริปเปิลอัลฟา ถ้าดาวยักษ์แดงมีมวลไม่เพียงพอที่จะทำให้ใจกลางมีอุณหภูมิสูงพอที่จะหลอมคาร์บอนได้ มวลเฉื่อยของคาร์บอนและออกซิเจนจะก่อตัวที่ศูนย์กลาง หลังจากนั้นชั้นนอกของดาวก็จะถูกพ่นออกไปกลายเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์ ก็จะเหลือเพียงใจกลางที่เป็นดาวแคระขาวไว้
สินธุเทศ
ในปัจจุบันสินธ์เป็นสมาชิกหนึ่งขององค์การชาติและประชาชนที่ไม่มีผู้แทน โดยมีสภาชาวสินธ์โลกเป็นตัวแทนในองค์การดังกล่าว
ดาวแคระขาว
ปกติแล้วดาวแคระขาวจะประกอบไปด้วยคาร์บอนและออกซิเจนและมีความเป็นไปได้ที่ใจกลางมีอุณหภูมิเพียงพอที่จะหลอมคาร์บอนแต่ไม่ใช่นีออน นอกจากว่าจะก่อตัวเป็นดาวแคระขาวออกซิเจน-นีออน-แมกนีเซียม ดาวแคระขาวฮีเลียมบางดวง ก่อตัวมาจากการสูญเสียมวลในระบบดาวคู่
เนื่องจากธาตุที่มีอยู่ในดาวแคระขาวไม่อาจทำให้เกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันได้อีกต่อไป ดังนั้นดาวแคระขาวจึงไม่มีแหล่งพลังงานจากปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันที่จะสร้างความร้อนเพียงพอที่จะต้านการยุบตัวเนื่องจากแรงโน้มถ่วงได้ (ดาวดำรงอยู่ได้ด้วยความดันสถานะเสื่อมของอิเล็กตรอนเท่านั้น) และทำให้ดาวมีความหนาแน่นสูง จากฟิสิกส์ของสถานะเสื่อมสามารถหามวลมากที่สุดของดาวแคระขาวที่ไม่หมุนรอบตัวเองเท่าที่จะมีได้ โดยค่านี้เรียกว่าขีดจำกัดจันทรเศขร ซึ่งมีค่าประมาณ 1.4 เท่าของมวลของดวงอาทิตย์ ถ้ามีค่ามากกว่านี้ จะไม่สามารถพยุงความดันสถานะเสื่อมได้ (ดาวแคระขาวคาร์บอน-ออกซิเจนก็มีมวลอยู่ในช่วงนี้) ถ้ามวลสารมีการถ่ายเทจากคู่ของมันจะเกิดการระเบิดขึ้นเป็นมหานวดาราประเภท 1เอ ซึ่งกระบวนการนี้เรียกว่า การปะทุคาร์บอน (ตัวอย่างของมหานวดาราชนิดนี้ที่โด่งดังที่สุดคือ SN 1006)
นิวแจ็กสวิง
คำว่า "นิวแจ็กสวิง" เป็นคำที่คิดค้นโดยนักเขียน-ผู้สร้างหนังที่ชื่อ แบร์รี ไมเคิล คูเปอร์ (เขียนบทให้กับภาพยนตร์อย่าง New Jack City, Above the Rim และ Sugar Hill) ในหนังสือพิมพ์ The Village Voice หัวข้อ "Teddy Riley Groove Master: Harlem Gangsters Raise a Genius" ในฉบับวันที่ 18 ตุลาคม ค.ศ. 1988
ดาวแคระขาว
หลังจากดาวแคระขาวที่มีอุณหภูมิสูงเกิดการก่อตัวและขาดแหล่งพลังงานจากปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันแล้ว มันจะยังคงแผ่รังสีต่อไปและเย็นตัวลง นั่นหมายความว่า การแผ่รังสีในช่วงแรกจะเป็นแบบอุณหภูมิสูง ส่วนช่วงหลังจะแผ่รังสีน้อยลงและมีสีแดงมากขึ้น เมื่อเวลาผ่านไปดาวแคระขาวจะมีอุณหภูมิต่ำลงจนไม่แผ่รังสีในช่วงคลื่นที่มองเห็นได้ ก็จะกลายเป็นดาวแคระดำที่เยือกเย็น อย่างไรก็ตาม เพราะว่าไม่มีดาวแคระขาวดวงใดแก่กว่าอายุเอกภพ และดาวแคระขาวที่เก่าแก่ที่สุดก็ยังคงแผ่รังสีด้วยอุณหภูมิพันกว่าเคลวิน ดังนั้นจึงไม่มีดาวแคระดำในเอกภพ
การค้นพบ
ดาวแคระขาวที่ถูกค้นพบเป็นดวงแรกอยู่ในระบบดาวสามดวงใน 40 Eridani ซึ่งประกอบไปด้วยดาวสว่างในแถบลำดับหลัก 40 Eridani A ซึ่งโคจรอยู่ใกล้กับระบบดาวคู่ซึ่งมีดาวแคระขาว 40 Eridani B และดาวแคระแดงในแถบลำดับหลัก 40 Eridani C ฟรีดดริค วิลเฮล์ม เฮอร์เชล ได้ค้นพบคู่ดาว 40 Eridani B/C ตั้งแต่วันที่ 31 มกราคม ค.ศ. 1783 ต่อมา Friedrich Georg Wilhelm Struve ได้เฝ้าสังเกตในปี 1825 และ Otto Wilhelm Struve เฝ้าสังเกตในปี 1815 ครั้นถึงปี ค.ศ. 1910 Henry Norris Russel, Edward Charles Pickering และ Williamina Fleming จึงได้ค้นพบว่า ทั้ง ๆ ที่มันเป็นดาวที่จางแสงมาก แต่ 40 Eridani B จัดเป็นดาวที่มี ชนิดสเปกตรัม A หรือมีแสงสีขาว ในปี 1939 Russell มองย้อนไปในการสำรวจ
ดาวคู่ของดาวซิริอุส คือดาวซิริอุส บี ถูกค้นพบเป็นลำดับถัดมา ในระหว่างศตวรรษที่ 19 การวัดตำแหน่งของดาวบางดวงแม่นยำพอที่จะวัดการเปลี่ยนแปลงน้อย ๆ ได้ ฟรีดดริค เบสเซล ใช้เครื่องมือที่มีความแม่นยำในการระบุว่าดาวซิริอุสและดาวโปรซิออนเปลี่ยนแปลงตำแหน่งได้ ในปี 1844 เขาทำนายว่าทั้งคู่มีดาวคู่ที่เรามองไม่เห็น
เบสเซลประมาณคาบการโคจรคร่าว ๆ ของคู่ของดาวซิริอุสไว้ที่ครึ่งศตวรรษ C.H.F.Peter เป็นผู้คำนวณคาบโคจรได้ในปี ค.ศ. 1851 แต่ล่วงไปจนกระทั่ง 31 มกราคม ค.ศ. 1862 อัลแวน เกรแฮม คลาร์คจึงได้ค้นพบดาวอีกดวงหนึ่งใกล้ดาวซิริอุส ซึ่งก่อนหน้านี้ไม่เคยสังเกตเห็นมาก่อน และต่อมาจึงสามารถระบุยืนยันได้ว่าเป็นดาวคู่ของมันนั่นเอง ในปี ค.ศ. 1915 วอลเตอร์ อดัมส์ จึงประกาศว่าสเปคตรัมของดาวซิริอุส บี มีลักษณะเหมือนกันกับดาวซิริอุส
ครั้นถึงปี ค.ศ. 1917 เอเดรียน แวน แมเนนได้ค้นพบดาวแวนแมเนน ซึ่งเป็นดาวแคระขาวเดี่ยว ดาวแคระขาวทั้งสามดวงที่ได้รับการค้นพบเป็นครั้งแรกนี้ เรียกชื่อกันต่อมาว่าเป็น ดาวแคระขาวดั้งเดิม (classical white dwarfs)  ในเวลาต่อมามีการค้นพบดาวสีขาวจางแสงหลายดวงที่มีการเคลื่อนที่เฉพาะสูง บ่งชี้ว่ามันน่าจะเป็นดาวฤกษ์ใกล้โลกที่มีความส่องสว่างน้อย หรืออีกนัยหนึ่งคือเป็นดาวแคระขาวนั่นเอง วิลเลม ลุยเทน เป็นคนแรกที่ใช้คำว่า ดาวแคระขาว (White dwarf)  ในขณะที่เขากำลังพิจารณาชนิดสเปกตรัมของดาวในปี 1922   และอาเทอร์ สแตนลีย์ เอ็ดดิงตัน ได้นำมาใช้อย่างแพร่หลาย อย่างไรก็ดี แม้จะมีข้อสมมุติฐานเช่นนี้อยู่ แต่กว่าจะสามารถพิสูจน์ยืนยันบรรดาดาวแคระขาวที่ค้นพบในยุคแรกซึ่งไม่ใช่ ดาวแคระขาวดั้งเดิม ก็ต้องล่วงไปจนถึงปลายคริสต์ทศวรรษ 1930 เมื่อดาวแคระขาว 18 ดวงถูกสำรวจในปี 1939 ลุยเทนและนักดาราศาสตร์คนอื่นพยายามจากหาดาวแคระขาวต่อไปในทศวรรษ 1940 ในปี 1950 ดาวแคระขาวมากกว่าร้อยดวงเป็นที่รู้จักและปี 1999 ดาวแคระขาวมากกว่า 2,000 ดวงเป็นที่รู้จัก ตั้งแต่นั้นมา Sloan Digital Sky Survey ก็ค้นพบมากกว่า 9,000 ดวง ส่วนใหญ่เป็นดาวใหม่
องค์ประกอบและโครงสร้าง
เป็นที่ทราบดีว่า ดาวแคระขาวสามารถมีมวลสารต่ำสุดถึง 0.17 เท่า และสูงสุดราว 1.33 เท่า ของมวลดวงอาทิตย์ แต่โดยมากแล้วเราจะพบดาวแคระขาวที่มีมวลประมาณ 0.6 เท่าของมวลดวงอาทิตย์มากที่สุด และส่วนใหญ่จะมีมวลอยู่ระหว่าง 0.5 ถึง 0.7 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ ส่วนรัศมีของดาวแคระขาวที่สำรวจได้ประมาณว่าอยู่ระหว่าง 0.008 ถึง 0.02 เท่าของรัศมีดวงอาทิตย์ หากเปรียบเทียบกับโลกซึ่งมีรัศมีประมาณ 0.009 เท่าของรัศมีดวงอาทิตย์ หมายความว่าดาวแคระขาวที่มีมวลเทียบได้กับดวงอาทิตย์ต้องถูกอัดอยู่ในปริมาตรที่น้อยกว่าดวงอาทิตย์ถึงหนึ่งล้านเท่า ความหนาแน่นเฉลี่ยของดาวแคระขาวจึงอยู่ที่ประมาณ 106 กรัม (1 ตัน) ต่อลูกบาศก์เซนติเมตร นับได้ว่า ดาวแคระขาวเป็นหนึ่งในบรรดาสสารที่หนาแน่นที่สุดเท่าที่เรารู้จัก เป็นรองแต่เพียงดาวฤกษ์หนาแน่นสูงบางจำพวก เช่น ดาวนิวตรอน หลุมดำ และดาวควาร์กซึ่งเป็นดาวในทฤษฎี
นับแต่แรกค้นพบ เราก็ทราบกันแล้วว่าดาวแคระขาวเป็นดาวที่มีความหนาแน่นสูงมาก ถ้ามันเป็นดาวฤกษ์ที่อยู่ในระบบดาวคู่เช่นในกรณีของ ดาวซิริอุส บี และ 40 Eridani B เราจะสามารถประเมินมวลของมันจากการเฝ้าสังเกตการโคจรของระบบดาวคู่ได้ ดังเช่นที่ได้ทำกับดาวซิริอุส บี ในปี ค.ศ. 1910 ค่าที่หาได้คือประมาณ 0.94 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ (ผลการประเมินล่าสุดได้เป็น 1.00 เท่าของมวลดวงอาทิตย์) นอกจากนี้ วัตถุที่ร้อนกว่าจะแผ่รังสีออกมามากกว่าวัตถุที่เย็นกว่า ดังนั้นเราจึงสามารถคำนวณความสว่างของพื้นผิวได้จากการประมาณอุณหภูมิยังผลของพื้นผิวซึ่งหาได้จากสเปกตรัม ถ้าเราทราบระยะห่างของดาวนั้น ก็จะสามารถประมาณความส่องสว่างทั้งหมดได้ ผลการเปรียบเทียบตัวเลขทั้งสองนี้จะทำให้เราทราบรัศมีของดาว ซึ่งผลลัพธ์ที่ได้คือดาวซิริอุส บี และ 40 Eridani B เป็นดาวฤกษ์ที่มีความหนาแน่นสูงมาก สร้างความงุนงงสงสัยแก่เหล่านักดาราศาสตร์ในเวลานั้นเป็นอย่างมาก เช่น Ernst Öpik ได้ประมาณความหนาแน่นของระบบดาวคู่จำนวนหนึ่งในปี ค.ศ. 1916 เขาพบว่า 40 Eridani B มีความหนาแน่นมากกว่า 25,000 เท่าของดวงอาทิตย์ สูงจนเขาบอกว่า "เป็นไปไม่ได้" อาเทอร์ สแตนลีย์ เอ็ดดิงตัน กล่าวในเวลาต่อมาใน ค.ศ. 1927 ดังนี้
ในปี ค.ศ. 1924 เอ็ดดิงตันได้ระบุว่า ด้วยความหนาแน่นของดาวฤกษ์ระดับนี้ แสงจากดาวซิริอุส บี ควรจะเกิดปรากฏการณ์การเคลื่อนไปทางแดงเนื่องจากแรงโน้มถ่วง โดยอ้างอิงจากทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป ต่อมาผลการศึกษาการเคลื่อนไปทางแดงของอดัมส์ในปี ค.ศ. 1925 ได้ยืนยันแนวคิดนี้
เหตุที่ดาวฤกษ์สามารถมีความหนาแน่นสูงได้ถึงเพียงนี้ เพราะองค์ประกอบของดาวแคระขาวไม่ได้ประกอบด้วยอะตอมที่จับกันไว้ด้วยพันธะเคมี แต่ประกอบด้วยพลาสมาที่มีนิวเคลียสและอิเล็กตรอนซึ่งไม่ได้ดึงดูดต่อกัน จึงไม่มีอุปสรรคอันใดที่นิวเคลียสแต่ละตัวจะอยู่ใกล้กันยิ่งกว่าวงโคจรของอิเล็กตรอน (บริเวณที่อิเล็กตรอนล้อมอะตอมเอาไว้) จึงเป็นสิ่งที่ควรยอมรับเป็นปกติได้ อย่างไรก็ตามความสงสัยสัยว่าจะเกิดอะไรขึ้นเมื่อพลาสมาที่เย็นและพลังงานที่ถูกเก็บไว้ในไอออไนซ์อะตอมไม่ได้แสดงให้เห็นเป็นระยะเวลาอันยาวนาน คำพูดที่ขัดกับความรู้สึกนี้ถูกแก้โดย R.H. Fowler ในปี 1926 โดยการประยุกต์กลศาสตร์ควอนตัมที่เพิ่งคิดขึ้นใหม่ ตั้งแต่ที่ว่าอิเล็กตรอนได้ประพฤติตามหลักการกีดกันของ Pauli จึงไม่มีอิเล็กตรอนสองตัวที่สามารถอาศัยอยู่ในสภาวะเดียวกันได้และมันจะต้องประพฤติตาม Fermi-Dirac statistics ถูกแนะนำในปี 1926 เพื่อพิจารณาการกระจายทางสถิติของอนุภาคที่ประพฤติตามหลักการกีดกันของ Pauli ที่อุณหภูมิ 0 เคลวิน ดังนั้นอิเล็กตรอนจึงไม่สามารถที่จะอยู่ที่สภาวะพลังงานต่ำสุดหรือ ground stat ได้ทั้งหมด อิเล็กตรอนบางตัวจึงอยู่ในสภาวะที่มีพลังงานสูงกว่าก่อตัวเป็นแถบของพลังงานต่ำสุดที่จะทำได้ (Fermi sea) ในสภาวะนี้เรียกว่าdegenerate หมายถึงดาวแคระขาวสามารถมีอุณหภูมิเย็นจนถึงศูนย์องศาสัมบูรณ์ได้ในขณะที่ยังคงมีพลังงานสูง วิธีอื่นที่จะหาผลลัพธ์คือการใช้หลักความไม่แน่นอน ที่อิเล็กตรอนความหนาแน่นสูงในดาวแคระขาวมีความหมายว่าตำแหน่งของมันถูกจำกัดเมื่อเทียบกับสิ่งอื่น (คือการสร้างความไม่แน่นอนของโมเมนตัมของมันที่สอดคล้องกัน) นี่หมายความว่าอิเล็กตรอนบางตัวต้องมีโมเมนตัมสูงและพลังงานจลน์สูง
การบีบอัดของดาวแคระขาวจะทำให้จำนวนอิเล็กตรอนเพิ่มขึ้นในปริมาตรเท่าเดิม ไม่ว่าจะพิจารณาจากหลักการกีดกันของเพาลีหรือจากหลักความไม่แน่นอน จะพบว่าพลังงานจลน์ของอิเล็กตรอนเพิ่มขึ้นจนทำให้เกิดความดันสถานะเสื่อมของอิเล็กตรอนนี้คือสิ่งที่ช่วยดาวแคระขาวต้านกับการยุบตัวเนื่องจากแรงโน้มถ่วง ซึ่งขึ้นอยู่กับเฉพาะความหนาแน่นและไม่ขึ้นกับอุณหภูมิสสารสถานะเสื่อมสามารถบีบอัดได้เมื่อเทียบกับสิ่งอื่น นั่นหมายความว่าความหนานแน่นของดาวแคระขาวที่มีมวลมากจะมากกว่าดาวแคระขาวที่มวลน้อยกว่ามาก ๆ รัศมีของดาวแคระขาวจะลดลงเมื่อมีมวลเพิ่มมากขึ้น
การมีอยู่ของขีดจำกัดมวลที่ไม่มีดาวแคระขาวใดสามารถเกินกว่านี้ได้คือผลสำคัญที่จะถูกค้ำยันโดยความดันสถานะเสื่อมของอิเล็กตรอน มวลทั้งหลายนี้ถูกเผยแพร่ในปี 1929 โดย วิลเฮล์ม แอนเดอร์สัน และปี 1930 โดย เอ็ดมอนด์ ซี. สโตนเนอร์ ค่าขีดจำกัดใหม่ถูกเผยแพร่ในปี 1931 โดยสุพรหมัณยัน จันทรเศขร ในงานวิจัยของเขา "มวลมากที่สุดของดาวแคระขาวในอุดมคติ" สำหรับดาวแคระขาวที่ไม่มีการหมุน ซึ่งเท่ากับค่าที่ได้จากการประมาณ 5.7/μe2 เท่าของดวงอาทิตย์ เมื่อ μeคือน้ำหนักโมเลกุลเฉลี่ยต่ออิเล็กตรอนของดาวคือคาร์บอน-12 และออกซิเจน-16 ที่ประกอบอยู่มากในดาวแคระขาวคาร์บอนออกซิเจน ทั้งคู่มีเลขอะตอมเท่ากับครึ่งหนึ่งของน้ำหนักอะตอมเมื่อแทน μe เท่ากับ 2 ก็จะได้ค่า 1.4 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ ใกล้กับค่าที่ประมาณในเวลาเริ่มต้นศตวรรษที่ 20 นี่เป็นเหตุผลที่ทำให้เชื่อว่าดาวประกอบด้วยธาตุที่หนักมากเป็นองค์ประกอบสำคัญ และในงานวิจัยของจันทรเศขรตั้งค่าเฉลี่ยโมเลกุลต่ออิเล็กตรอน μe เท่ากับ 2.5 จะทำให้ได้ขีดจำกัดเท่ากับ 0.91 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ เหมือนของ วิลเลียม อัลเฟรด ฟาวเลอร์ จันทรเศขรได้รับรางวัลโนเบลจากผลงานนี้และงานอื่นของเขาในปี 1983 ขีดจำกัดมวลปัจจุบันเรียกว่า "ขีดจำกัดจันทรเศขร"
ถ้าดาวแคระขาวมีมวลเกินกว่าขีดจำกัดจันทรเศขรและไม่มีปฏิกิริยานิวเคลียร์ ความดันที่เกิดขึ้นจากอิเล็กตรอนก็จะไม่สามารถรักษาสมดุลระหว่างแรงโน้มถ่วงได้นานและก็จะพังทลายลงมาเป็นวัตถุที่มีความหนาแน่นสูงกว่า เช่น ดาวนิวตรอนหรือหลุมดำ อย่างไรก็ตามดาวแคระขาวคาร์บอนออกซิเจนจะเพิ่มมวลจากดาวคู่ของมันและดับปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันทำให้เกิดซูเปอร์โนวาประเภท 1a และดาวแคระขาวจะถูกทำลายก่อนที่จะถึงขีดจำกัดมวล
ดาวแคระขาวมีกำลังส่องสว่างต่ำและปรากฏเป็นแถบใต้แผนภาพของแฮร์ตสปรอง–รัสเซิล (แผนภาพ HR) ซึ่งเป็นกราฟที่แสดงความสัมพันธ์ระหว่างกำลังส่องสว่างกับสีหรืออุณหภูมิ มันไม่ไปปะปนกับวัตถุมวลน้อยอื่น ๆ ของแถบลำดับหลักเช่นดาวแคระแดงที่จุดไฮโดรเจนนิวเคลียร์ฟิวชันที่ใจกลางมีความดันจากอุณหภูมิหรือดาวแคระน้ำตาลที่มีอุณหภูมิต่ำ
ความสัมพันธ์ระหว่างมวลกับรัศมีและขีดจำกัดมวล
เป็นการง่ายที่จะหาความสัมพันธ์อย่างคร่าว ๆ ระหว่างมวลกับรัศมีโดยใช้การใช้ Energy minimization argument พลังงานของดาวแคระขาวสามารถประมาณได้จากการรวมกันของพลังงานศักย์โน้มถ่วงและพลังงานจลน์ พลังงานศักย์โน้มถ่วงของหน่วยมวลของดาวแคระขาว Eg จะคือ -GM/R เมื่อ G เป็นค่าคงที่แรงโน้มถ่วง M เป็นมวลของดาวแคระขาวและ R เป็นรัศมี พลังงานจลน์ต่อหน่วยมวล Ek ขั้นต้นจะหาได้จากการเคลื่อนที่ของอิเล็กตรอน ดังนั้นจึงมีค่าประมาณ N p2/2m เมื่อ p เป็นโมเมนตัมเฉลี่ยของอิเล็กตรอน m คือมวลอิเล็กตรอนและ N คือจำนวนอิเล็กตรอนต่อหน่วยมวล เพราะอิเล็กตรอน degenerate ดังนั้นจึงสามารถประมาณ p ได้จากหลักความไม่แน่นอนของโมเมนตัม Δp จาก ΔpΔx ในออร์เดอร์ของ ค่าคงที่ของพลังค์ ħ และ Δx คือระยะทางเฉลี่ยระหว่างอิเล็กตรอนซึ่งประมาณ n-1/3 นั่นคือ รากที่สามของจำนวนความหนาแน่น เมื่อ n คือจำนวนอิเล็กตรอนต่อหน่วยปริมาตร เพราะว่า N M อิเล็กตรอนในดาวแคระขาวและปริมาตรของมันอยู่ในออร์เดอร์ R3 n จึงอยู่ในออร์เดอร์ของ N M/R3
ในการพิสูจน์หาพลังงานจลน์ต่อหน่วยมวล Ek หาจาก
ดาวแคระขาวจะอยู่ในสภาวะสมดุลเมื่อ Eg + Ek มีค่าต่ำสุด จากจุดนี้จึงสามารถเปรียบเทียบพลังงานศักย์และพลังงานจลน์ได้ ดังนั้นเราจึงหาความสัมพันธ์ของมวลและรัศมีโดยการคำนวณขนาดของมัน
พิสูจน์หารัศมี R, ให้
ตัด N ซึ่งขึ้นกับองค์ประกอบของดาวแคระขาวและค่าคงที่จักรวาลทิ้ง เหลือความสัมพันธ์ของมวลกับรัศมี
นั่นคือรัศมีของดาวแคระขาวแปรผกผันตามสัดส่วนของรากที่สามของมวลเพราะการวิเคราะห์นี้ไม่ใช้สูตรสัมพัทธภาพ คือ p2/2m สำหรับพลังงานจลน์ ถ้าเราวิเคราะห์สถานการณ์ที่ความเร็วของอิเล็กตรอนในดาวแคระขาวใกล้เคียงกับความเร็วแสงมาก c เราต้องแทน p2/2m ด้วยการประมาณ relativistic p c สำหรับพลังงานจลน์ ถ้าแทนด้วยการประมาณนี้จะได้
ถ้าเราเปรียบเทียบกับขนาดของ Eg เราจะพบว่า R ตัดออกจากมวลและถูกบังคับให้กลายเป็น
จะเห็นว่าว่าเมื่อเราเพิ่มมวลให้กับดาวแคระขาว รัศมีของมันก็จะลดลง จากการใช้หลักความไม่แน่นอนจะพบว่าโมเมนตัมหรือความเร็วจะเพิ่มขึ้นจนความเร็วใกล้เคียงแสง การใช้ทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปจะแน่นอนแม่นยำที่สุด หมายความว่ามวล M ของดาวแคระขาวจะต้องเข้าใกล้ M limit
เพื่อที่จะทำให้การคำนวณความสัมพันธ์ระหว่างมวลและรัศมีเพิ่มขึ้นและขีดจำกัดมวลของดาวแคระขาวแม่นยำขึ้น ต้องคำนวณสมการสถานะซึ่งจะอธิบายถึงความสัมพันธ์ระหว่างความหนาแน่นและความดันในสสารของดาวแคระขาวด้วย ถ้าให้ความหนาแน่นและความดันทั้งคู่เป็นฟังก์ชันของรัศมีจากศูนย์กลางของดาว สมการของระบบก็จะประกอบด้วยสมการสถิตยศาสตร์ของไหล พร้อมกับสมการสถานะจะสามารถแก้สมการเพื่อหาโครงสร้างของดาวแคระขาวในสภาวะสมดุลได้ ในกรณีของ non-relativistic เราจะยังคงหาได้ว่ารัศมีแปรผกผันกับสัดส่วนของรากที่สามของมวล การแก้โดยสัมพัทธภาพจะได้ผลลัพธ์ที่เปลี่ยนแปลงไปคือรัศมีจะกลายเป็น 0 เมื่อมีมวลเท่ากับขีดจำกัดมวล (หรือขีดจำกัดจันทรเศขร) เมื่อดาวแคระขาวไม่สามารถที่จะถูกพยุงด้วยความดันสถานะเสื่อมของอิเล็กตรอนได้ จากกราฟแสดงให้เห็นถึงผลลัพธ์ที่ได้จากการคำนวณเส้นสีน้ำเงินคือแบบจำลองการเปลี่ยนแปลงรัศมีและมวลซึ่ง non-relativistic และเส้นสีเขียวคือ relativistic แบบจำลองทั้งสองถูกแก้โดยให้ดาวแคระขาวเป็นแก๊สเฟอร์มิเย็นในสภาวะสมดุลอุทกสถิตค่าเฉลี่ยของมวลโมเลกุลกำหนดให้เป็น 2 มวลและรัศมีถูกวัดในหน่วยเท่าของดวงอาทิตย์
ในการคำนวณทั้งหมดสมมติให้ดาวแคระขาวไม่หมุน ถ้าดาวแคระขาวหมุน สมการ Hydrostatic จะต้องคิดแรงสู่ศูนย์กลางเทียมในกรอบหมุนด้วย สำหรับดาวแคระขาวที่หมุนอย่างสม่ำเสมอ ขีดจำกัดมวลจะเพิ่มขึ้นเพียงเล็กน้อย ในปี 1947 Fred Hoyle ได้แสดงให้เห็นถึงดาวหมุนอย่างไม่สม่ำเสมอและไม่คิดถึงความหนืดว่ามวลจะไม่มีขีดจำกัดสำหรับแบบจำลองที่เป็นไปได้ของดาวแคระขาวที่อยูในสภาวะสมดุลอุทกสถิตอย่างไรก็ตามมันก็จะอยู่ในสภาวะสมดุลไดนามิก
การแผ่รังสีและการเย็นตัว
การแผ่รังสีในช่วงคลื่นแสงที่ถูกแผ่ออกมาในดาวแคระขาวจะแปรผันในช่วงความยาวคลื่นกว้าง จากสีน้ำเงินของดาวชนิด O ในแถบลำดับหลักไปจนถึงดาวแคระแดงชนิด M ดาวแคระขาวมีอุณหภูมิยังผลที่พื้นผิวสูงกว่า 150,000 K จนต่ำกว่า 4,000 K และจากกฎสเตฟาน โบล์ทซมาน กำลังส่องสว่างจะเพิ่มขึ้นพร้อมกับอุณหภูมิพื้นผิว พิสัยของอุณหภูมิพื้นผิวนี้สัมพันธ์กับกำลังส่องสว่างตั้งแต่ 100 เท่าของดวงอาทิตย์และต่ำกว่า 1/10,000 เท่าของดวงอาทิตย์ ดาวแคระขาวร้อนที่มีอุณหภูมิพื้นผิวเกินกว่า 30,000 K ซึ่งถูกสำรวจในช่วง X-ray ที่มีพลังงานต่ นี่ทำให้องค์ประกอบและโครงสร้างของบรรยากาศถูกศึกษาโดยการสังเกตการณ์ X-ray อ่อน ๆ และอุลตร้าไวโอเลต ถ้าดาวแคระขาวไม่มีการเพิ่มมวลจากดาวคู่ของมันหรือแหล่งอื่น การแผ่รังสีก็จะมาจากความร้อนที่สะสมไว้ ดาวแคระขาวมีพื้นที่ผิวน้อยมากสำหรับการแผ่รังสี ดังนั้นมันจะยังคงร้อนไปตลอดระยะเวลายาวนาน ถ้าดาวแคระขาวเย็นและมีอุณหภูมิพื้นผิวลดลง การแผ่รังสีของมันจะเป็นแดงขึ้นและกำลังส่องสว่างจะลดลง เพราะดาวแคระขาวไม่มีการแผ่พลังงานอื่นนอกจากการแผ่รังสีทำให้การแผ่รังสีของมันช้า Bergeron, Ruiz และ Leggett ยกตัวอย่างการประมาณว่าหลังจากดาวแคระขาวคาร์บอนที่มีมวล 0.59 เท่าของดวงอาทิตย์และบรรยากาศที่ประกอบด้วยไฮโดรเจน อุณหภูมิพื้นผิวลดต่ำลงถึง 7,140 K จะใช้เวลา 1.5 พันล้านปี ดาวที่เย็นประมาณ 500 ถึง 6,590 K ใช้เวลาประมาณ 0.3 พันล้านปีแสง แต่สองขั้นต่อไปคือประมาณ 500 K (ถึง 6,030 และ 5,550 K) จะอยู่ 0.4 แรกถึง 1.1 พันล้านปี ถึงแม้ว่าองค์ประกอบของดาวแคระขาวเป็นพลาสมาเริ่มแรก มันก็ถูกทำนายตามทฤษฎีในทศวรรษที่ 1960 ในการเย็นตัวขั้นสุดท้าย มันควรจะเป็น crystallize ที่จุดศูนย์กลางดาว โครงสร้างของ crystal ถูกคิดว่าจะเป็น body-centered cubic ในปี 1995 มันถูกแสดงให้เห็นว่าการเต้นเป็นจังหวะของดาวแคระขาวจากการสังเกตการณ์แผ่นดินไหวบนดาวเป็นผลคือการทดสอบพลังงานศักย์ในทฤษฎี crystalization และปี 2004 Travis Metcalfe และทีมนักวิจัย Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics ประมาณจากการสังเกตการณ์ว่าประมาณ 90% ของมวลของ BPM 37093ถูก crystallize จากงานอื่นพบว่ามวลคริสตัลเป็นอัตราส่วนระหว่าง 32% และ 82% การสำรวจดาวแคระขาวส่วนใหญ่พบอุณหภูมิพื้นผิวที่สูงระหว่าง 8,000 K และ 4,000 K ดาวแคระขาวใช้เวลาในการเย็นตัวในช่วงชีวิตของมันมากกว่าขณะที่อุณหภูมิสูง ดังนั้นเราควรคาดว่าดาวแคระขาวที่เย็นตัวแล้วมีมากกว่าดาวแคระที่ร้อนกว่า ครั้งหนึ่งเราปรับอคติที่เกิดจากการเลือกตัวอย่าง ว่าดาวแคระขาวที่ร้อนมีกำลังส่องสว่างมากกว่าจะง่ายต่อการสังเกต เราพบว่าการพิสัยการลดลงของอุณหภูมิถูกตรวจสอบจากผลลัพธ์ในการค้นพบดาวแคระขาว แนวทางนี้หยุดเมื่อพวกเราเอื้อมไปถึงดาวแคระขาวที่เย็นตัวลงมาก ดาวแคระขาวจำนวนมากถูกสังเกตว่าอุณหภูมิพื้นผิวต่ำกว่า 4,000 K และดาวจำนวนน้อยที่จะถูกพบว่ามีอุณหภูมิต่ำกว่า 4,000 K และหนึ่งดาวที่เย็นที่สุดที่ถูกสำรวจ WD 0346+246 มีอุณหภูมิพื้นผิวประมาณ 3,900 K เหตุผลนั้นสำหรับมันคืออายุของเอกภพมีจำกัด ไม่มีเวลาพอที่จะทำให้ดาวแคระขาวเย็นตัวลงถึงอุณหภูมินี้ได้ ฟังก์ชันกำลังส่องสว่างของดาวแคระขาวสามารถถูกใช้ในการหาระยะเวลาที่ดาวเริ่มจะก่อตัวในบริเวณนั้น การประมาณอายุของจานดาราจักรจากวิธีนี้คือ 8 พันล้านปี ดาวแคระขาวจะเย็นตัวลงจะกลายเป็นดาวที่ไม่มีการแผ่รังสีหรือดาวแคระดำจากการประมาณสมดุลทางเทอร์โมไดนามิกส์ที่สิ่งแวดล้อมที่มันอยู่และพื้นหลังของจักรวาล อย่างไรก็ตามยังไม่มีดาวแคระดำในปัจจุบัน
ชั้นบรรยากาศและสเปกตรัม
ถึงแม้ว่าดาวแคระขาวส่วนใหญ่จะถูกพบว่าประกอบด้วยคาร์บอนและออกซิเจน แต่ตามปกติสเปกตรัมจะถูกแสดงให้เห็นว่าแสงมาจากชั้นบรรยากาศที่สังเกตพบไฮโดรเจนหรือฮีเลียมที่เด่นขึ้นมา ธาตุที่เด่นปกติจะมีมากกว่าธาตุอื่น ๆ อย่างน้อยที่สุด 1,000 เท่า ซึ่งถูกอธิบายในปี 1940 โดย Schatzman แรงโน้มถ่วงพื้นผิวที่สูงทำให้ความบริสุทธิ์โดยการแยกชั้นบรรยากาศโดยแรงโน้มถ่วง ธาตุที่หนักกกว่าจะอยู่ข้างล่างและธาตุที่เบากว่าจะอยู่ข้างบน ชั้นบรรยากาศนี้ จะมีเฉพาะบางส่วนของดาวแคระขาวที่สามารถมองเห็นได้ ด้านบนสุดของเปลือกที่ส่วนที่เหลืออยู่ของเปลือกในเฟสAGBและน่าจะประกอบด้วยสสารที่ถูกเพิ่มจากสสารระหว่างดาว เปลือกหุ้มนี้เชื่อว่าประกอบด้วยชั้นฮีเลียมที่มีมวลไม่มากไปกว่า 1/100 ของมวลทั้งหมด ถ้าบรรยากาศมีไฮโดรเจนที่เด่นก็จะถูกทับด้วยชั้น"ฮโดรเจนที่มีมวลประมาณ 1/10,000 เท่าของมวลดาว
ถึงแม้ว่าจะบาง ชั้นนอกจะกำหนดวิวัฒนาการของอุณหภูมิของดาวแคระขาว degenerate electrons ใน conduct heat well ของดาวแคระขาว มวลดาวแคระขาวส่วนใหญ่จะเป็นisothermal และมันก็จะร้อนด้วยอุณหภูมิพื้นผิว 8,000K และ 16,000K ที่ใจกลางมีอุณหภูมิประมาณ 5,000,000 ถึง 20,000,000K ดาวแคระขาวจะเย็นตัวลงอย่างรวดเร็วเฉพาะที่ผิวนอกของมัน ในการพยายามที่จะแยกประเภทดาวแคระขาวครั้งแรกเมื่อปี 1941 โดย G.P. Kuiper และหลากหลายประเภทมีเสนอและใช้ตั้งแต่นั้น ระบบที่ใช้ในปัจจุบันคิดค้นโดย Edward M. Sion และผู้เขียนร่วมของเขาในปี 1983 และแก้ไขในเวลาต่อมา การจัดสเปกตรัมจะใช้สัญลักษ์ที่ประกอบด้วยอักษร D นำหน้าและตามด้วยอักษรที่บอกถึงลักษณะพิเศษขั้นต้นและอักษรที่ตามมาบอกถึงลักษณะพิเศษขั้นต่อมาของสเปกตรัม และเลขดัชนีพื้นผิวถูกคำนวณโดวยการแบ่ง 50,400K โดยอุณหภูมิยังผล ตัวอย่างเช่น สัญลักษณ์ ? และ : จะใช้เมื่อการจัดประเภทให้ถูกต้องได้นั้นไม่มีความแน่นอน ดาวแคระขาวจะมีสเปกตรัมขั้นต้นจัดอยู่ในประเภท DA มีไฮโดรเจนเด่นที่บรรยากาศ มันมีจำนวนเป็นส่วนใหญ่ของดาวแคระขาวที่สำรวจทั้งหมด สัดส่วนน้อย ๆ (คร่าว ๆ 0.1%) มีคาร์บอนเด่นในชั้นบรรยากาศ สมมติว่าคาร์บอนและโลหะไม่ประกฎ การจัดสเปกตรัมจะขึ้นกับอุณหภูมิยังผล ระหว่างประมาณ 100,000 ถึง 45,000K จะจัดอยู่ในประเภท DO จะมี Singly ionezed helium เด่น ระหว่าง 300,000K ถึง 12,000 K สเปกตรัมจะไม่มีลักษณะพิเศษและจัดประเภทเป็น DC เหตุผลของการไม่มีดาวแคระขาวที่มีบรรยากาศที่มีฮีเลียมเด่นและอุณหภูมิ 30,000K ถึง 45,000K จะเรียกว่า DB gap ถ้าไม่ชัดเจนก็จะคาดเดาจากกระบวนการวิวัฒนาการชั้นบรรยากาศอย่างเช่นการแยกโดยแรงโน้มถ่วงและการผสมจากการพา
การแปรแสง
ในการคำนวณในยุคแรก ถูกแนะนำว่าควรจะมีดาวแคระขาวที่มีกำลังส่องสว่างแปรไปโดยมีคาบประมาณ 10 วินาที แต่การค้นหาในทศวรรษที่ 1960 ล้มเหลวในการค้นหา ดาวแคระขาวแปรแสงที่ค้นพบครั้งแรกคือ HL Tau 76 ในปี 1965 และ 1966 Arlo U. Landlt ถูกค้นพบเมื่อมันแปรแสงโดยที่มีคาบประมาณ 12.5 นาที เหตุผลที่คาบยาวกว่าที่ทำนายไว้คือการแปรแสงของ HL Tau 76 เหมือนกับดาวแคระขาวที่สามารถแปรแสงเป็นจังหวะอื่น ๆ ที่รู้จัก เกิดจากการเต้นเป็นจังหวะ non-radial graity wave ชนิดที่รู้จักของดาวแคระขาวที่เต้นเป็นจังหวะมีดาว DAV หรือ ZZ Ceti และ HL Tau 76 มีบรรยากาศทึ่ไฮโดรเจนเด่น และมีสเปกตรัมชนิด DA DBV หรือดาว V777 Her มีบรรยากาศที่ฮีเลียม คาร์บอน ออกซิเจน เด่น GW Vir (บางครั้งถูกแบ่งย่อยเป็นสเปกตรัม DOV และดาว PNNV) ที่ชั้นบรรยากาศเด่นด้วยฮีเลียม คาร์บอนและออกซิเจน แต่ไม่ใช่ดาวแคระขาว ถ้าพูดตรง ๆ ดาวจะอยู่บนตำแหน่งระหว่างแขนงดาวยักษ์เชิงเส้นกำกับ และพื้นที่ของดาวแคระขาวบนแผนภาพ HR มันควรจะถูกเรียกว่า pre white dwarfs ดาวแคระขาวจะแปรแสงเพียงเล็กน้อยคือ 1%-30% ของแสงที่แผ่ออกมา เกิดจากการรวมกันของโหมดการสั่นของคาบร้อยถึงพันวินาที การสังเกตการณ์ของการแปรแสงเป็นหน้าที่ของ asteroseismological พิสูจน์เกี่ยวกับภายในของดาวแคระขาว
การวิวัฒนาการ
ดาวแคระขาวถูกพิจารณาว่าเป็นจุดสิ้นสุดของการวิวัฒนาการของดาวฤกษ์จากแถบดาวกระบวนหลักที่มีมวลตั้งแต่ 0.07 ถึง 10 เท่าของดวงอาทิตย์ ส่วนประกอบของดาวแคระขาวจะแตกต่างกันขึ้นอยู่กับมวลเริ่มต้นของดาว
ดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยมาก
ถ้าดาวในแถบกระบวนหลักมวลมีน้อยกว่าที่ประมาณไว้คือครึ่งหนึ่งของดวงอาทิตย์ มันจะไม่สามารถที่จะหลอมฮีเลียมที่ใจกลางได้ ทำให้ถูกพิจารณาว่าช่วงชีวิตของมันจะเกินกว่าอายุของเอกภพ ดังนั้นในช่วงสุดท้ายดาวจะหลอมไฮโดรเจนทั้งหมดและวิวัฒนาการเป็นดาวแคระขาวที่ประกอบด้วย helium-4 nuclei จากระยะเวลาที่กระบวนการใช้จะเห็นว่าไม่ค้นพบจุดกำเนิดของการสำรวจดาวแคระแบบฮีเลียม ในทางตรงข้ามเราอาจจะคิดผลผลิตของมวลที่หายไปในระบบดาวคู่หรือมวลที่หายไปของคู่ดาวเคราะห์ขนาดใหญ่
ดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยหรือปานกลาง
ถ้าดาวในกระบวนการหลักมีมวลระหว่างประมาณ 0.5 ถึง 8 เท่าของดาวงอาทิตย์ ใจกลางก็จะร้อนพอที่จะสามารถหลอมฮีเลียมกลายเป็นคาร์บอนและออกซิเจนโดยกระบวนการtriple-alpha process ได้ แต่ก็ยังไม่เคยพบว่าจะมีดาวที่ร้อนพอที่จะหลอมจากคาร์บอนเป็นนีออนได้ ใกล้ ๆ กับจุดจบของดาวที่จะเกิดปฏิกิริยาฟิวชัน ดาวดาวจะมีใจกลางคาร์บอน ออกซิเจนจะไม่เกิดปฏิกิริยาฟิวชันและถูกล้อมรอบด้วยชั้นการหลอมฮีเลียมชั้นในและชั้นการหลอมไฮโดรเจนชั้นนอก ในแผนภาพ HR จะพบอยู่ในแขนงดาวยักษ์เชิงเส้นกำกับ มันจะพ่นมวลสารชั้นนอกออกไปเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์ จะเหลือเฉพาะแก่นคาร์บอนและออกซิเจน กระบวนการนี้จะทำให้เกิดดาวแคระขาวประเภทคาร์บอนออกซิเจนซึ่งเป็นส่วนใหญ่ของดาวแคระขาวทั้งหมดที่สำรวจพบ
ดาวฤกษ์ที่มีปานกลางหรือมวลมาก
ถ้าดาวมีมวลเพียงพอ ใจกลางของมันจะมีความร้อนเพียงพอที่จะจุดคาร์บอนเป็นนีออน และหลอดนีออนเป็นเหล็ก ดังนั้นดาวจะไม่สามารถจะกลายเป็นดาวแคระขาวที่มีมวลของใจกลางของมันซึ่งไม่เกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันแต่ถูกพยุงด้วยความดันอิเล็กตรอนดีเจเนอเรซี เมื่อมีมวลมากเกินกว่ามวลที่เป็นไปได้ที่จะสามารถพยุงได้ด้วยความดันดีเจเนอเรซี ใจกลางดาวก็จะยุบตัวและก็จะระเบิดเป็น core-collapse supernova ซึ่งจะเหลือดาวนิวตรอนหรือหลุมดำ หรือดาวที่หนาแน่นประหลาดอื่น ๆ ดาวในแถบกระบวนหลักบางดวงอาจจะเป็นไปได้ที่มวล 8 - 10 เท่าของดวงอาทิตย์มากพอที่จะหลอมคาร์บอนเป็นนีออนและแมกนีเซียมหรืออาจจะมีมวลไม่พอที่จะหลอมนีออน ดังนั้นดาวควรจะเหลือซากดาวแคระขาวที่ประกอบไปด้วยออกซิเจน นีออนและแมกนีเซียมโดยมีเงื่อนไขว่าใจกลางไม่ยุบตัวหรือปฏิกิริยาฟิวชันจะไม่รุนแรงจนพัดพาบางส่วนออกไปกลายเป็นซูเปอร์โนวา ตลอดจนดาวแคระขาวโดดเดียวบางดวงจะถูกจำแนกเป็นชนิดนี้ หลักฐานส่วนใหญ่สำหรับการมีอยู่ของดาวชนิดนี้จะมากจากโนวาที่ถูกเรียกว่าโนวา OneMg หรือ Neon สเปกตรัมของโนวานี้จะอุดมไปด้วยนีออน แมกนีเซียม หรือมวลตัวกลางอื่น ๆ ที่ปรากฏเฉพาะการเพิ่มสสารไปยังดาวแคระขาวนีออนแมกนีเซียมที่สามารถอธิบายได้
จุดจบ
ดาวแคระขาวจะมีความเสถียรในรูปแบบหนึ่งและจะยังคงเป็นเช่นนั้นต่อไปในการเย็นตัวซึ่งส่วนใหญ่ไม่แน่ชัด ในที่สุดจะกลายเป็นดาวแคระขาวสีดำเรียกว่าดาวแคระดำ สมมติว่าเอกภพขยายตัวต่อไปเรื่อย ๆ ก็จะถูกพิจารณาว่าใน 1019 ถึง 1020 กาแล็กซีจะค่อย ๆ หายไปในขณะที่ดาวออกไปสู่ที่ว่างระหว่างกาแล็กซี โดยทั่วไปดาวแคระขาวก็จะรอด ถึงแม้ว่าการชนกันของดาวแคระขาวจะทำให้เกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์หรือดาวแคระขาวที่มีมวลมากกว่าขีดจำกัดจันทรเศขรก็จะระเบิดเป็นซูเปอร์โนวาชนิด Ia ช่วงชีวิตของดาวแคระขาวจะพิจารณาจากอายุขัยของโปรตอนเป็นที่รู้กันว่าน้อยกว่า 1032 ปี บางทฤษฎี simple grand unified ก็ทำนายว่าอายุขัยของโปรตอนไม่มากไปกว่า 1049 ปี ถ้าทฤษฎีนี้ใช้ไม่ได้ โปรตอนจะสลายตัวด้วยปฏิกิริยานิวเคลียร์ที่ซับซ้อนมากขึ้นหรือกระบวนการ quantum gravitational ซึ่งเกี่ยวข้องกับ virtual black hole ในกรณีนี้อายุขัยของมันก็จะประมาณว่าไม่มากไปกว่า 10200 ปี ถ้าโปรตอนสลายตัว มวลของดาวแคระขาวก็จะลดลงอย่างช้า ๆ กระทั่งมวลของมันส่วนใหญ่กลายเป็นก้อนสสาร nondegenerate และก็จะหายไปในที่สุด
ระบบดาว
ดาวแคระขาวและระบบดาวเคราะห์เป็นมรดกตกทอดจากดาวต้นกำเนิดและอาจจะมีผลกับดาวแคระขาวหลากหลายทาง กล้องสังเกตการณ์ในช่วงคลื่นอินฟราเรดที่สร้างโดยนาซาSpitzer Space Telescope สังเกตดาวใจกลางของ Helix Nebula ชี้ให้เห็นถึงการมีอยู่ของเมฆฝุ่น ซึ่งอาจจะมีสาเหตุมาจากการชนกันของดาวหาง อาจจะเป็นไปได้ว่าสสารนี้เป็นสาเหตุของการแผ่รังสีเอกซ์จากใจกลางของดาว ในทำนองเดียวกัน การสังเกตการณ์ใน 2004 แสดงการมีอยู่ของเมฆฝุ่นอยู่รอบ ๆ ดาวแคระขาว G29-38 (ประมาณว่าก่อตัวจากแขนงดาวยักษ์เชิงเส้นกำกับเมื่อประมาณ 500 ล้านปีที่แล้ว) ซึ่งอาจจะถูกสร้างโดยการแตกตัวจากแรงไทดัลของดาวหางที่ผ่านไปใกล้ดาวแคระขาว ถ้าดาวแคระขาวอยู่ในระบบดาวคู่ก็อาจจะมีปรากฏการณ์ต่าง ๆ นานาเกิดขึ้นเช่นโนวาและซูเปอร์โนวาชนิด Ia และอาจจะเป็นแหล่งกำเนิด Super-soft x-ray ได้เช่นกัน ถ้ามันสามารถที่จะนำเอาสสารจากคู่ของมันเร็วพอที่รักษาปฏิกิริยาฟิวชันที่ผิวมันได้
ซูเปอร์โนวาชนิด Ia
มวลอิสระของดาวแคระขาวไม่หมุนจะไม่สามารถมากเกินไปกว่าขีดจำกัดของจันทรเศขรหรือประมาณ 1.4 เท่าของดวงอาทิตย์ (ขีดจำกัดนี้จะเพิ่มขึ้นถ้าดาวแคระขาวหมุนอย่างรวดเร็วและไม่คงที่) อย่างไรก็ตามดาวแคระขาวในระบบคู่จะดึงสสารมาจากคู่ของมันและเพิ่มทั้งมวลและความหนาแน่น ถ้ามวลนี้มีค่าเข้าใกล้ขีดจำกัดจันทรเศขร ในทางทฤษฎีมันจะทำให้เกิดการระเบิดจากการจุดนิวเคลียร์หรือมันจะยุบตัวกลายเป็นดาวนิวตรอน การเพิ่มมวลภายใต้เงื่อนไขกลไกพิเศษในปัจจุบัน single-degenerate model สำหรับซูเปอร์โนวาชนิด Ia ในแบบจำลองนี้ ดาวแคระขาวเพิ่มสสารจากคู่ของมันและเพิ่มมวลและความกดดันที่แก่น จนเชื่อว่าความร้อนแรงกดดันที่ใจกลางจะนำไปสู่การจุดปฏิกิริยาฟิวชันหลอมคาร์บอนเมื่อมวลเข้าใกล้ขีดจำกัดของจันทรเศขร เพราะว่าดาวแคระขาวถูกพยุงโดยแรงโน้มถ่วงและแรงดันควอนตัมดีเจเนอเรซีถูกแทนที่ด้วยความดันจากอุณหภูมิ เพิ่มความร้อนให้ภายในของดาวเพื่อให้อุณหภูมิสูงขึ้นโดยที่ไม่เพิ่มความดัน ดังนั้นดาวแคระขาวจะไม่ขยายตัวและตอบสนองด้วยการเย็นลง ตรงกันข้ามในเมื่อเพิ่มอุณหภูมิจะเร่งอัตราปฏิกิริยาฟิวชันในกระบวนการ Thermal runaway ที่ป้อนตัวมันเอง thermonuclear flame ก็จะบริโภคดาวแคระขาวจำนวนมากในเวลาไม่กี่วินาที ทำให้เกิดการระเบิดทำลายดาวจนสิ้น ในกลไกที่เป็นไปได้อื่น ๆ สำหรับซูเปอร์โนวาชนิด Ia double-degenerate model สองดาวแคระคาร์บอนออกซิเจนในระบบดาวคู่จะรวมกันและเกิดเป็นวัตถุที่มีมวลมากกว่าขีดจำกัดจันทรเศขรและปฏิกิริยาฟิวชันหลอมคาร์บอนก็จะถูกจุดขึ้นมา
เปลว สีเงิน
เปลว สีเงิน เป็นนามปากกาของ โรจน์ งามแม้น ประธานกรรมการบริหารบริหารหนังสือพิมพ์ ไทยโพสต์ นักหนังสือพิมพ์อาวุโส ผู้เขียนบทความวิเคราะห์การเมืองและสังคม ตีพิมพ์ในหน้า 5 ของหนังสือพิมพ์ไทยโพสต์ ชื่อคอลัมน์ "คนปลายซอย" เคยเขียนบทความวิเคราะห์ปัญหาทางด้านการเมือง เศรษฐกิจ และสังคม ชื่อคอลัมน์ "สะบัดปากกา ตีแสกหน้า" ตีพิมพ์ในหนังสือพิมพ์ไทยรัฐ ระหว่างปี พ.ศ. 2523-2534 ใช้นามปากกา "เปลว สีเงิน" ก่อนจะลาออกมาร่วมก่อตั้งหนังสือพิมพ์สยามโพสต์ และไทยโพสต์ในเวลาต่อมา
เปลว สีเงิน ได้รับการเชิดชูเกียรติ รางวัล "นักเขียนอมตะ" (อมตะ ไรเตอร์ อวอร์ด) คนที่ 2 ประจำปี พ.ศ. 2548 จากมูลนิธิอมตะ โดยนายวิกรม กรมดิษฐ์
ประวัติ
โรจน์ งามแม้น เกิดเมื่อ พ.ศ. 2487 ที่จังหวัดสมุทรสงคราม จบชั้นมัธยมที่โรงเรียนวัดโพธิ์ กรุงเทพฯ เริ่มเขียนหนังสือเมื่ออายุ 14 ปี เขียนเรื่องส่งหนังสือพิมพ์ต่าง ๆ  เคยเป็นนักการเฝ้าโรงพิมพ์ประชาธิปไตย และฝึกหัดตนเองจนได้เป็นนักข่าวอาชญากรรมของหนังสือพิมพ์เกียรติศักดิ์  พ.ศ. 2514 เป็นหัวหน้าข่าวหน้าหนึ่งของหนังสือพิมพ์บ้านเมือง และได้เลื่อนขั้นเป็นหัวหน้าข่าวภูมิภาค เขียนคอลัมน์ข่าวอาชญากรรมใช้นามปากกา "นายจิบ" ด้วยสำนวนสนุกสนานเฉพาะตัว ต่อมาจึงย้ายไปอยู่หนังสือพิมพ์ดาวสยาม
โรจน์เริ่มใช้นามปากกา "เปลว สีเงิน" เมื่อเขียนคอลัมน์ "เตะผ่าหมาก" ตีพิมพ์ในหนังสือพิมพ์เดลินิวส์ ก่อนจะลาออกไปรับตำแหน่งหัวหน้าข่าวหน้าหนึ่ง หนังสือพิมพ์ไทยรัฐ และเขียนคอลัมน์ "สะบัดปากกา ตีแสกหน้า" ต่อมา พ.ศ. 2534 รับตำแหน่งหัวหน้ากองบรรณาธิการ และเขียนคอลัมน์ "ระหว่างบรรทัด" ในหนังสือพิมพ์สยามโพสต์ ซึ่งเป็นหนังสือพิมพ์ภาษาไทยในเครือบางกอกโพสต์ และลาออกไปก่อตั้งหนังสือพิมพ์ไทยโพสต์ ตีพิมพ์ฉบับแรกเมื่อวันที่ 21 ตุลาคม พ.ศ. 2539
นายโรจน์ได้รับพระราชทานปริญญาศึกษาศาสตรมหาบัณฑิตกิตติมศักดิ์ ศึกษาศาสตรมหาบัณฑิตกิตติมศักดิ์ (เทคโนโลยีและสื่อสารการศึกษา) จากมหาวิทยาลัยเทคโนโลยีราชมงคลธัญบุรี เมื่อวันที่ 16 ธันวาคม พ.ศ. 2552 โดยทางอธิการบดีมหาวิทยาลัยให้เหตุผลว่า นายโรจน์ประสบความสำเร็จในการประกอบวิชาชีพด้านสื่อสารมวลชนอย่างสร้างสรรค์และมีการพัฒนาอย่างต่อเนื่อง อีกทั้งยังเป็นแบบอย่างที่ดีให้แก่นักหนังสือพิมพ์รุ่นหลัง  ทั้งในด้านความรู้ความสามารถในการเขียนคอลัมน์  ที่มีสำนวนภาษาเฉพาะตัว  การใช้ภาษาไทยเรียบง่ายและน่าสนใจ  ถูกต้องตามหลักไวยากรณ์  สามารถอธิบายเรื่องยากให้เข้าใจง่าย
มงกุฎพระราชินีแมรี
มงกุฎพระราชินีแมรี (Crown of Queen Mary) เป็นมงกุฎพระอัครมเหสีของสมเด็จพระราชินีแมรีในสมเด็จพระเจ้าจอร์จที่ 5 มงกุฎองค์นี้ถูกสร้างขึ้นสำหรับพระราชพิธีบรมราชาภิเษกในปี ค.ศ. 1911
รูปแบบ
มงกุฎองค์นี้สร้างโดยบริษัทการ์ราร์ด แอนด์ โค ตัวเรือนทำด้วยเงิน และทองคำ ประดับด้วยเพชรกว่า 2,200 เม็ด รวมถึงเพชรโคอินัวร์ และเพชรคูลลิแนน 3 และคูลลิแนน 4 ปราศจากรัตนชาติอื่น ๆ ต่อมาในปีค.ศ. 1914 ได้ถูกถอดออกเปลี่ยนเป็นคริสตัลแทน ตัวเรือนประกอบด้วยส่วนโค้งจำนวน 4 โค้ง (8 ก้าน) ซึ่งแล่นไปรวมอยู่บนยอดซึ่งประดับด้วยลูกโลกฝังเพชรซึ่งเป็นฐานของกางเขนประดับตรงกลางด้วยเพชรคูลลิแนน 3 ทรงหยดน้ำ โดยนำแบบก้านโค้งมาจากมงกุฎพระราชินีอเล็กซานดรา ซึ่งจะแตกต่างจากมงกุฎราชาภิเษกองค์อื่น ๆ คือสามารถถอดประกอบส่วนโค้ง เพื่อสามารถสวมเป็นมงกุฎแบบไม่มียอดได้ (Circlet) ด้านในของมงกุฎกรุด้วยผ้ากำมะหยี่สีม่วงเข้ม และกรุขอบด้วยขนเออร์มิน
อัญมณีต่าง ๆ ส่วนใหญ่ของมงกุฎองค์นี้ถูกนำมาใช้ในปีค.ศ. 1937 ในพระราชพิธีบรมราชาภิเษกของสมเด็จพระราชินีเอลิซาเบธ พระมเหสีของพระราชโอรสของพระองค์ ซึ่งต่อมาคือสมเด็จพระเจ้าจอร์จที่ 6 แห่งสหราชอาณาจักร ซึ่งในระหว่างพระราชพิธีนั้น สมเด็จพระราชินีแมรี (พระราชชนนี) ทรงมงกุฎองค์นี้แบบไม่มียอดร่วมพระราชพิธีด้วย และต่อมาในรัชสมัยของพระราชนัดดาของพระองค์ คือ สมเด็จพระราชินีนาถเอลิซาเบธที่ 2 สมเด็จพระราชินีแมรี (พระอัยยิกา) ก็ยังทรงมงกุฎองค์นี้แบบย่ออยู่อย่างเสมอในพระราชพิธีต่าง ๆ และหลังจากเสด็จสวรรคตในปี ค.ศ. 1953 มงกุฎองค์นี้ก็ยังไม่ถูกทรงอีกเลย จนกระทั่งถูกสวมอีกครั้ง (อัญมณีสำคัญ ๆ ถูกแทนที่ด้วยคริสตัล) ในงานรัฐพิธีเลี้ยงพระกระยาหารค่ำโดยดัชเชสแห่งคอร์นวอลล์ ในพระบรมราชานุญาตเป็นกรณีพิเศษของสมเด็จพระราชินีนาถเอลิซาเบธที่ 2
มงกุฎองค์นี้นั้นได้อยู่ในพระราชพินัยกรรมของพระองค์ โดยทรงพระราชทานให้สมเด็จพระราชินีเอลิซาเบธ พระราชชนนี และในปัจจุบันได้ตกทอดเป็นพระราชสมบัติส่วนพระองค์ของสมเด็จพระราชินีนาถเอลิซาเบธที่ 2 แห่งสหราชอาณาจักร
โดยในวันพิธีราชาภิเษกของสมเด็จพระเจ้าชาลส์ที่ 3 เมื่อวันที่ 6 พฤษภาคม ค.ศ. 2023 สมเด็จพระราชินีคามิลล่า ได้ทรงลือกสวมมงกุฎพระราชินีแมรี่ในพิธีเพื่อให้เป็นไปตามพระราชประสงค์ของสมเด็จพระเจ้าชาลส์ที่ 3 ซึ่งแต่เดิมจะมีการสร้างขึ้นใหม่ในทุกรัชสมัย อย่างเช่น มงกุฎพระราชินีเอล็กซานดรา มงกุฎพระราชินีเอลิซาเบธ เป็นต้น
Ploimida
Ploimida เป็นสกุลของโรติเฟอร์ที่อยู่ในวงศ์ Monogononta.
สปีชีส์ในสกุล ได้แก่:
ตารางวา
ตารางวา เป็นหน่วยวัดพื้นที่ของไทย
เดอะเกรตเกม
ต้นศตวรรษที่ 19 อนุทวีปอินเดียซึ่งอุดมไปด้วยทรัพยากรเป็นที่สนใจของทั้งจักรวรรดิบริติชที่กำลังรุกคืบเข้ามาด้วยบริษัทอินเดียตะวันออก และจักรวรรดิรัสเซียที่กำลังขยายอำนาจลงมาทางเอเชียกลาง จุดเริ่มต้นของ เดอะเกรตเกม ยังคงเป็นที่ถกเถียง บางส่วนเชื่อว่าเริ่มขึ้นเมื่อรัสเซียชนะสงครามรัสเซีย-เปอร์เซียในปี ค.ศ. 1813 ปีเตอร์ ฮอปเคิร์ก นักเขียนและนักประวัติศาสตร์ชาวบริติชเสนอความเห็นว่าเริ่มในปี ค.ศ. 1836 เมื่อบริติชสนับสนุนชาวเซอร์คัสเซียให้ลุกฮือต่อรัสเซียในคอเคซัส ในบริติชเชื่อว่า เดอะเกรตเกม เริ่มขึ้นเมื่อวันที่ 12 มกราคม ค.ศ. 1830 เมื่อลอร์ดเอลเลนโบโรห์ ประธานกรรมการการค้าในอินเดียมอบหมายให้ลอร์ดวิลเลียม เบนทิงค์ ข้าหลวงต่างพระองค์แห่งอินเดียจัดตั้งเส้นทางการค้าใหม่กับเอมิเรตบูคารา บริติชวางแผนจะยึดเอมิเรตอัฟกานิสถานเป็นรัฐในอารักขา และใช้อาณาจักรราชวงศ์กอญัรและรัฐข่านบูคาราเป็นรัฐกันชนเพื่อขวางไม่ให้รัสเซียเข้าถึงมหาสมุทรอินเดีย ในขณะที่รัสเซียต้องการใช้อัฟกานิสถานเพื่อประโยชน์ทางการค้าฝ่ายตน ในปี ค.ศ. 1839 บริติชซึ่งกลัวว่ารัสเซียอาจใช้อัฟกานิสถานในการเดินทัพมาบริติชอินเดียตัดสินใจบุกอัฟกานิสถานและคุมตัวเอมีร์ดอสต์ มุฮัมมัด ข่าน จนเกิดเป็นสงครามอังกฤษ–อัฟกานิสถานครั้งที่หนึ่ง ในช่วงแรกบริติชประสบชัยชนะอย่างง่ายดายก่อนจะถูกตีโต้จนลอร์ดเอลเลนโบโรห์ต้องยอมสงบศึกและส่งตัวดอสต์ มุฮัมมัด ข่านกลับไปปกครองอัฟกานิสถานตามเดิม ถึงแม้ว่าจะเอาชนะอัฟกานิสถานแบบเด็ดขาดไม่ได้ในสงครามครั้งต่อ ๆ มา แต่การพิชิตจักรวรรดิซิกข์และการทำสนธิสัญญากับเปอร์เซียในปี ค.ศ. 1857 รวมถึงการได้ทิเบตมาเป็นรัฐในอารักขาหลังบุกครองทิเบตในปี ค.ศ. 1903 ก็ทำให้บริติชสร้างรัฐกันชนเพื่อป้องกันไม่ให้รัสเซียเข้าถึงบริติชอินเดียได้สำเร็จ
จุดสิ้นสุดของ เดอะเกรตเกม ยังคงเป็นที่ถกเถียงเช่นกัน บางส่วนเชื่อว่ายุติในปี ค.ศ. 1907 เมื่อมีความตกลงอังกฤษ-รัสเซีย ขณะที่บางส่วนเชื่อว่าจบลงเมื่อวันที่ 10 กันยายน ค.ศ. 1895 เมื่อบริติชและรัสเซียร่วมลงนามในพิธีสารปามีร์เพื่อกำหนดเขตแดนระหว่างอัฟกานิสถานและรัสเซียด้วยเทือกเขาปามีร์และแม่น้ำอามูดาร์ยา ปัจจุบันมีสื่อบางแห่งใช้ เดอะเกรตเกม ในการอธิบายความขัดแย้งด้านผลประโยชน์ของมหาอำนาจยุคใหม่ในดินแดนเอเชียกลาง
ปลาไหลไฟฟ้า
ปลาไหลไฟฟ้า (electric eel) เป็นปลาน้ำจืดชนิดหนึ่ง มีชื่อวิทยาศาสตร์ว่า Electrophorus electricus จัดอยู่ในวงศ์ Gymnotidae จัดเป็นปลาเพียงชนิดเดียวเท่านั้นที่อยู่ในสกุลนี้
ลักษณะ
มีรูปร่างเรียวยาวคล้ายปลาไหล ตามีขนาดเล็ก ลำตัวสีน้ำตาลเขียวเข้ม ใต้ท้องสีเหลือง หัวมีขนาดใหญ่ ปากกว้าง ใต้ท้องมีครีบยาวตั้งแต่ส่วนอกไปจนถึงปลายหาง  ชอบอยู่ตามบึงน้ำตื้น ๆ หมกโคลนเลน หรือซ่อนตามวัชพืชในน้ำ ชอบน้ำนิ่งและเก่า (ค่า pH สูง) มีขนาดโตเต็มที่เกือบ 2 เมตร ที่ใหญ่ที่สุดพบถึง 2.5 เมตร น้ำหนักมากกว่า 44 ปอนด์
มีความสามารถพิเศษคือ ปล่อยไฟฟ้าได้สูงถึง 800
โวลต์ หรืออาจมากกว่านั้น ในปลาที่โตเต็มที่ ซึ่งเท่ากับสามารถให้ไฟฟ้าในปริมาณที่พอใช้ในบ้านหลังเล็ก ๆ หลังหนึ่ง และไม่เกิน 100 โวลต์ในปลาที่ยังเล็กอยู่ โดยกล้ามเนื้อที่อยู่บริเวณลำตัวไปจนถึงปลายหางมีเซลล์พิเศษที่สร้างประจุไฟฟ้าได้ นับเป็นสัตว์ที่สามารถปล่อยกระแสไฟฟ้าได้สูงที่สุดในโลก เพื่อป้องกันตัวและใช้นำทางหาอาหาร เพราะปลาไหลไฟฟ้ามักอาศัยอยู่ในน้ำที่ขุ่นมัว จึงไม่สามารถใช้ประสาทตามองเห็นได้ดีนัก ปลาไหลไฟฟ้าจะกินเนื้อจำพวกสัตว์น้ำที่มีขนาดเล็กกว่า โดยการช็อตสัตว์เหล่านี้ให้สลบแล้วจึงเขมือบกิน และยังเป็นปลาที่ไม่ต้องหายใจผ่านเหงือกเหมือนปลาทั่วไป แต่จะใช้การฮุบอากาศบนผิวน้ำเพื่อรับออกซิเจนโดยตรงโดยผ่านเส้นเลือดฝอยจำนวนมากที่อยู่ที่ปาก โดยจะใช้เวลานานประมาณ 5-10 นาทีจึงขึ้นมาฮุบอากาศหนึ่งครั้ง อีกทั้งยังอยู่บนบกได้อีกนานนับชั่วโมงถ้าผิวหนังยังเปียกชื้นอยู่
ที่อยู่
พบอาศัยอยู่ทั่วไปในลุ่มน้ำอะเมซอนและโอริโนโค ในทวีปอเมริกาใต้
เป็นปลาที่ไม่ได้ใช้บริโภคกันในท้องถิ่น เนื่องจากอันตรายในการถูกช็อต ซึ่งมีรายงานการที่มีมนุษย์เสียชีวิตมาแล้วหลายรายจากการปล่อยไฟฟ้าของปลาไหลไฟฟ้า แต่ก็สามารถบริโภคได้เมื่อปลาไหลไฟฟ้าถูกฆ่าตายแล้วแตกต่างจากปลาที่มีพิษแม้ฆ่าตายแล้วพิษก็ยังอยู่ ในนิทานพื้นบ้านของชาวพื้นเมืองอเมริกาใต้ เล่าว่า ชนเผ่านักรบโบราณลืมปล่อยสายฟ้าลงบนตัวปลา จึงเกิดเป็นปลาไหลไฟฟ้า แต่นิยมเลี้ยงเป็นปลาตู้ สำหรับผู้ที่นิยมเลี้ยงสัตว์แปลก ๆ และนิยมชอบโชว์ตามพิพิธภัณฑ์สัตว์น้ำต่าง ๆ ทั่วโลก โดยมักมีหลอดไฟแสดงกระแสไฟฟ้าอยู่หน้าตู้ด้วย สำหรับในประเทศไทยยังไม่จัดว่าเป็นสัตว์น้ำต้องห้าม แต่ถูกประกาศว่ามีอันตราย ต้องระมัดระวังตามประกาศของกรมประมง
ฌ็อง นูแวล
ฌ็อง นูแวล (Jean Nouvel; 12 สิงหาคม พ.ศ. 2488 — ) สถาปนิกชาวฝรั่งเศสที่มีชื่อเสียงระดับโลก เจ้าของรางวัลพริตซ์เกอร์ ทางสถาปัตยกรรมแห่งปี ค.ศ. 2008
ประวัติ
ฌ็อง นูแวล เกิดเมื่อวันที่ 12 สิงหาคม พ.ศ. 2488 ที่เมืองฟูว์แมล จังหวัดลอเตการอน ประเทศฝรั่งเศส เป็นบุตรชายของนายโรแชร์ และนางเรอเน นูแวล ที่เป็นครูทั้งคู่ ครอบครัวของนูแวลต้องย้ายถิ่นฐานบ่อยครั้งเมื่อบิดาของเขาได้ตำแหน่งผู้อำนวยการการศึกษาประจำเขตปกครอง บิดามารดาของนูแวลสนับสนุนให้เขาเรียนคณิตศาสตร์ และภาษา แต่เมื่อเขาอายุย่างเข้า 16 ปี ก็เริ่มหลงใหลในศิลปะ เมื่อได้เรียนวาดรูปกับคุณครูท่านหนึ่ง ที่บอกว่าครอบครัวของนูแวลสนับสนุนให้บุตรชายเรียนไปทางด้านการศึกษาหรือไม่ก็วิศวกรรม แต่ก็ยอมประนีประนอมให้เขาเรียนสถาปัตยกรรมได้ เพราะเห็นว่ามีความเสี่ยงน้อยกว่าการเรียนศิลปะ
นูแวลสอบเอ็นทรานซ์เข้าโรงเรียนวิจิตรศิลป์แห่งเมืองบอร์โดไม่ผ่าน เขาจึงย้ายเข้ากรุงปารีส และได้ชนะเลิศการสอบคัดเลือกเพื่อเข้าศึกษาต่อที่โรงเรียนศิลปะชั้นสูงแห่งชาติ จากปี ค.ศ. 1960 ถึง 1970 นูแวลเลี้ยงชีพด้วยการเป็นผู้ช่วยสถาปนิกของโกลด ปาร็อง และปอล วีรีลีโอ ผู้ซึ่งภายในระยะเวลาเพียงปีเดียว ได้เลื่อนตำแหน่งให้นูแวลขึ้นเป็นผู้จัดการโครงการก่อสร้างอพาร์ตเมนต์คอมเพล็กซ์ขนาดใหญ่
นูแวลได้สมรสกับออดีล ฟีลียง นักสร้างภาพยนตร์ และมีบุตรชายด้วยกันสองคน คนโตชื่อแบร์ทร็อง เป็นนักวิทยาศาสตร์คอมพิวเตอร์ระดับ post-doctorate ปัจจุบันทำงานให้กับมหาวิทยาลัยแห่งเมืองชิบะ ประเทศญี่ปุ่น ส่วนปีแยร์ ลูกชายคนรองเป็นนักผลิตละครเวทีและนักออกแบบให้กับบริษัทของตนเองที่ชื่อว่า Factoid นูแวลมีบุตรสาวหนึ่งคน (ซาร่า) กับแคทรีน ริชาร์ด ภรรยาคนที่สอง ปัจจุบัน นูแวลอยู่กินกับมีอา ฮักก์ สถาปนิกชาวสวีเดนผู้ซึ่งทำงานที่สำนักงานสถาปนิก Habiter Autrement (HA) ในกรุงปารีส
ผลงาน
ในช่วงต้นปี ค.ศ. 2006 บริษัทเนสต์เล่ ของประเทศสวิตเซอร์แลนด์ ภายใต้การบริหารของนายเนลลี เวนเจอร์ ได้นำเสนอรูปแบบบรรจุหีบห่อช็อกโกแลตแบบใหม่ ภายใต้ยี่ห้อ ไกเยอร์ ที่เป็นผลงานออกแบบของฌ็อง นูแวล ชาวสวิสที่คุ้นเคยกับห่อกระดาษ ไม่ตอบรับห่อพลาสติกดีเท่าที่ควร เนื่องจากมันไม่เป็นมิตรต่อสิ่งแวดล้อม และแสดงภาพลักษณ์ฟุ่มเฟือยกว่าห่อที่ทำจากกระดาษที่เป็นวุสดุห่อแบบดั้งเดิมของผลิตภัณฑ์ ร้านค้าปลีกเดนแนร์ได้ทำให้เรื่องนี้บานปลายด้วยการปฏิเสธการวางจำหน่ายช็อกโกแลตนี้ และกล่าวหาว่าบริษัทขายผลิตภัณฑ์นี้แพงกว่าเดิม ปลายปี ค.ศ. 2006 บริษัทเนสต์เล่ได้ประกาศยกเลิกหีบห่อบรรจุที่ออกแบบโดยฌ็อง นูแวล
แฟรนไชส์ใหม่ของพิพิธภัณฑ์ลูฟวร์ สาขาอาบูดาบี ตั้งอยู่บนเกาะ Saadiyat ซึ่งเป็นเกาะที่สร้างโดยมนุษย์ และได้ฌ็อง นูแวล เป็นผู้ออกแบบให้ ว่ากันว่าการลงนามในครั้งนี้จะทำให้ฝรั่งเศสร่ำรวยขึ้นอีก 700 ล้านยูโร โดย 400 ล้านยูโรคิดเป็นค่าลิขสิทธิ์ในการใช้ชื่อลูฟวร์ ฝรั่งเศสวางแผนจะนำเงินนี้มาปรับปรุงพิพิธภัณฑ์ลูฟวร์ในกรุงปารีส
งาน (หน่วยวัดพื้นที่)
งาน เป็นหน่วยวัดพื้นที่ของไทย 1 งาน มีค่าเท่ากับ ในทางกลับกัน
Philodinidae
สปีชีส์ในสกุล ได้แก่:
พระธรรมเมธาภรณ์ (ระแบบ ฐิตญาโณ)
พระธรรมเมธาภรณ์ (ระแบบ ฐิตญาโณ) อดีตผู้ช่วยเจ้าอาวาสวัดบวรนิเวศราชวรวิหาร ผู้เขียนหนังสือศาสนาพุทธชื่อดังจำนวนมาก เช่น นักศึกษาสงสัย ประวัติศาสตร์พระพุทธศาสนา	พุทธทัศน์พัฒนา เป็นต้น
ชาตภูมิ
พระธรรมเมธาภรณ์ นามเดิม ระแบบ พรหมพันธุ์ เกิดเมื่อวันพุธที่ 25 เมษายน พ.ศ. 2477 ณ ตำบลเกาะทวด อำเภอปากพนัง จังหวัดนครศรีธรรมราช เป็นบุตรของนายชวน-นางกวั้ง พรหมพันธุ์ และเป็นพี่ชายต่างมารดาของนายจตุพร พรหมพันธุ์