stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
ดีสโตน

| --- | --- |

ประเภท: บริษัทจำกัด
อุตสาหกรรม: ผลิตยางรถยนต์
ก่อตั้ง: พ.ศ. 2520 (41 ปี)
สำนักงานใหญ่: จังหวัดสมุทรสาคร, ประเทศไทย
บุคลากรหลัก: สุวิทย์ วงศาริยวานิช (ประธานกรรมการ) 
ผลิตภัณฑ์: ยางรถยนต์ทุกชนิด
เว็บไซต์: deestone.com
ดีสโตน (อังกฤษ: Deestone) หรือกลุ่มบริษัทดีสโตน เป็นบริษัทผู้ผลิตยางรถยนต์ของคนไทยรายใหญ่ที่สุดในประเทศโดยส่งออกสินค้าไปยังต่างประเทศมากกว่า 120 ประเทศทั่วโลก ประกอบด้วย 5 โรงงานหลักได้แก่ บริษัท ดีสโตน จำกัด, บริษัท ดีรับเบอร์ จำกัด, บริษัท ดีสโตน อินเตอร์เนชั่นเนล จำกัด, บริษัทสวิซซ์-วัน คอร์ปอเรชั่น จำกัด และบริษัท สยามทรัค เรเดียล จำกัด โดยโรงงานทั้ง 5 แห่งนั้นตั้งอยู่ที่เทศบาลนครอ้อมน้อย จังหวัดสมุทรสาคร และ อำเภอบางเลน จังหวัดนครปฐม
ประวัติ

กลุ่มบริษัทดีสโตนได้ถือกำเนิดขึ้นมาด้วยการมองการณ์ไกลในตลาดอุตสาหกรรมยาง ที่ขณะนั้นมีผู้ประกอบการจากต่างชาติเพียงไม่กี่รายในการผูกขาดตลาดการผลิตยางรถยนต์ในประเทศไทย ดีสโตนจึงได้ถือกำเนิดขึ้นมาด้วยเหตุผลที่ต้องการจะผลิตยางที่มีคุณภาพ ก่อตั้งโดย สุวิทย์ วงศาริยวานิช เมื่อปีพ.ศ. 2520  โดยเริ่มก่อตั้งโรงงานดีสโตน จำกัด เป็นแห่งแรกที่เทศบาลนครอ้อมน้อย โดยผลิตยางผ้าใบรถบรรทุกและยางมอเตอร์ไซด์เป็นหลัก
ปัจจุบันดีสโตนมีผลิตภัณฑ์มากมายเพื่อตอบโจทย์ความต้องการของตลาดต่างๆ เช่น ยางเรเดียลสำหรับรถยนต์ส่วนบุคคล, ยางเรเดียลรถบรรทุก, ยางมอเตอร์ไซด์และจักรยาน, ยางผ้าใบในรถบรรทุก เป็นต้น
การตลาด

ดีสโตนเคยเป็นผู้สนับสนุนทีมฟุตบอลในไทยลีกวันคือทีม นครราชสีมา เอฟซี และทีมจากไทยลีกทูคือทีม นครปฐม ยูไนเต็ด เอฟซี ในฤดูกาล 2016-2017 และในปีพ.ศ. 2558 ดีสโตนได้เป็นผู้สนับสนุนภาพยนตร์ Fast & Furious 7 และ Fast 8 ในปี พ.ศ. 2560 ตามลำดับ
ดาวแคระขาว

ภาพของ ซิริอุส เอ และ บี ที่ถ่ายโดยกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล ซิริอุส บี ที่เป็นดาวแคระขาวสามารถเห็นเป็นจุดจาง ๆ อยู่ทางด้านล่างซ้ายของดาว Sirius A ที่สว่างกว่ามาก ๆ
ดาวแคระขาว (อังกฤษ: White dwarf) หรือบางครั้งเรียกว่า ดาวแคระสถานะเสื่อม (degenerate dwarf) เป็นวัตถุท้องฟ้าขนาดเล็กที่ส่วนใหญ่ประกอบไปด้วยอิเล็กตรอนที่เป็นสสารเสื่อม เนื่องจากดาวแคระขาวที่มีมวลเท่ากับดวงอาทิตย์จะมีปริมาตรใกล้เคียงกับโลก ทำให้มันมีความหนาแน่นสูงและมีกำลังส่องสว่างน้อยมาจากความร้อนที่สะสมไว้
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
ดาวแคระขาวเป็นดาวที่อยู่ในช่วงสุดท้ายของวิวัฒนาการของดาวทุกดวงที่มีมวลไม่มากซึ่งมีปริมาณ 97% ของดาวฤกษ์ที่พบในดาราจักรทางช้างเผือก หลังจากที่ดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักได้จบช่วงที่มีปฏิกิริยาไฮโดรเจนนิวเคลียร์ฟิวชันลง มันก็จะขยายเป็นดาวยักษ์แดง และหลอมฮีเลียมเป็นคาร์บอนและออกซิเจนที่ใจกลางโดยกระบวนการทริปเปิลอัลฟา ถ้าดาวยักษ์แดงมีมวลไม่เพียงพอที่จะทำให้ใจกลางมีอุณหภูมิสูงพอที่จะหลอมคาร์บอนได้ มวลเฉื่อยของคาร์บอนและออกซิเจนจะก่อตัวที่ศูนย์กลาง หลังจากนั้นชั้นนอกของดาวก็จะถูกพ่นออกไปกลายเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์ ก็จะเหลือเพียงใจกลางที่เป็นดาวแคระขาวไว้
ปกติแล้วดาวแคระขาวจะประกอบไปด้วยคาร์บอนและออกซิเจนและมีความเป็นไปได้ที่ใจกลางมีอุณหภูมิเพียงพอที่จะหลอมคาร์บอนแต่ไม่ใช่นีออน นอกจากว่าจะก่อตัวเป็นดาวแคระขาวออกซิเจน-นีออน-แมกนีเซียม ดาวแคระขาวฮีเลียมบางดวงก่อตัวมาจากการสูญเสียมวลในระบบดาวคู่
เนื่องจากธาตุที่มีอยู่ในดาวแคระขาวไม่อาจทำให้เกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันได้อีกต่อไป ดังนั้นดาวแคระขาวจึงไม่มีแหล่งพลังงานจากปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันที่จะสร้างความร้อนเพียงพอที่จะต้านการยุบตัวเนื่องจากแรงโน้มถ่วงได้ (ดาวดำรงอยู่ได้ด้วยความดันสถานะเสื่อมของอิเล็กตรอนเท่านั้น) และทำให้ดาวมีความหนาแน่นสูง จากฟิสิกส์ของสถานะเสื่อมสามารถหามวลมากที่สุดของดาวแคระขาวที่ไม่หมุนรอบตัวเองเท่าที่จะมีได้ โดยค่านี้เรียกว่าขีดจำกัดจันทรเศขร ซึ่งมีค่าประมาณ 1.4 เท่าของมวลของดวงอาทิตย์ ถ้ามีค่ามากกว่านี้ จะไม่สามารถพยุงความดันสถานะเสื่อมได้ (ดาวแคระขาวคาร์บอน-ออกซิเจนก็มีมวลอยู่ในช่วงนี้) ถ้ามวลสารมีการถ่ายเทจากคู่ของมันจะเกิดการระเบิดขึ้นเป็นมหานวดาราประเภท 1เอ ซึ่งกระบวนการนี้เรียกว่า การปะทุคาร์บอน (ตัวอย่างของมหานวดาราชนิดนี้ที่โด่งดังที่สุดคือ SN 1006)
หลังจากดาวแคระขาวที่มีอุณหภูมิสูงเกิดการก่อตัวและขาดแหล่งพลังงานจากปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันแล้ว มันจะยังคงแผ่รังสีต่อไปและเย็นตัวลง นั่นหมายความว่า การแผ่รังสีในช่วงแรกจะเป็นแบบอุณหภูมิสูง ส่วนช่วงหลังจะแผ่รังสีน้อยลงและมีสีแดงมากขึ้น เมื่อเวลาผ่านไปดาวแคระขาวจะมีอุณหภูมิต่ำลงจนไม่แผ่รังสีในช่วงคลื่นที่มองเห็นได้ ก็จะกลายเป็นดาวแคระดำที่เยือกเย็น อย่างไรก็ตาม เพราะว่าไม่มีดาวแคระขาวดวงใดแก่กว่าอายุเอกภพ และดาวแคระขาวที่เก่าแก่ที่สุดก็ยังคงแผ่รังสีด้วยอุณหภูมิพันกว่าเคลวิน ดังนั้นจึงไม่มีดาวแคระดำในเอกภพ
องค์ประกอบและโครงสร้าง > 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
องค์ประกอบและโครงสร้าง > 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
| --- | --- |
+ ชนิดสเปกตรัมของดาวแคระขาว: 
Primary and secondary features
A: ปรากฏเส้นของไฮโดรเจน; ไม่มีเส้น He I หรือโลหะ
B: มีเส้น He ไม่มีเส้นไฮโดรเจนและโลหะ
C: เป็นสเปกตรัมต่อเนื่องที่ไม่มีเส้นดูดกลืน
O: มีเส้น He II, ประกอบกับเส้น He I หรือ H lines
Z: มีเส้นโลหะ ไม่มีเส้น H หรือ He I
Q: มีเส้นคาร์บอนปรากฏ
X: ไม่ชัดเจนหรือไม่สามารถจัดประเภทสเปกตรัมได้
Secondary features only
P: ดาวแคระขาวที่มีสนามแม่เหล็กที่สามารถตรวจจับการโพลาไรเซชันได้
H: ดาวแคระขาวที่มีสนามแม่เหล็กที่ไม่มีความสามารถในการตรวจจับการโพลาไรเซชัน
E: มีเส้น Emission ปรากฏ
V: เป็นดาวแปรแสง
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
ดาวแคระขาวที่มีเฉพาะ He I สเปกตรัมและอุณหภูมิยังผล 15,000K ควรจะจัดเป็นประเภท DB3 หรือถ้าใช้เหตุผลโดยการทำนายการวัดอุณหภูมิ DB3.5
ดาวแคระขาวที่มีสนามแม่เหล็กโพลาไรซ์ อุณหภูมิพื้นผิว 17,000K และมีสเปกตรัมที่มี He I เด่นที่มีเส้นไฮโดรเจนเป็นลักษณะพิเศาจะจัดไว้ในกลุ่ม DBAP3
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
องค์ประกอบและโครงสร้าง > สนามแม่เหล็ก

สนามแม่เหล็กในดาวแคระขาวที่พื้นผิวมีความเข้ม ~1 ล้านเกาส์ (100 เทสลา) ซึ่งถูกทำนายโดย P.M.A Blackett ในปี 1947 ซึ่งเป็นผลลัพธ์ของกฎฟิสิกส์ เขาเสนอว่าวัตถุที่ไม่มีประจุที่หมุนอยู่จะสร้างสนามแม่เหล็กเป็นสัดส่วนกับโมเมนตัมเชิงมุม กฎซึ่งเป็นคำล่ำลือนี้บางครั้งเรียกว่า Blackett effect ซึ่งโดยทั่วไปจะไม่ยอมรับ และในทศวรรษที่ 1950 Blackett ก็ถูกหักล้าง ในทศวรรษ 1960 มีการเสนอว่าดาวแคระขาวควรมีสนามแม่เหล็กเพราะการอนุรักษ์ฟลักซ์แม่เหล็กรวมของพื้นผิวระหว่างการวิวัฒนาการของดาว non-degenerate ไปสู่ดาวแคระขาว สนามแม่เหล็กพื้นผิว ~100 เกาส์ (0.01 เทสลา) ในดาวต้นกำเนิดควรจะกลายเป็นสนามแม่เหล็กพื้นผิว ~100-1002 = 1 ล้านเกาส์ (100 เทสลา) ครั้งหนึ่งที่ดาวมีรัศมีเล็กลงด้วยแฟคเตอร์ 100 สนามแม่เหล็กของดาวแคระขาวที่ถูกพบคือ GJ 742 ที่ตรวจจับได้ว่ามีสนามแม่เหล็กในปี 1970 โดยการแผ่รังสีของแสงcircularly polarized มันถูกคิดว่าสนามพื้นผิวประมาณ 300 ล้านเกาส์ (30 กิโลเทสลา) ตั้งแต่สนามแม่เหล็กถูกค้นพบในดาวแคระขาวมากกว่า 100 ดวง มีสนามแม่เหล็กตั้งแต่ 2×103 ถึง 109 เกาส์ (0.2 เทสลา ถึง 100 กิโลเทสลา) เฉพาะดาวแคระขาวจำนวนไม่มากที่ถูกตรวจสอบสนามของมัน และมีถูกประมาณว่ามีอย่างน้อย 10% ของดาวแคระขาวที่มีสนามแม่เหล็กเกิดกว่า 1 ล้านเกาส์ (100 เทสลา)
การแปรแสง

| --- | --- |
DAV (GCVS: ZZA): DA spectral type, มีเฉพาะเส้นดูดกลืนไฮโดรเจน
DBV (GCVS: ZZB): DB spectral type, มีเฉพาะเส้นดูดกลืนฮีเลียม
GW Vir (GCVS: ZZO): ในชั้นบรรยากาศส่วนใหญ่ประกอบด้วยคาร์บอน ฮีเลียมและออกซิเจน   อาจจะแบ่งเป็นดาวDOV และดาว PNNV
Types of pulsating white dwarf
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
การวิวัฒนาการ > ดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยมาก

ถ้าดาวในแถบกระบวนหลักมวลมีน้อยกว่าที่ประมาณไว้คือครึ่งหนึ่งของดวงอาทิตย์ มันจะไม่สามารถที่จะหลอมฮีเลียมที่ใจกลางได้ ทำให้ถูกพิจารณาว่าช่วงชีวิตของมันจะเกินกว่าอายุของเอกภพ ดังนั้นในช่วงสุดท้ายดาวจะหลอมไฮโดรเจนทั้งหมดและวิวัฒนาการเป็นดาวแคระขาวที่ประกอบด้วย helium-4 nuclei จากระยะเวลาที่กระบวนการใช้จะเห็นว่าไม่ค้นพบจุดกำเนิดของการสำรวจดาวแคระแบบฮีเลียม ในทางตรงข้ามเราอาจจะคิดผลผลิตของมวลที่หายไปในระบบดาวคู่หรือมวลที่หายไปของคู่ดาวเคราะห์ขนาดใหญ่
การวิวัฒนาการ > ดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยหรือปานกลาง

ถ้าดาวในกระบวนการหลักมีมวลระหว่างประมาณ 0.5 ถึง 8 เท่าของดาวงอาทิตย์ ใจกลางก็จะร้อนพอที่จะสามารถหลอมฮีเลียมกลายเป็นคาร์บอนและออกซิเจนโดยกระบวนการtriple-alpha process ได้ แต่ก็ยังไม่เคยพบว่าจะมีดาวที่ร้อนพอที่จะหลอมจากคาร์บอนเป็นนีออนได้ ใกล้ ๆ กับจุดจบของดาวที่จะเกิดปฏิกิริยาฟิวชัน ดาวดาวจะมีใจกลางคาร์บอน ออกซิเจนจะไม่เกิดปฏิกิริยาฟิวชันและถูกล้อมรอบด้วยชั้นการหลอมฮีเลียมชั้นในและชั้นการหลอมไฮโดรเจนชั้นนอก ในแผนภาพ HR จะพบอยู่ในแขนงดาวยักษ์เชิงเส้นกำกับ มันจะพ่นมวลสารชั้นนอกออกไปเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์ จะเหลือเฉพาะแก่นคาร์บอนและออกซิเจน กระบวนการนี้จะทำให้เกิดดาวแคระขาวประเภทคาร์บอนออกซิเจนซึ่งเป็นส่วนใหญ่ของดาวแคระขาวทั้งหมดที่สำรวจพบ
การวิวัฒนาการ > 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
ระบบดาว > 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
ระบบดาว > Cataclysmic variables

เมื่อการเพิ่มของสสารไม่สามารถที่จะดึงดาวแคระขาวให้เข้าใกล้ขีดจำกัดจันทรเศขรได้ สสารที่เต็มไปด้วยไฮโดรเจนที่ถูกเพิ่มเข้ามาในพื้นผิวของมันก็ยังคงจุดระเบิดปฏิกิริยานิวเคลียร์ เพราะใจกลางของดาวแคระขาวยังสมบูรณ์อยู่ การระเบิดก็จะสามารถเกิดต่อเนื่องเป็นระยะเวลาอันยาวนานเมื่อการเพิ่มมวลของมันยังคงดำเนินต่อไป การเกิดปรากฏการณ์ที่รุนแรงชนิดที่อ่อนกว่าจะเรียกว่าโนวา (ดั้งเดิม) นักดาราศาสตร์ก็สำรวจโนวาแคระด้วยเช่นกัน มันมีขนาดเล็กกว่า ความถี่ของจุดสูงสุดของกำลังส่องสว่างก็มากกว่าโนวาดั้งเดิม และคิดว่าไม่สามารถที่จะทำให้เกิดปฏิกิริยาฟิวชันได้แต่ถกแทนที่ด้วยการปลดปล่อยพลังงานศักย์โน้มถ่วงในระหว่างการเพิ่มมวล โดยทั่วไปแล้วระบบดาวคู่ของดาวแคระขาวเพิ่มมวลจากดาวคู่ของมันเรียกว่า Cataclysmic variables นั่นคือโนวาและโนวาแคระหรือเป็นชนิดของดาวแปรแสงหลายชนิดที่รู้จัก ทั้งปฏิกิริยาฟิวชันและการเพิ่มกำลังของ cataclysmic variables ถูกสำรวจเป็นแหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์
ดูเพิ่ม

การจัดประเภทของดาวฤกษ์
เนบิวลาดาวเคราะห์
ดาวแคระดำ
ซูเปอร์โนวา
ดาวแคระแดง
ดาวแคระน้ำตาล
ดีเอชซีพี

เกณฑ์วิธีตั้งค่าแม่ข่ายพลวัต หรือ ดีเอชซีพี (อังกฤษ: Dynamic Host Configuration Protocol: DHCP) เป็นโพรโทคอลที่ใช้ในเครือข่ายคอมพิวเตอร์ที่ทำงานแบบแม่ข่าย-ลูกข่าย โดยเครื่องคอมพิวเตอร์ลูกข่ายจะทำการร้องขอข้อมูลที่จำเป็น ในการเข้าร่วมเครือข่ายจากแม่ข่าย ซึ่งข้อมูลเหล่านี้รวมถึงหมายเลขไอพีที่ใช้ภายในเครือข่าย ซึ่งคอมพิวเตอร์แม่ข่ายเป็นฝ่ายกำหนดให้กับลูกข่าย
DHCP ได้รับการยอมรับเป็นมาตรฐานในเดือนตุลาคม ค.ศ. 1993 โดยมาแทนมาตรฐานเก่า BOOTP รุ่นล่าสุดของ DHCP คือ DHCPv6 ซึ่งใช้กับโพรโทคอล IPv6 ได้รับการอนุมัติเมื่อกรกฎาคม ค.ศ.​2003
การจ่ายหมายเลขไอพี

เซิร์ฟเวอร์ DHCP มีวิธีการจ่ายหมายเลขไอพี 3 วิธี ดังนี้
กำหนดด้วยตนเอง ผู้บริหารระบบเครือข่ายเป็นผู้กำหนดหมายเลขไอพีที่ต้องการใช้สำหรับเครื่องลูกข่าย โดยใช้วิธีเทียบกับหมายเลข MAC
แบบอัตโนมัติ เซิร์ฟเวอร์ DHCP จะจ่ายหมายเลขไอพีที่ว่างอยู่ให้กับลูกข่ายโดยอัตโนมัติ ซึ่งจะใช้หมายเลขไอพีช่วงที่ผู้บริหารระบบกำหนดให้ใช้ได้ ไอพีที่จ่ายจะถูกใช้อย่างถาวร
แบบไดนามิก วิธีนี้เป็นวิธีเดียวที่สามารถนำหมายเลขไอพีมาใช้ซ้ำได้ เมื่อคอมพิวเตอร์ถูกเปิดเครื่องและเริ่มทำงาน เครื่องลูกข่ายจะขอหมายเลขไอพีจากเซิร์ฟเวอร์โดยอัตโนมัติ วิธีนี้ต่างกับแบบอัตโนมัติตรงที่หมายเลขไอพีในการทำงานแต่ละครั้ง ไม่จำเป็นต้องเป็นเลขเดิม
ดีเคซี

| ดีเคซี |
| --- | --- |
ดีเคซีในเดือนกันยายน ค.ศ. 2022 จากซ้ายไปขวา: เซฮยอน คยองยุน แจชาน จงฮยอง มินกยู และกิซอก
ข้อมูลพื้นฐาน
รู้จักในชื่อ: ทงกิซ (ค.ศ. 2019–2022)
ที่เกิด: โซล, ประเทศเกาหลีใต้
แนวเพลง: เคป้อป
ช่วงปี: ค.ศ. 2019 (2019)–ปัจจุบัน
ค่ายเพลง: ทงโยเอนเตอร์เทนเมนต์

สมาชิก:  คย็องยุน  เซฮย็อน  มินกยู  มูนิก  แจชาน  จงฮย็อง  กีซอก 
อดีตสมาชิก:  วอนแด 

เว็บไซต์: เว็บไซต์ทางการ
ดีเคซี (อังกฤษ: 디케이지, อักษรโรมัน: DKZ; เดิมชื่อ ทงกิซ; อังกฤษ: 동키즈, อักษรโรมัน: Dongkiz) เป็นวงบอยแบนด์ชาวเกาหลีใต้ที่ก่อตั้งและจัดการโดยทงโยเอนเตอร์เทนเมนต์ สมาชิกประกอบด้วยคยองยุน, เซฮยอน, มินกยู, มูนิก, แจชาน, จงฮยอง และ กีซ็อก และก่อนหน้านี้มี วอนแด ด้วยจนกระทั่งออกจากกลุ่มในเดือนมีนาคม ค.ศ. 2022
ผลงานเพลง > อีพี

| ชื่อ | รายละเอียด | อันดับสูงสุด> KOR  | ยอดขาย |
| --- | --- | --- | --- |
| Dongky Town |  วางจำหน่าย: 6 พฤศจิกายน ค.ศ. 2019  สังกัด: ทงโย, จีนี่มิวสิค  รูปแบบ: ซีดี, ดิจิทัลดาวน์โหลด รายชื่อเพลง "Welcome to Dongky Town (Intro)"  "Fever"  "All I Need Is You"  "Complete Me" (너로 인해 완벽해)  "Dreaming You" (상상 속의 너)  "Munik's Diary" (문익이의 일기) (hidden track)  "Fever" (Inst.)  | 57 |  KOR: 1,515 |
แหล่งข้อมูลอื่น

เว็บไซต์ทางการ
ดีเอ็นเอ (นิตยสาร)

| ดีเอ็นเอ |
| --- | --- |
บรรณาธิการ: แอนดรูว์ ครีฟ
ประเภท: เกย์
นิตยสารราย: รายเดือน
วันจำหน่ายฉบับแรก: ค.ศ. 2000
บริษัท: DNA Publications Pty Ltd
ประเทศ: ออสเตรเลีย
ภาษา: อังกฤษ
เว็บไซต์: dnamagazine.com.au
เลขมาตรฐานสากลสำหรับนิตยสาร (ISSN): 1443-1122
ดีเอ็นเอ (อังกฤษ: DNA) เป็นนิตยสารรายเดือนสำหรับเกย์ ตีพิมพ์ในประเทศออสเตรเลีย เนื้อหาในนิตยสารได้รวบรวมเรื่องราวเกี่ยวกับผู้มีชื่อเสียง, ความคิดเห็นทางวัฒนธรรมที่เป็นที่นิยม, เคล็ดลับแฟชันและการถ่ายภาพ นิตยสารก่อตั้งในปี ค.ศ. 2000 และยังจำหน่ายในประเทศอื่นๆ เช่น แคนาดา, สหรัฐ, นิวซีแลนด์, สหราชอาณาจักรและประเทศอื่น ๆ ในยุโรป
แหล่งข้อมูลอื่น

เว็บไซต์ทางการ
ดีทีเอส

ดิจิตอล เทียร์เตอร์ ซิสเท็ม (อังกฤษ: Digital Theater System) หรือที่รู้จักในนาม ดีทีเอส (DTS)เป็นชื่อระบบเสียงชนิดหนึ่งซึ่งเป็นคู่แข่งของ ดอลบี ถูกพัฒนาโดย บริษัท ดีทีเอส จำกัด ซึ่งเป็นบริษัทที่มีความเชี่ยวชาญด้านเสียงรอบทิศทาง โดยระบบ ดีทีเอส เป็นระบบที่มีคุณภาพใกล้เคียงกับ ดอลบี ดิจิตอล โดยถูกนำไปใช้ทั้งด้านการค้าและการแสดงละคร เริ่มใช้ครั้งแรกในปี พ.ศ. 2536 กับภาพยนตร์เรื่อง จูราสสิก พาร์ก
ในปี 2008 แผนกโรงภาพยนตร์ของ ดีทีเอส  ได้แยกตัวออกมาตั้งเป็น ดีทีเอส ดิจิตอล เอ็นเตอร์เทนเมนต์ ต่อมา ในปี 2009  บริษัท บิวฟอร์ต อินเตอร์เนชันแนล กรุ๊ป มหาชน ทำการเข้าซื้อกิจการของ ดีทีเอส ดิจิตอล เอ็นเตอร์เทนเมนต์ และกลายมาเป็นที่รู้จักกันในชื่อ ดาต้าแซท ดิจิตอล เอ็นเตอร์เทนเมนต์ จนกระทั่ง ปี 2011 ดีทีเอส ดิจิตอล เอ็นเตอร์เทนเมนต์ ได้เปลี่ยนชื่อเป็น ดาต้าแซท ดิจิตอล ซาวด์ ถึงแม่กระนั้น บริษัท ดีทีเอส จำกัด ก็ยังคงพัฒนาและจดสิทธิบัตรสินค้าและออกวางจำหน่ายตามปกติ ในขณะเดียวกัน ดาต้าแซท ดิจิตอล เอ็นเตอร์เทนเมนต์ ก็ได้ประกาศขายสินค้าด้านการประมวลเสียงระดับสูงแก่ลูกค้า
ในปี 2012 ดีทีเอส เข้าซื้อกิจการของ เอสอาร์เอส แล็บส์ ซึ่งรวมไปถึงสิทธิบัตรและเครื่องหมายการค้ากว่า 1,000 ชิ้น
ระบบเสียงในเครือดีทีเอส

ดีทีเอส อีเอส
ดีทีเอส นีโอซิกซ์
ดีทีเอส นีโอเอ็กซ์
ดีทีเอส 96/24
ดีทีเอส เอชดี ไฮด์ เรโซลูชัน ออดิโอ
ดีทีเอส เอชดี มาสเตอร์ ออดิโอ
ดีทีเอส คอนเน็คท์
ดีทีเอส เวอร์ทัวร์
แหล่งข้อมูลอื่น

เว็บเพจของ DTS เก็บถาวร 2008-05-09 ที่ เวย์แบ็กแมชชีน