stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
ห้องปฏิบัติการแรงขับเคลื่อนไอพ่น
โครงการที่ดำเนินการโดยเจพีแอล > โครงการด้านดาราศาสตร์

| สถานะ | ปล่อยเมื่อ | ภารกิจ | ประเภท | เป้าหมาย |
| --- | --- | --- | --- | --- |
| อยู่ระหว่างทำภารกิจ | 2006 | กล้องโทรทรรศน์อวกาศสปิตเซอร์ (Spitzer) | กล้องโทรทรรศน์อินฟราเรด | สังเกตการก่อกำเนิดของดวงดาว |
| อยู่ระหว่างทำภารกิจ | 2003 | กล้องโทรทรรศน์อวกาศไวซ์ (WISE) | กล้องโทรทรรศน์อินฟราเรด | สังเกตแหล่งกำเนิดรังสีอินฟราเรดในอวกาศ |
| อยู่ระหว่างทำภารกิจ | 2012 | กล้องโทรทรรศน์อวกาศนิวสตาร์ (NuSTAR) | กล้องโทรทรรศน์รังสีเอกซ์ | สังเกตแหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์ในอวกาศ |
| อยู่ระหว่างพัฒนา | 2021 | กล้องโทรทรรศน์อวกาศยุคลิด (Euclid) | กล้องโทรทรรศน์อินฟราเรดคลื่นสั้น (NIR) | ศึกษาจักรวาลวิทยา (ร่วมกับ ESA) |
| อยู่ระหว่างพัฒนา | ประมาณ 2025 | กล้องโทรทรรศน์อวกาศดับเบิลยูเฟิร์ส (WFIRST) | กล้องโทรทรรศน์อินฟราเรด | ค้นหาสสารมืดในอวกาศ และดาวเคราะห์นอกระบบ |
โครงการที่ดำเนินการโดยเจพีแอล > ภารกิจทางวิทยาศาสตร์และการสำรวจทรัพยากรโลก

| สถานะ | ปล่อยเมื่อ | ภารกิจ | ประเภท | เป้าหมาย |
| --- | --- | --- | --- | --- |
| อยู่ระหว่างทำภารกิจ | 2006 | คลาวด์แซท (Cloudsat) | ดาวเทียม | ศึกษาโครงสร้างภายในของเมฆบนโลก |
| อยู่ระหว่างทำภารกิจ | 2008 | เจสัน-2 (Jason-2) | ดาวเทียม | ทำการวัดระดับน้ำทะเลบนโลก |
| อยู่ระหว่างทำภารกิจ | 2014 | โอซีโอ-2 (OCO-2) | ดาวเทียม | ศึกษาปริมาณคาร์บอนไดออกไซด์ในชั้นบรรยากาศโลก |
| อยู่ระหว่างทำภารกิจ | 2015 | สแมพ (SMAP) | ดาวเทียม | ศึกษาวัฏจักรน้ำและวัฏจักรคาร์บอนบนโลก |
| อยู่ระหว่างทำภารกิจ | 2016 | เจสัน-3 (Jason-3) | ดาวเทียม | สังเกตกระแสน้ำมหาสมุทรบนโลก |
| อยู่ระหว่างทำภารกิจ | 2018 | เกรซ-ฟอลโลออน (Grace-FO) | ดาวเทียม | ตรวจวัดสนามแรงโน้นถ่วงของโลก |
| อยู่ระหว่างทำภารกิจ | 2021 | อินเจนูอิตี (Ingenuity) | เฮลิคอปเตอร์สำรวจดาวอังคาร | การสำรวจพื้นที่ที่ยานสำรวจหลักไม่สามารถเข้าถึงได้ |
| อยู่ระหว่างพัฒนา | 2021 | สวอต (SWOT) | ดาวเทียม | เฝ้าดูตลักษณะของพื้นผิวของมหาสมุทรบนโลก (ร่วมกับ CSA และ UKSA) |
| อยู่ระหว่างพัฒนา | 2021 | ไนซาร์ (NISAR) | ดาวเทียม | ใช้เทคโนโลยีเรดาร์ในการศึกษาระบบนิเวศบนบก (ร่วมกับ ISRO) |
โครงการที่ดำเนินการโดยเจพีแอล > เครื่องมือทางวิทยาศาสตร์ > ที่ใช้งานอยู่

ASTER
AIRS
DLRE
MIRO
MLS
MISR
Seawind
ASE
DRS
OPALS
AVIRIS
PRISM
ECOSTRESS
โครงการที่ดำเนินการโดยเจพีแอล > เครื่องมือทางวิทยาศาสตร์ > กำลังพัฒนา

MIRI ที่จะติดตั้งไปกับกล้องโทรทรรศน์อวกาศเจมส์เวบบ์ (James Webb Space Telescope) ประมาณปี 2021
CAL
MAIA
โครงการที่ดำเนินการโดยเจพีแอล > โครงการในอดีต > ภารกิจการสำรวจระบบสุริยะ

โครงการเอกซ์พลอเลอร์ (Explorer Program) 1 ถึง 5
โครงการเรนเจอร์ (Ranger Program)
โครงการเซอร์เวเยอร์ (Surveyor Program) สามารถลงจอดบนดวงจันทร์ได้เป็นครั้งแรก
โครงการมาริเนอร์ (Mariner Program) ภารกิจระหว่างดาวเคราะห์ภารกิจแรกเพื่อไปยังดาวอังคาร ดาวศุกร์ และดาวพุธ
โครงการไพโอเนียร์ (Pioneer Program)
โครงการไวกิง (Viking Program)
ยานสำรวจยูลิสซีส (Ulysses) ด้วยความร่วมมือกับ ESA
ยานสำรวจแมกเจลแลน (Magellan)
ยานสำรวจกาลิเลโอ (Galileo)
ยานสำรวจมาร์สออบเซิฟเวอร์ (Mars Observer)
ยานสำรวจมาร์สไคลเมตออร์บิเตอร์ (Mars Climate Orbiter)
ยานสำรวจดีปสเปซ 1 (Deep Space) และดีปสเปซ 2
ยานสำรวจมาร์สโกลบอลเซอร์เวเยอร์ (Mars Global Surveyor)
ยานสำรวจกัสซีนี–เฮยเคินส์ (Cassini-Huygens)
ยานสำรวจเจเนซิส (Genesis) ปี 2001
ยานสำรวจสตาร์ดัสต์ (Stardust)
ยานสำรวจมาร์สพาทไฟเดอร์ (Mars Pathfinder)
ภารกิจมาร์สเอกซ์พลอเรชันโรเวอร์ (Mars Exploration Rover) ได้แก่ โรเวอร์สปิริต (Spirit) และโรเวอร์ออปเพอร์จูนิที (Opportunity)
ยานสำรวจดวงจันทร์ภารกิจเกรล (Gravity Recovery and Interior Laboratory, GRAIL)
ยานสำรวจดอว์น (Dawn)
โครงการที่ดำเนินการโดยเจพีแอล > โครงการในอดีต > ภารกิจด้านดาราศาสตร์

กล้องโทรทรรศน์อวกาศไอเรส (IRAS) ร่วมกับ ESA ในปี 1983
กล้องโทรทรรศน์อวกาศไวร์ (WIRE) ปี 1999
กล้องโทรทรรศน์อวกาศแกเลกซ์ (GALEX) ปี 2003
กล้องโทรทรรศน์อวกาศเคปเลอร์ (Kepler) ปี 2009
โครงการที่ดำเนินการโดยเจพีแอล > โครงการในอดีต > ภารกิจสำรวจทรัพยากรโลก

ดาวเทียมซีแซท (Seasat) ปี 1978
ดาวเทียมควิกแซท (QuikSCAT) ปี 1999
ดาวเทียมอะคริมแซท (ACRIMSAT) ปี 1999
ดาวเทียมโทเปกซ์/โพไซดอน (TOPEX/Poseidon) ร่วมกับ CNES ปี 1992
ดาวเทียมเจสัน-1 (Jason-1) ร่วมกับ CNES ปี 2001
ดาวเทียมเกรซ (GRACE) ร่วมกับ DLR ปี 2002
ดาวเทียมโอซีโอ (Orbiting Carbon Observatory, OCO) ปี 2009
ดาวเทียมโซลาร์เมโซเฟียเอกซ์พลอเลอร์ (Solar Mesosphere Explorer) ปี 1981
โครงการที่ดำเนินการโดยเจพีแอล > โครงการในอดีต > เครื่องมือทางวิทยาศาสตร์

Aquarius
M3
NSCAT
WFPC2
YOUR
SIR-A, SIR-B, SIR-C
SRTM
ISS-RapidScat
ทำเนียบผู้อำนวยการเจพีแอล

| รายชื่อ | ช่วงที่รับตำแหน่ง |
| --- | --- |
ธีโอดอร์ ฟอน คาร์มาน (Theodore von Kármán): 1938 – 1944
แฟรงก์ มาลินา (Frank Malina): 1944 – 1946
ลูอิส ดันน์ (Louis Dunn): 1946 – 1 ตุลาคม 1954
วิลเลียม พิกเกอร์ริง (William H. Pickering): 1 ตุลาคม 1954 – 31 มกราคม 1976
บรูซ ซี เมอร์เรย์ (Bruce C. Murray): 1 เมษายน 1976 – 30 มิถุนายน 1982
ลูว์ อัลเลน (Lew Allen, Jr.): 22 กรกฎาคม 1982 – 31 ธันวาคม 1990
เอ็ดเวิร์ด ซี สโตน (Edward C. Stone): 1 มกราคม 1991 – 30 เมษายน 2001
ชาลส์ อีลาชี (Charles Elachi): 1 พฤษภาคม 2001 – 30 มิถุนายน 2016
ไมเคิล เอ็ม วัตกินส์ (Michael M. Watkins): 1 กรกฎาคม 2016 – 20 สิงหาคม 2021
แลร์รี ดี. เจมส์ (Larry D. James): 21 สิงหาคม 2021 – 15 พฤษภาคม 2022
ลอรี เลชิน (Laurie Leshin): 16 พฤษภาคม 2022 – ปัจจุบัน
สัญลักษณ์ * หมายถึงรับตำแหน่งชั่วคราว
อ่านเพิ่ม

(ภาษาอังกฤษ) Clayton R. Koppes, JPL and the American Space Program: A History of the Jet Propulsion Laboratory, Yale University Press, 1982, 320 หน้า (ISBN 978-0-300-23629-3) - จุดเริ่มต้นของห้องปฏิบัติการแรงขับเคลื่อนไอพ่น
(ภาษาอังกฤษ) Peter J. Westwick,  Into the Black - JPL and the American Space Program, 1976-2004, Yale University Press, 2006, 413 หน้า (ISBN 978-0-300-11075-3) - ห้องปฏิบัติการแรงขับเคลื่อนไอพ่นในช่วงปี 1976 ถึง 2004
(ภาษาอังกฤษ) Erik M. Conway, Exploration and Engineering - The Jet Propulsion Laboratory and the quest for Mars , Johns Hopkins University Press,2015, 418 หน้า (ISBN 978-0-300-23629-3) - ห้องปฏิบัติการแรงขับเคลื่อนไอพ่นกับภารกิจการสำรวจดาวอังคาร
(ภาษาอังกฤษ) Franklin O'Donnell, California Institute of Technology, 2002 (อ่านออนไลน์ เก็บถาวร 2019-05-06 ที่ เวย์แบ็กแมชชีน) - ประวัติของห้องปฏิบัติการแรงขับเคลื่อนไอพ่น
(ภาษาอังกฤษ) Franklin O'Donnell, The Venus Mission, California Institute of Technology, 2012 (อ่านออนไลน์ เก็บถาวร 2017-06-07 ที่ เวย์แบ็กแมชชีน) - ประวัติการพัฒนาโครงการมาริเนอร์ 2
(ภาษาอังกฤษ) Franklin O'Donnell, Explorer 1, California Institute of Technology, 2007 (อ่านออนไลน์ เก็บถาวร 2020-10-16 ที่ เวย์แบ็กแมชชีน) - ประวัติการพัฒนาดาวเทียมดวงแรกของสหรัฐ: เอกซ์พลอเรอร์ 1
ดูเพิ่ม > บทความที่เกี่ยวข้อง

องค์การบริหารการบินและอวกาศแห่งชาติ
เครือข่ายอวกาศห้วงลึก
การสำรวจดาวอังคาร
ยานสำรวจอวกาศ
ประวัติศาสตร์การบินอวกาศ
ดูเพิ่ม > แหล่งข้อมูลอื่น

เว็บไซต์ทางการของห้องปฏิบัติการแรงขับเคลื่อนไอพ่น
เว็บไซต์ทางการของเครือข่ายอวกาศห้วงลึก
เว็บไซต์โครงการศึกษาดาววัตถุใกล้โลกที่ดำเนินการโดยเจพีแอล
การทดสอบจรวดครั้งแรกที่หุบเขาแถบอาร์รอโยเซโก จากซ้ายไปขวา รูดอล์ฟ ชอต, อะพอลโล มิลตัน โอลิน สมิธ, แฟรงก์ มาลินา, เอ็ด ฟอร์แมน, และ แจ็ค พาร์สัน (พฤศจิกายน 1936)
ศาสตราจารย์ธีโอดอร์ ฟอน คาร์มาน หนึ่งในผู้ร่วมก่อตั้งห้องปฏิบัติการแรงขับเคลื่อนไอพ่น ที่สถาบันเทคโนโลยีแคลิฟอร์เนีย
ภาพถ่าย แฟรงก์ มาลินา หนึ่งในผู้ร่วมก่อตั้งเจพีแอลและดำรงตำแหน่งผู้อำนวยการตั้งแต่ปี 1944 ถึง 1946 ยืนคู่กับจรวด WAC Corporal ซึ่งพัฒนาโดยเจพีแอล
การยิงจรวด Bumper ในปี 1950 ซึ่งประกอบไปด้วยขีปนาวุธ V2 ติดอยู่บนส่วนหัวของจรวด Corporal ครั้งนั้นทำระดับความสูงได้ที่ 400 กิโลเมตร
ที่ทำการของเจพีแอลในช่วงทศวรรษ 1950 กลุ่มอาคารที่เรียงตัวกันไปตามแนวสันของภูเขาเซนต์กาเบรียล
แจ็ค พาร์สัน วิศวกรจรวด ซึ่งภายหลังเสียชีวิตจากเหตุระเบิด
แฟรงก์ มาลินา ผู้บุกเบิกเทคโนโลยีจรวดและหนึ่งในผู้ก่อตั้งเจพีแอล
เฉียน เสียเซิน ซึ่งเดินทางออกจากสหรัฐ และได้ทำการพัฒนาขีปนาวุธให้ทางการจีนในเวลาต่อมา
ตราสัญลักษณ์ของปีธรณีฟืสิกส์สากล
เจพีแอล และทีมจากกองทัพบกสหรัฐ กำลังทำการทดสอบแผ่นกันความร้อนบนจรวดจูปิเตอร์-C (ปี 1957)
การประกอบดาวเทียมเอ็กซ์พลอเรอร์ 1 เข้ากับจรวดนำส่ง
อุโมงค์ลมระดับอัตราเร็วไฮเปอร์โซนิกของเจพีแอล ระหว่างงานเปิดตัวในปี 1959
ยานสำรวจเรนเจอร์ 6 ซึ่งกำลังมีการทดสอบการสั่นสะเทือน ในปี 1963
การทดสอบครั้งสุดท้ายของยานาริเนอร์ 2 (1 มกราคม 1962)
ห้องควบคุมหลักของเครือข่ายอวกาศห้วงลีก หรือ DSN ที่ห้องปฏิบัติการแรงขับเคลื่อนไอพ่น ในปี 1993
ป้ายทางเข้าด้านหน้าของเจพีแอล
รถโรเวอร์ที่ถูกส่งไปดาวอังคาร เรียงจากซ้ายไปขวาคือ โรเวอร์สปิริต/ออปเพอร์จูนิที, โรเวอร์โซเจอร์เนอร์ (Sojourner) และโรเวอร์คิวริออซิตี (Curiosity)
มหาวิทยาลัยเจมส์คุก

บริเวณหน้ามหาวิทยาลัย
มหาวิทยาลัยเจมส์ คุก (อังกฤษ: James Cook University - อักษรย่อ : JCU) มหาวิทยาลัยของรัฐบาล ตั้งอยู่ที่เมืองทาวน์สวิลล์ รัฐควีนส์แลนด์ ประเทศออสเตรเลีย จัดเป็นมหาวิทยาลัยชั้นนำแห่งหนึ่งของออสเตรเลีย ก่อตั้งขึ้นเมื่อวันที่ 20 เมษายน ปี ค.ศ. 1970 โดยชื่อของมหาวิทยาลัยได้มาจากกัปตันเจมส์ คุก นักสำรวจและนักเดินเรือชาวอังกฤษในช่วงศตวรรษที่ 18 ซึ่งเป็นบุคคลแรกที่ค้นพบทวีปออสเตรเลีย
มหาวิทยาลัยเจมส์ คุก ดำเนินการโดยกงสุล JCU ซึ่งก่อตั้งภายใต้พระราชบัญญัติมหาวิทยาลัยเจมส์ คุก ปี ค.ศ. 1997 เป็นมหาวิทยาลัยที่ประกอบด้วยหลายวิทยาเขต ซึ่งวิทยาเขตกลางอยู่ที่เมืองทาวน์สวิลล์ ตั้งอยู่ทางตอนเหนือของรัฐควีนส์แลนด์ และยังมีวิทยาเขตอื่นตั้งอยู่ที่บริสเบนและสิงคโปร์อีกด้วย
มหาวิทยาลัยเจมส์ คุก เป็นหนึ่งในมหาวิทยาลัยเพียง 17 แห่งในออสเตรเลียที่ถูกจัดอันดับอยู่ในมหาวิทยาลัยระดับโลกชั้นนำ 500 อันดับในปัจจุบัน
มีหลักสูตรมากมายสำหรับระดับปริญญาตรีและบัณฑิตวิทยาลัย ได้แก่ ศิลปศาสตร์ ธุรกิจ ศึกษาศาสตร์ วิศวกรรมศาสตร์ นิติศาสตร์ ศิลปศาสตร์เชิงสร้างสรรค์ แพทยศาสตร์และวิทยาศาสตร์สุขภาพ วิทยาศาสตร์ เทคโนโลยีสารสนเทศ และสังคมศาสตร์ แต่ละสาขาวิชามุ่งเน้นให้ผู้เรียนได้รับความรู้ที่จะสามารถนำไปใช้ในโลกปัจจุบันได้อย่างแท้จริง และยังส่งเสริมการทำงานระดับวิชาชีพจริง ๆ
แหล่งข้อมูลอื่น

เว็บไซต์มหาวิทยาลัย
แนะนำมหาวิทยาลัยเจมส์ คุก เก็บถาวร 2008-12-18 ที่ เวย์แบ็กแมชชีน
มหาวิทยาลัยเคปทาวน์

| --- | --- |
Universiteit van Kaapstad iYunivesithi yaseKapa
ทิวทัศน์วิทยาเขตบน (Upper Campus) ของมหาวิทยาลัยเคปทาวน์
ชื่อเดิม: วิทยาลัยแอฟริกาใต้
คติพจน์: Spes Bona
คติพจน์อังกฤษ: Good Hope
ประเภท: สาธารณะ
สถาปนา: 1 ตุลาคม 1829; 195 ปีก่อน (1829-10-01)
ทุนทรัพย์: ZAR 11.8 พันล้าน 
อธิการบดี: Precious Moloi-Motsepe
รองอธิการบดี: Mamokgethi Phakeng
อาจารย์: 1,208
เจ้าหน้าที่: 3,179
ผู้ศึกษา: 28,703
ปริญญาตรี: 17,217
บัณฑิตศึกษา: 10,511
ที่ตั้ง: เคปทาวน์, เวสเติร์นเคป, แอฟริกาใต้ 33°57′27″S 18°27′38″E﻿ / ﻿33.95750°S 18.46056°E﻿ / -33.95750; 18.46056
วิทยาเขต: วิทยาเขตชานเมือง 4 แห่ง วิทยาเขตเมือง 2 แห่ง
สี: น้ำเงินอ่อน, น้ำเงินเข้ม, ดำ และ ขาว        
ฉายา: Ikeys
เครือข่าย: AAU, ACU, CHEC, HESA, IARU, IAU, WUN
มาสคอต: เสือ
เว็บไซต์: www.uct.ac.za
มหาวิทยาลัยเคปทาวน์ (อังกฤษ: University of Cape Town; UCT) เป็นมหาวิทยาลัยเพื่อการวิจัยสาธารณะ ตั้งอยู่ในเมืองเคปทาวน์ จังหวัดเวสเติร์นเคป ประเทศแอฟริกาใต้ ก่อตั้งขึ้นในปี 1829 ภายใต้ชื่อวิทยาลัยแอฟริกันใต้ เป็นสถาบันอุดมศึกษาที่เก่าแก่ที่สุดในแอฟริกาใต้ และเป็นสถาบันที่ได้รับสถานะมหาวิทยาลัยที่เก่าแก่ที่สุดในประเทศ และในภูมิภาคซับซาฮารา คู่กับมหาวิทยาลัยสเตลเลนบอช ซึ่งได้รับสถานะมหาวิทยาลัยในัวนเดียวกันเมื่อปี 1918
มหาวิทยาลัยประกอบด้วย 57 กน่วยงานภายใต้ 6 คณะและศูนย์สหวิทยาการเพื่อการอุดมศึกษา 1 แห่ง มหาวิทยาลัยมีนักศึกษาอยู่ที่ 29000 ถึง 30000 คนที่กำลังศึกษาในสาขาศิลปศาสตร์ (liberal arts), วิทยาศาสตร์บริสุทธิ์ (pure sciences) และวิชาชีพ (professional) ซึ่งมีวุฒิการศึกษาตั้งแต่ปริญญาตรี (NQF 7) ถึงปริญญาเอก (NQF 10). ชุมชนนักศึกษาของมหาวิทยาลัยมีความหลากหลายและประกอบด้วยชุมนุมและขมรมมากกว่า 100 กลุ่ม ภายใต้ความสนใจที่หลากหลาย เช่นศาสนา การเมือง วัฒนธรรม จิตอาสา และกีฬา มหาวิทยาลัยเคปทาวน์เป็นมหาวิทยาลัยคู่แข่งทั้งทางการศึกษา กีฬา และประวัติศาสตร์กับมหาวิทยาลัยสเตลเลนบอช ภาษาที่ใช้ในการเรียนการสอนคือภาษาอังกฤษภาษาเดียว
มหาวิทยาลัยเคปทาวน์เป็นมหาวิทยาลัยอันดับหนึ่งของทวีปแอฟริกาโดยการจัดอันดับคิวเอสเวิลด์ยูนิเวอร์ซิที, การจัดอันดับของอุดมศึกษาไทมส์ และในการจัดอันดับทางวิชาการ ส่วนคณะวิทยาการธุรกิจ (Commerce), นิติศาสตร์ และแพทยศาสตร์ ล้วนติดอันดับหนึ่งในร้อยของโลกมาโดยตลอด นอกจากนี้มหาวิทยาลัยยังเป็นมหาวิทยาลัยเดียวของทวีปแอฟริกาที่เป็นสมาชิก GULF ของเวิลด์เอคอนอมิกฟอรัม ซึ่งประกอบด้วยมหาวิทยาลัยชั้นนำ 26 แห่งของโลก มีบุคลากร อาจารย์ และศิษย์เก่าของมหาวิทยาลัยรวม 5 คนที่เคนได้รับรางวัลโนเบล และมีคณาจารย์รวม 35 คนที่ได้รับสถานะนักวิจัยของ NRF ระดับเอ (A) คิดเป็น 30% ของนักวิจัยทั้งหมดในประเทศที่มีสถานะดังกล่าว และคณาจารย์อีก 88 คนซึ่งเป็นสมาชิกวิทยาลัยวิทยาศาสตร์แห่งชาติ
แหล่งข้อมูลอื่น

เว็บไซต์ทางการ
Statute of the University of Cape Town, Government Notice No. 1199, 20 September 2002.
Southern African University เก็บถาวร 2011-07-28 ที่ เวย์แบ็กแมชชีน
UCT OpenContent - Open Educational Resource website
| ฐานข้อมูลการควบคุมรายการหลักฐาน  |
| --- | --- |
นานาชาติ:  FAST  ISNI  VIAF 
ประจำชาติ:  นอร์เวย์  ฝรั่งเศส  BnF data  เยอรมนี  อิสราเอล  สหรัฐ  เช็กเกีย  ออสเตรเลีย  โครเอเชีย  โปแลนด์  นครรัฐวาติกัน 
วิชาการ:  CiNii 
ศิลปิน:  ULAN 
ประชาชน:  ISIL ZA-SaRbUCT 
อื่น ๆ:  IdRef
มหานวดารา

ภาพจำลองจากศิลปินแสดงให้เห็นมหานวดารา SN 2006gy ที่กล้องโทรทรรศน์อวกาศรังสีเอกซ์จันทราจับภาพได้ อยู่ห่างจากโลก 240 ล้านปีแสง
มหานวดารา หรือเรียกทับศัพท์ว่า ซูเปอร์โนวา (อังกฤษ: supernova) เป็นหนึ่งในเหตุการณ์การระเบิดที่มีพลังมากที่สุดเท่าที่ค้นพบในเอกภพ นั่นคือเป็นการระเบิดของดาวฤกษ์มวลมากเมื่อสิ้นอายุขัยแล้ว จะเปล่งแสงสว่างมหาศาลและระเบิดออกรัศมีสว่างวาบเป็นรัศมีเพียงชั่วครู่ ก่อนจะเลือนจางลงในเวลาสัปดาห์หรือเดือนเท่านั้น
ระหว่างช่วงเวลาสั้น ๆ ที่เกิดมหานวดารานี้ มันจะปลดปล่อยพลังงานมหาศาลขนาดเท่ากับพลังงานของดวงอาทิตย์ดวงหนึ่งสามารถปลดปล่อยได้ทั้งชีวิตทีเดียว การระเบิดจะขับไล่ดวงดาวและวัตถุต่าง ๆ ที่อยู่ใกล้ให้กระเด็นออกไปไกลด้วยความเร็ว 10% ของความเร็วแสง (30,000 กิโลเมตร/วินาที) และเกิดคลื่นกระแทกแผ่ออกไปโดยรอบตรงช่องว่างระหว่างดวงดาว การกระแทกนี้ได้กวาดเหล่าแก๊สและฝุ่นละอองออกไปอย่างรวดเร็ว เรียกปรากฏการณ์นี้ว่าการเกิดซากมหานวดารา (supernova remnant)
แต่ละประเภทของมหานวดารา ที่ยังปรากฏให้เห็นอยู่ แบ่งได้เป็น 2 ประเภท ซึ่งเกิดพลังงานที่เกิดจากแกนกลางของดาวมวลมากที่มีอายุมากที่เริ่มสร้างพลังงานจากนิวเคลียร์ฟิวชัน ที่อยู่ภายใต้แรงโน้มถ่วงที่อาจจะนำไปสู่การยุบตัวของดาวฤกษ์ จนอาจกลายเป็นดาวนิวตรอนหรือไม่ก็หลุมดำ การปลดปล่อยพลังงานศักย์โน้มถ่วง ทำให้เกิดทั้งความร้อนและสาดผิวชั้นนอกของดวงดาวให้กระเด็นออกไป ในทางกลับกันถ้าดาวแคระขาวที่สะสมสสารจากดาวฤกษ์ข้างเคียง หรือที่เรียกว่าระบบดาวคู่ (binary star system) ซึ่งเป็นการเพิ่มอุณหภูมิของแกนกลางจนกระทั่งเกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันถึงระดับของธาตุคาร์บอน แกนกลางของดาวฤกษ์ที่ร้อนระอุซึ่งจะอยู่ในสภาวะยุบตัวเนื่องจากมีมวลเกินค่าขีดจำกัดจันทรเศขร (Chandrasekhar limit) ซึ่งมีค่าประมาณ 1.38 เท่าของดวงอาทิตย์ เกิดเป็นมหานวดาราประเภท 1a (Type Ia Supernovae) แต่ว่าดาวแคระขาวจะแตกต่างตรงที่มีการระเบิดที่เล็กกว่าโดยใช้เชื้อเพลิงจากไฮโดรเจนที่ผิวของมัน เรียกว่า โนวาดาวที่มีมวลน้อย (ประมาณไม่ถึงเก้าเท่าของดวงอาทิตย์) เช่นดวงอาทิตย์ของเรา จะวิวัฒน์ไปเป็นดาวแคระขาวโดยปราศจากการเกิดมหานวดารา
ประเภทของมหานวดาราที่เราคุ้นเคยที่สุดก็คือ มหานวดาราประเภท 2 (Type II Supernovae) เกิดจากการสิ้นสุดวงจรชีวิตของดาวฤกษ์ ที่มีขนาดยักษ์กว่าดวงอาทิตย์ของเรา โดยการระเบิดจะเกิดขึ้นอย่างรุนแรงและรวดเร็ว เมื่อเชื้อเพลิงนิวเคลียร์ในแกนกลางของดาวฤกษ์หมดลง แรงดันที่เกิดจากอิเล็กตรอนผลักกันก็จะหายไป ดาวฤกษ์จะยุบตัวลงเนื่องจากแรงโน้มถ่วงอะตอมธาตุในแกนกลางดาวฤกษ์บีบอัดตัวจนชนะแรงผลักจากประจุ อะตอมจึงแตกออกเหลือแต่นิวตรอนอัดตัวกันแน่นแทน เปลือกดาวชั้นนอก ๆ ที่บีบอัดตามเข้ามาจะกระแทกกับแรงดันจากนิวตรอน จนกระดอนกลับและระเบิดกลายเป็นมหานวดารา วัสดุสารจากการระเบิดมหานวดาราจะเคลื่อนที่ด้วยความเร็วเกือบเท่าความเร็วแสง ที่ใจกลางของมหานวดาราจะมีก้อนนิวตรอนซึ่งจะเรียกว่า ดาวนิวตรอน
โดยเฉลี่ยแล้ว มหานวดาราจะเกิดประมาณห้าสิบปีครั้งหนึ่งในดาราจักรที่มีขนาดเท่า ๆ กับทางช้างเผือกของเรา มีบทบาทสำคัญกับการเพิ่มมวลให้กับมวลสารระหว่างดวงดาว นอกจากนั้น การแผ่กระจายของคลื่นกระแทกจากการระเบิดของมหานวดาราสามารถก่อให้เกิดดวงดาวใหม่ๆได้มากมาย
คำว่า “โนวา” มาจากภาษาลาติน แปลว่าใหม่ หมายถึงการเกิดใหม่ของดวงดาวใหม่ที่ส่องแสงสว่างในท้องฟ้า ส่วนคำว่า “ซูเปอร์” จำแนกมหานวดาราออกจาก โนวา ธรรมดา ต่างกันที่ความสว่างที่สว่างกว่า ขนาดและทางกลที่ต่างกันด้วย คำว่ามหานวดาราใช้ครั้งแรกในหนังสือ Merriam-Webster's Collegiate Dictionary ตีพิมพ์เมื่อปี 1926
ประวัติศาสตร์การค้นพบ

ครั้งแรกที่ทำการบันทึกการเกิดมหานวดารา คือ SN 185 ค้นพบโดยนักดาราศาสตร์ชาวจีน ในปี ค.ศ.185 มหานวดาราที่สว่างที่สุดเท่าที่เคยบันทึกคือ SN 1006 อธิบายรายละเอียดโดยนักดาราศาสตร์ชาวจีนและอาหรับ มหานวดาราที่สังเกตง่ายอีกอันหนึ่งคือ SN 1054 หรือ เนบิวลารูปปู มหานวดาราที่ค้นพบทีหลังด้วยสายตาคือ SN 1572 และ SN 1604 ซึ่งอยู่ในดาราจักรทางช้างเผือก ถูกบันทึกว่ามีผลกระทบต่อการพัฒนาทางดาราศาสตร์ ในยุโรป เพราะพวกเขาใช้เป็นข้อถกเถียงกับความคิดของอริสโตเติล ที่กล่าวว่า “จักรวาลที่อยู่นอกเหนือจากดวงจันทร์และดาวเคราะห์ ไม่มีอยู่จริง”
หลังจากมีการพัฒนากล้องดูดาวจึงสามารถค้นพบมหานวดาราได้จากดาราจักรอื่น ๆ ได้ เริ่มจากปี 1885 การสังเกตมหานวดารา S Andromedae ในดาราจักรแอนดรอเมดา มหานวดาราก่อให้เกิดความรู้ที่สำคัญด้านจักรวาลวิทยา ในช่วงศตวรรษที่ยี่สิบ แบบจำลองแบบต่าง ๆ ของมหานวดาราถูกพัฒนามากขึ้น และทำให้นักวิทยาศาสตร์เข้าใจวงจรชีวิตของดาวของดวงดาวได้มากขึ้นด้วย มหานวดาราที่อยู่ห่างไกลซึ่งถูกค้นพบเร็ว ๆ นี้ พร่ามัวมากกว่าที่คาดเอาไว้ ซึ่งเป็นหลักฐานว่า จักรวาลอาจมีการขยายตัวด้วยความเร่ง
7 พฤษภาคม 2550 มีรายงานการค้นพบมหานวดาราที่สว่างที่สุด เอสเอ็น 2006 จีวาย (SN2006gy) ในดาราจักร เอ็นจีซี 1260 (NGC 1260) เป็นการดับสลายของดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่าดวงอาทิตย์ถึง 150 เท่า มีช่วงสูงสุดของการระเบิดยาวนานถึง 70 วันต่างจากมหานวดาราอื่น ๆ ที่มีช่วงสูงสุดเพียงแค่ 2 สัปดาห์ และมีความสว่างมากกว่าอีกหลายร้อยมหานวดาราที่นักดาราศาสตร์เคยสังเกตเห็น
การค้นหา

เพราะว่ามหานวดาราเกิดขึ้นน้อยในดาราจักรของเรา เกิดทุก ๆ ห้าสิบปี การได้มาซึ่งตัวอย่างของการเกิดมหานวดารา ต้องศึกษามาจากการสังเกตหลาย ๆ ดาราจักร
แต่มหานวดาราในดาราจักรอื่น ๆ ไม่สามารถทำนายล่วงหน้าได้อย่างแม่นยำนัก แสงหรือการส่องสว่างจากการระเบิดของมหานวดาราทำให้นักดาราศาสตร์ใช้มหานวดาราเป็นเทียนมาตรฐาน เพื่อวัดใช้ระยะทางจากโลกถึงดาราจักรที่มีมหานวดาราปรากฏอยู่ นอกจากนี้นักเอกภพวิทยาซึ่งศึกษามหานวดาราประเภทนี้ยังบอกได้ว่าเอกภพของเรากำลังขยายตัวด้วยความเร่ง และยังมีความสำคัญมากในการค้นหามันก่อนที่มันจะเกิดการระเบิด นักดาราศาสตร์มือสมัครเล่นที่มีจำนวนมากกว่านักดาราศาสตร์มืออาชีพ มีบทบาทอย่างมากในการค้นพบมหานวดารา โดยทั่วไปจากการมองไปยังดาราจักรใกล้ ๆ ผ่านกล้องโทรทรรศน์แสง และเปรียบเทียบมันกับรูปที่เคยบันทึกไว้ก่อนหน้า
จนกระทั่งถึงปลายศตวรรษที่ยี่สิบ นักดาราศาสตร์หันมาใช้คอมพิวเตอร์ในการควบคุมกล้องโทรทรรศน์และซีซีดี ในการตามล่าค้นหามหานวดารา เมื่อสิ่งนี้เป็นที่นิยมสำหรับนักดาราศาสตร์มือสมัครเล่น จึงมีการติดตั้งเครื่องมืออย่าง Katzman Automatic Imaging Telescope (เป็นกล้องโทรทรรศน์ที่ถ่ายภาพได้) เป็นต้น เร็ว ๆ นี้ โปรเจกต์ที่ชื่อว่า Supernova Early Warning System (SNEWS) เริ่มมีการใช้การตรวจจับนิวตริโนเป็นตัวช่วยในการค้นหามหานวดาราในดาราจักรทางช้างเผือก เพราะนิวตริโนเป็นอนุภาคที่ถูกผลิตขึ้นจากการระเบิดของมหานวดารา และไม่ถูกดูดกลืนโดยแก๊สและฝุ่นละอองต่าง ๆ ในระหว่างดวงดาวในดาราจักรนั้น
การค้นหามหานวดาราแบ่งออกเป็นสองกลุ่ม โดยจะให้ความสนใจเรื่องความสัมพันธ์ของสิ่งใกล้ ๆกัน กับการมองหาการระเบิดที่ไกลออกไป เพราะการระเบิดของจักรวาล ทำให้วัตถุต่าง ๆ ในจักรวาลเคลื่อนห่างออกจากกัน การถ่ายภาพสเปกตรัมของดาราจักรหลายสิบดวงจะพบว่า แสงจากดาราจักรเกือบทุกดาราจักรมีลักษณะการเลื่อนทางแดง นั่นคือวัตถุที่อยู่ไกลออกไปมากจะเคลื่อนที่ด้วยความเร็วสูงกว่าวัตถุที่อยู่ใกล้กว่าและเรียกได้ว่ามีการเลื่อนไปทางแดงสูงกว่า
การค้นหาการเลื่อนแดงสูงจะช่วยในการจับสังเกตมหานวดารา และสามารถคำนวณหาระยะห่างและความเร็วเคลื่อนออกของมหานวดารานั้นได้ด้วย โดยการสังเกตว่าการเลื่อนแดงเลื่อนไปมากน้อยเพียงใด ความสัมพันธ์นี้อยู่ในกฎของฮับเบิล
การตั้งชื่อ

มหานวดาราที่ค้นพบจะถูกรายงานไปให้ International Astronomical Union's Central Bureau for Astronomical Telegrams ทราบเพื่อตั้งชื่อ ชื่อจะใส่ปีที่ถูกค้นพบหลังชื่อที่เป็นอักษรหนึ่งหรือสองตัว มหานวดารายี่สิบหกอันแรกของปีถูกตั้งโดยใช้อักษร A ถึง Z เป็นอักษรตัวใหญ่ หลังจากนั้นอักษรตัวเล็กที่เป็นคู่จึงถูกใช้ตามมา เช่น aa, ab ประมาณนี้ นักดาราศาสตร์ทั้งมืออาชีพและมือสมัครเล่นต่างค้นหามหานวดาราได้มากถึงกว่าร้อยอันในหนึ่งปี (367 ในปี 2005, 551 ในปี 2006, 572 ในปี 2007) ยกตัวอย่างเช่น มหานวดาราอันสุดท้ายที่ค้นพบในปี 2005 ชื่อว่า SN 2005nc ทำให้รู้ว่ามันเป็นมหานวดาราที่ค้นพบลำดับที่ 367 ในปี 2005  (nc ระบุว่าเป็นลำดับที่สามร้อยหกสิบเจ็ด)
ชื่อของมหานวดาราที่เคยบันทึกไว้โดยใช้การระบุปีที่ค้นพบได้แก่ SN 185, SN 1006, SN 1054, SN 1572 (Tycho's Nova) และ SN 1604 (Kepler's Star) ตั้งแต่ปี 1885 ตัวอักษรจึงได้ใช้ต่อท้ายปีนั้นด้วย เช่น SN 1885A, 1907A เป็นต้น โดยมหานวดาราอันสุดท้ายที่ค้นพบคือ SN 1947A โดยใช้ SN เป็นตัวขึ้นต้น
การจัดแบ่งประเภท

ความพยายามที่จะทำความเข้าใจมหานวดาราอย่างถ่องแท้ ทำให้นักดาราศาสตร์ต้องมีการจัดแบ่งประเภทตามข้อกำหนดของ เส้นการดูดกลืนของความแตกต่างทางเคมีของธาตุซึ่งจะปรากฏในสเปคตราของมัน  ธาตุแรกที่จะแบ่งคือการปรากฏหรือไม่ปรากฏของเส้นสเปคตรัมไฮโดรเจน ถ้าหาสเปคตรัมของมหานวดารามีเส้นของไฮโดรเจน (รู้จักในนามของ อนุกรมของบัลเมอร์ในส่วนหนึ่งของสเปกตรัมที่มองเห็นได้) มันถูกจัดไว้ใน Type II หรือประเภทที่สอง นอกจากนั้นก็เป็นประเภทที่หนึ่ง หรือ Type I ประเภทเหล่านี้ยังจำแนกเป็นซับดิวิชันได้อีก โดยจัดตามเส้นที่มีอยู่หรือปรากฏอยู่จริงจากธาตุต่าง ๆ และรูปร่างของเส้นโค้งแสง (light curve…เป็นกราฟของโชติมาตรปรากฏของมหานวดารากับเวลา)
| ประเภท | ลักษณะ |
| --- | --- |
Type I
Type Ia: ไม่มีไฮโดรเจน และ แสดงลักษณะของ เส้นซิลิกอน (a singly-ionized silicon (Si II) line) ที่ 615.0 นาโนเมตร, ใกล้จุดพีคของแสง
Type Ib: เกิดเส้น Non-ionized helium (He I) line ที่ 587.6 นาโนเมตร และ ลักษณะการดูดกลืนซิลิกอนไม่เด่นชัด ใกล้ 615 นาโนเมตร
Type Ic: มีเส้นฮีเลียมน้อย หรือไม่มีเลย และลักษณะการดูดกลืนซิลิกอนไม่เด่นชัด ใกล้ 615 นาโนเมตร
Type II
Type IIP: เส้นโค้งแสงแทบจะไม่ปรากฏ
Type IIL: เป็นเส้นตรงลดลงในเส้นโค้งแสง (กราฟแมคนิจูดกับแสงเป็นเส้นตรง)
มหานวดาราประเภทที่สอง Type II จะเป็นซับดีวิชันอะไรนั้นขึ้นอยู่กับสเปคตราของมัน ในขณะที่ส่วนใหญ่แล้วมหานวดาราประเภทที่สองแสดงเส้นการแผ่รังสีค่อนข้างกว้าง ซึ่งบ่งชี้ถึงการกระจายตัวของความเร็วในค่าเป็นพันกิโลเมตรต่อวินาที บางอันแสดงความสัมพันธ์เฉพาะในช่วงแคบ เหล่านี้เรียกว่า Type IIn โดยตัว n คือ narrow หรือแคบ นั่นเอง
มหานวดาราส่วนน้อยอีกส่วนหนึ่ง เช่น SN 1987K and SN 1993J แสดงการเปลี่ยนประเภท คือมีการแสดงเส้นไฮโดรเจนในช่วงแรก ๆ แต่ว่า เมื่อผ่านไปเป็นสัปดาห์หรือเดือน เส้นที่เด่นจะเป็นเส้นฮีเลียม ประเภท IIb จะใช้อธิบายการรวมกันของ Type II และ Ib
แบบจำลองในปัจจุบัน

โดยทั่วไปแล้ว มหานวดาราเกิดจากการระเบิดของดาวฤกษ์มวลมากเมื่อมันหมดอายุขัย ดาวฤกษ์เมื่อยังมีชีวิตจะประกอบไปด้วยก๊าซไฮโครเจนเป็นส่วนใหญ่ ก๊าซปริมาณมหาศาลรวมตัวจึงเกิดสนามแรงโน้มถ่วง ทำให้หดตัวเข้าสู่จุดศูนย์กลาง แต่แรงโน้มถ่วงเหล่านั้นก็ทำให้อะตอมอยู่ชิดกันและเสียดสีกันเกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชัน (Fusion Nuclear Reaction) ซึ่งจะเปลี่ยนไฮโดรเจนรวมเป็นธาตุที่หนักกว่านั่นคือฮีเลียมและแผ่คลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าทั้งความร้อนและแสงสว่างออกมา ถ้าหากว่าไม่มีอะไรหยุดยั้ง ปฏิกิริยาฟิวชันก็จะดำเนินไปจนเกิดธาตุหนักไปเรื่อย ๆ เช่น จากไฮโดรเจนรวมเป็นฮีเลียม คาร์บอน ออกซิเจน หลอมรวมกันจนผลสุดท้ายที่หนักที่สุดก็คือธาตุเหล็ก และจะสะสมธาตุหนักเหล่านี้ไว้ที่แกนกลางผิวนอกก็จะเป็นธาตุที่เบากว่า แต่มันเป็นไปไม่ได้ตลอดกาล เพราะเมื่ออะตอมมีการชิดกันขึ้น จะเกิดแรงดันที่เรียกว่า ความดันสถานะเสื่อมของอิเล็กตรอน อันเกิดจากการที่อิเล็กตรอนถูกบีบให้ชิดกันจนเกิดแรงผลักต่อกันเอง ช่องว่างระหว่างสสารย่อมน้อยลงจนถึงระดับที่อิเล็กตรอนเต็มช่องว่างเหล่านั้นหมดแล้ว อิเล็กตรอนที่อยู่ผิวนอกกว่าก็ไม่สามารถอัดเข้ามาได้อีก เป็นสภาพที่ไม่สามารถดันให้ปริมาตรเล็กลงได้อีก
ดาวฤกษ์จะอยู่ในสภาพนี้โดยไม่ยุบตัว จนกว่ามันจะเผาไฮโดรเจนหมดลงซึ่งทำความดันต้านแรงโน้มถ่วงไม่มีอีกต่อไป สำหรับดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยกว่า 1.38 เท่าของดวงอาทิตย์ ในขณะที่ยุบตัว แรงดันสภาพซ้อนสถานะของอิเล็กตรอนจะต้านทานการยุบตัวของดาวได้ทำให้มันกลายเป็นดาวแคระขาวและไม่เกิดมหานวดารา
แต่มันจะกลายเป็นมหานวดาราได้ ถ้าหากว่าดาวแคระขาวดวงนั้นเป็นระบบดาวคู่ และจะนำไปสู่มหานวดาราประเภท Ia ส่วนที่เหลือนั้นจะเป็นมหานวดาราที่เกิดจากดาวมวลมาก (massive star) ทั้งสิ้น ซึ่งจะเป็นประเภท Ib , Ic และ II