sorrow

 

ดร. วีรพงษ์ พูดถึงประวัติศาสตร์การเมืองไทย

 

นี่คือสิ่งที่ผมพยายามสื่อให้พวกท่านในนี้ทราบมานาน

 

แน่นอนนักการเมือง มีทั้งคนชอบ ไม่ชอบ รัก และเกลียด

 

แต่ไม่ว่าอย่างไร ประชาธิปไตย ต้องเป็นไปตามเสียงส่วนใหญ่

 

ประท้วงแบบชาวนาที่ปิดถนน มีแต่คนเห็นใจ

 

รัฐบาลจะไปเพราะนโยบายเช่นนั้น เป็นสิ่งที่ยอมรับได้

 

แต่ด้วยวิธีการที่ คน กทม ส่วนน้อยบางคน  ร่วมกันกับคนใต้กำลังทำขณะนี้ ประชาชนส่วนใหญ่เขาไม่เอา

 

แต่ก็ยังหลอกตัวเองอยู่อีก ว่าคนส่วนใหญ่เขาเอาด้วย

 

ที่สำคัญ คน กทม ที่ส่วนใหญ่เป็นพวกมีความรู้ดีนี่แหละ ถูกปั่นหัวได้ง่ายที่สุด

 

ที่แย่กว่านั้นคือพอเชื่ออะไรแล้ว จะให้เลิกเชื่อยากมาก ด้วยอีโก้สูง เสียหน้าไม่ได้

 

ไม่ได้จะว่าคนคิดต่าง แต่ไม่ใช่การจัดระเบียบคนที่เห็นต่างต้องเป็นคนอีกฟากที่ต้องเอาให้ตาย

 

ความคิดเช่นนี้ อันตรายอย่างยิ่ง

ประธาน กปปส คือใคร

ประธาน กปปส คือใคร

ประธาน กปปส คือใคร

ประธาน กปปส คือใคร

ประธาน กปปส คือใคร

ประธาน กปปส คือใคร

ประธาน กปปส คือใคร

ประธาน กปปส คือใคร...............................

TPBS สัมภาษณ์คุณ Michael Yon โดยคุณณัฐฐา ออกอากาศตอนนี้เลยครับ

วิศวกรรม !!! chaidee20 ไปด้วยรึเปล่า ???

ใจดี THE LIAR อยู่ฝ่ายประชาติ๊บปะไต คงไปจุดเทียนมากกว่าครัชชช

แต่ถ้าไปก็อาจไปทำหน้าหม้อส่องสาวอยู่ท้ายๆ ขบวน

 เลือกตั้งแล้วถึงเปิดสภาไม่ได้แต่ สส. ที่ได้รับเลือกก็ยังได้เอกสิทธิ์คุ้มครองใช่มั๊ยครับ?

ถ้าจำไม่ผิด เอกสิทธิ์คุ้มครองมีเฉพาะในสมัยประชุมนะครับ ถ้าเปิดสภาไม่ได้ก็ไม่น่าจะมีเอกสิทธิ์

ความคิดเห็นของคุณหมอท่านนี้ในเรื่อง "นายทุน-ขุนศึก" เหมือนถูกแช่แข็งไว้กว่าสามสิบปี ถ้ามีใครบอกผมว่าแกเพิ่งถูกปลุกออกมาจาก Time Capsule ผมก็คงเถียงไม่ออก

ต้องไม่ให้เรียนวิทยาศาสตร์ ไอทีทั้งหลาย กับบัญชีด้วยครัชชช พวกนี้ก็โดนหลอกเหมือนกัลลล

ข้ามมาตอนค่ำ

ลุงกำนันมาแล้ว

นั่งฟังกันชิว ชิว

ชัดมะ นางโย๊ก

ฟัง...

แค้มป์กลางกรุง แบบนี้ไม่พลาดรายการสำคัญแน่นวล

นี่ก็ฟัง...

เติมพลัง

ข้าวต้มเจ้านี้อร่อยมว๊ากกก

ยิ่งดึกยิ่งเยอะ

ตรงนี้ก็เต็ม

หมดแล้วครับ

เลขที่ออก...

INTANIA อีกที

ปทุมวันก็มา

ดูกันใกล้ๆ

ติดไฟแดงแยกอังรีดูนังต์

กำลังเคลียร์ทาง

...

ยังหยุดรออยู่

นี่ก็รอเหมือนกัน... แต่รอผู้โดยสาร

ถึงแล้ว... เตรียมตัวขึ้นเวที

เดี๋ยวมาต่อ

ปกติผมไปชุมนุมจะไม่ได้แบกกล้องไปด้วย พอดีวันอาทิตย์นี้เกิดขยันแบกไป เลยได้รูปมาฝากกันดูเล่นพลางๆ

บ่ายสามกว่าๆ ก่อนเวลานัด

,

แอบส่องรถนำขบวน

ชอบป้ายนี้

ชอบเจงๆ

ป้ายน่ารัก

ฝากหนุ่มๆ เสรีไทย

ฝากอีกรูป

สารพัดสารพันป้าย

ออกเดินแล้ววว

มข.

INTANIA

เดินบ้าง หยุดบ้าง

ขบวนนี้ไม่มีช่างตัดผมนะ ไอ่ปอด

สจล.

ยังมีต่อนะครับ...

 

ผมติดสติ๊กเกอร์ธงชาติไว้ที่รถ ขับไปๆ มาๆ ใน กทม. นี่แหละ นานๆ ทีจะเห็นคันอื่นที่ติดสติ๊กเกอร์ธงชาติเหมือนกัน อยากให้ติดกันเยอะๆ แสดงออกว่าเราต้องการปฏิรูปก่อนเลือกตั้ง

เหมือนผมคับ ติดติ๊กเกอร์ธงชาติไว้ที่รถ

มะวานซืนมีธุระต้องไปทำแถวศรีนครินทร์ฝั่งสมุทรปราการ ไม่ไกลจากวัดศรีเอี่ยม ในวันที่เกิดเหตุพอดี

ทะเลาะกับแฟนว่าจะแกะติ๊กเกอร์ออกดีมั๊ย เพราะกลัวว่าไปจอดรถทิ้งไว้แถวนั้น กลัวจะมีพวกฝ่ายตรงข้ามมาขูดมาทุบกระจกรถ

 

ผมยืนมองธงชาติบนหลังรถ แล้วน้ำตาแทบไหล...นี่กรูต้องแกะธงชาติที่แปะเองกับมือ เพราะมีความกลัวเป็นเหตุผลเหรอเนี่ย

 

สุดท้ายได้ข้อสรุปว่า เราจะรักชาติ แบบกล้าๆกลัวๆไม่ได้อีกต่อไป...ผมไม่เคยรู้สึกว่ารักชาติ รักธงไตรรงค์ ได้เท่านี้มาก่อนในชีวิต 

 

ผมก็เคยคิดถึงเรื่องนี้ตั้งแต่แรกที่ติดธงชาติ

เพราะต้องไปติดต่องานหลายที่ซึ่งบางทีก็ไม่รู้ว่าใครคิดแบบไหน บางทีก็ต้องไปในที่ที่มีแดงชุกชุม

แรกๆ ก็คิดอยู่ว่าแกะออกดีไหม กลัวโดนแกล้งเหมือนกัน

คิดอีกทีหนึ่งก็คือถ้าเราแสดงออกในสิ่งที่เราเชื่อมั่นว่าดี ว่าถูกต้องและชักชวนคนที่คิดเหมือนๆ กันให้ช่วยกันแสดงออกได้

สิ่งนี้จะบอกให้คนที่พบเห็นรู้ว่าเราตั้งใจจริง

ยิ่งมีคนทำแบบเดียวกันมากเท่าไร คนที่จะป่วนจะแกล้งก็ต้องคิดนานขึ้น (เพราะมันเสี่ยงกับจำนวนตรีนมากขึ้น)

อันที่จริงผมอยากให้ กปปส. จัดไว้เป็นหนึ่งในหัวข้อของการแสดงออกเลยด้วย

คือรณรงค์ให้คนที่สนับสนุนแสดงสัญญลักษณ์กันโดยทั่วไป ไม่เฉพาะตอนที่มาร่วมชุมนุม

แต่ไม่ต้องบังคับหรือตัดพ้อต่อว่า เชิญชวนอย่างเดียวพอ

ผมว่าธงชาติไทยเรานั้นสวยมาก ยิ่งเวลาอยู่รวมกันเยอะๆ ยิ่งดูยิ่งสวย ยิ่งดูยิ่งชอบ

ว่าแล้วมาประดับธงชาติกันเถอะ จะติดรถ ใส่ข้อมือ ผูกผม ฯลฯ ก็ตามแต่สะดวกนะครับ

ผมติดสติ๊กเกอร์ธงชาติไว้ที่รถ ขับไปๆ มาๆ ใน กทม. นี่แหละ นานๆ ทีจะเห็นคันอื่นที่ติดสติ๊กเกอร์ธงชาติเหมือนกัน อยากให้ติดกันเยอะๆ แสดงออกว่าเราต้องการปฏิรูปก่อนเลือกตั้ง

เครือข่ายบุคคลากรวิชาชีพ วิศวกรรมศาสตร์ สถาปัตยกรรมศาสตร์ วิทยาศาสตร์ ไอซีที และ บัญชี

เตรียมเคลื่อนขบวนไปเวทีปทุมวัน

ออกมาแล้ว

หยุดรอ

ถ่านหิน

ถ่านหิน

ถ่านหิน คือ หินตะกอนชนิด หนึ่งที่เกิดจากการตกตะกอนสะสมของซากพืชในยุคดึกดำบรรพ์เป็นเวลายาวนานหลาย ล้านปี จนตะกอนนั้นได้เปลี่ยนสภาพไปและมีองค์ประกอบส่วนใหญ่เป็นธาตุคาร์บอน โดยมีธาตุอื่นๆทั้งที่เป็นก๊าซและของเหลวปนอยู่ด้วยในสัดส่วนที่น้อยกว่าและ เป็นแร่เชื้อเพลิงสามารถติดไฟได้ มีสีน้ำตาลอ่อนจนถึงสีดำ มีทั้งชนิดผิวมันและผิวด้าน น้ำหนักเบา ถ่านหินประกอบด้วยธาตุที่สำคัญ 4 อย่างได้แก่ คาร์บอน ไฮโดรเจน ไนโตรเจน และออกซิเจน นอกจากนั้น มีธาตุหรือสารอื่น เช่น กำมะถัน เจือปนเล็กน้อย ถ่านหินที่มีจำนวนคาร์บอนสูงและมีธาตุอื่น ๆ ต่ำ เมื่อนำมาเผาจะให้ความร้อนมาก ถือว่าเป็นถ่านหินคุณภาพดี

ประเภทของถ่านหิน

การเกิดถ่านหินมีความหลากหลายทั้งจากปัจจัยของแหล่งกำเนิด ระยะเวลาและสภาวะต่างๆ ทำให้ถ่านหินจากแหล่งต่างกันมีองค์ประกอบและคุณสมบัติต่างกันและถูกแบ่ง ประเภทไว้เป็นศักดิ์ (RANK) ตามความสมบูรณ์ทางธรณีวิทยาที่กลายเป็นถ่านหิน (Coalification Process) สามารถแยกประเภทตามลำดับชั้นได้เป็น 5 ประเภท คือ^[1]

1. พีต (Peat) เป็นขั้นแรกในกระบวนการเกิดถ่านหิน ประกอบด้วยซากพืชซึ่ง บางส่วนได้สลายตัวไปแล้ว แต่ซากพืชบางส่วนยังสลายตัวไม่หมด ยังมองเห็นเป็นลำต้น กิ่ง หรือใบ มีสีน้ำตาลถึงสีดำ มีปริมาณคาร์บอนต่ำ ประมาณร้อยละ 50-60 โดยมวล มีปริมาณออกซิเจนและความชื้นสูงแต่สามารถใช้เป็นเชื้อเพลิงได้
2. ลิกไนต์ (Lignite) เป็นถ่านหินที่มีสีน้ำตาลผิวด้าน มีซากพืชหลงเหลืออยู่เล็กน้อย มีคาร์บอนร้อยละ 60-75 มีออกซิเจนค่อนข้างสูง มีความชื้นสูงถึงร้อยละ 30-70 เมื่อติดไฟมีควันและเถ้าถ่านมาก มีความชื้นมาก เป็นถ่านหินที่ใช้เป็นเชื้อเพลิงสำหรับผลิตกระแสไฟฟ้า บ่มใบยาสูบ
3. ซับบิทูมินัส (Subbituminous) เป็นถ่านหินที่ใช้เวลาในการเกิดนานกว่าลิกไนต์ มีสีน้ำตาลถึงสีดำ ผิวมีทั้งด้านและเป็นมัน มีทั้งเนื้ออ่อนและเนื้อแข็ง มีความชื้นประมาณร้อยละ 25-30 มีคาร์บอนสูงกว่าลิกไนต์ เป็นเชื้อเพลิงที่มีคุณภาพเหมาะสมในการผลิตกระแสไฟฟ้าและงานอุตสาหกรรม
4. บิทูมินัส (Bituminous) เป็นถ่านหินที่ใช้เวลาในการเกิดนานกว่าซับบิทูมินัส เนื้อแน่น แข็ง มีสีน้ำตาลถึงสีดำสนิท ประกอบด้วยชั้นถ่านหินสีดำมันวาว ใช้เป็นเชื้อเพลิงเพื่อการถลุงโลหะ และเป็นวัตถุดิบเพื่อเปลี่ยนเป็นเชื้อเพลิงอื่นๆ
5. เซมิแอนทราไซต์ (Anthracite) เป็นถ่านหินที่ใช้เวลาในการเกิดนานกว่าบิทูมินัส มีลักษณะดำเป็นเงา มันวาวมาก มีรอยแตกเว้าแบบก้นหอย มีปริมาณคาร์บอนประมาณร้อยละ 90-98 ความชื้นต่ำประมาณร้อยละ 2-5 มีค่าความร้อนสูงแต่ติดไฟยาก เมื่อติดไฟให้เปลวไฟสีน้ำเงิน ไม่มีควัน ใช้เป็นเชื้อเพลิงในอุตสาหกรรมต่างๆ

ตารางเปรียบเทียบคุณสมบัติของถ่านหินแต่ละประเภท^[2]

ประเภทถ่านหิน    ค่าความร้อน    ค่าความชื้น    ปริมาณขี้เถ้า    ปริมาณกำมะถัน
ลิกไนต์                  ต่ำ - ปานกลาง    สูง                  สูง                     ต่ำ - สูง
ซับบิทูมินัส            ปานกลาง - สูง    ปานกลาง        ปานกลาง           ปานกลาง
บิทูมินัส                 สูง                     ต่ำ                   ต่ำ                    ต่ำ
แอนทราไซต์          สูง                    ต่ำ                   ต่ำ                    ต่ำ

การใช้ประโยชน์ถ่านหิน

ถ่านหินถูกนำมาใช้ประโยชน์อย่างแพร่หลาย เนื่องจากมีแหล่งสำรองกระจายอยู่ทั่วโลกและปริมาณค่อนข้างมาก การขุดถ่านหินขึ้นมาใช้ประโยชน์ไม่ยุ่งยากซับซ้อน ถ่านหินราคาถูกกว่าน้ำมัน ถ่านหินส่วนใหญ่จึงถูกนำมาเป็นเชื้อเพลิงในอุตสาหกรรมต่าง ๆ ที่ใช้หม้อน้ำร้อนในกระบวนการผลิต เช่น การผลิตไฟฟ้า การถลุงโลหะ การผลิตปูนซีเมนต์ การบ่มใบยาสูบ และการผลิตอาหาร เป็นต้น นอกจากนั้นยังมีการใช้ประโยชน์ในด้านอื่น เช่น การทำถ่านสังเคราะห์ (Activated Carbon) เพื่อดูดซับกลิ่น การทำคาร์บอนด์ไฟเบอร์ (Carbon Fiber) ซึ่งเป็นวัสดุที่มีความแข็งแกร่งแต่มีน้ำหนักเบา และการแปรสภาพถ่านหินเป็นเชื้อเพลิงเหลว (Coal liquefaction) หรือ เป็นแปรสภาพก๊าซ (Coal Gasification) ซึ่งเป็นการใช้ถ่านหินแบบเชื้อเพลิงสะอาดเพื่อช่วยลดมลภาวะจากการใช้ถ่านหิน เป็นเชื้อเพลิงได้อีกทางหนึ่ง ภายใต้กระบวนการแปรสภาพถ่านหิน จะสามารถแยกเอาก๊าซที่มีฤทธิ์เป็นกรดหรือเป็นพิษ และสารพลอยได้ต่าง ๆ ที่มีอยู่ในถ่านหินนำไปใช้ประโยชน์อื่นได้อีก เช่น กำมะถันใช้ทำกรดกำมะถันและแร่ยิปซัม แอมโมเนียใช้ทำปุ๋ยเพื่อเกษตรกรรม เถ้าถ่านหินใช้ทำวัสดุก่อสร้าง เป็นต้น

แหล่งถ่านหินในประเทศไทย

ประเทศไทยมีแหล่งถ่านหินกระจายอยู่ทั่วทุกภาค มีปริมาณสำรองทั้งสิ้น ประมาณ 2,197 ล้านตัน แหล่งสำคัญอยู่ในภาคเหนือประมาณ 1,803 ล้านตัน หรือร้อยละ 82 ของปริมาณสำรองทั่วประเทศ ส่วนอีก 394 ล้านตัน หรือ ร้อยละ 18 อยู่ภาคใต้ ถ่านหินส่วนใหญ่มีคุณภาพต่ำอยู่ในขั้นลิกไนต์และซับบิทูมินัส มีค่าความร้อนระหว่าง 2,800 - 5,200 กิโลแคลอรี่ต่อกิโลกรัม หรือ ถ่านลิกไนต์ 2 - 3.7 ตัน ให้ค่าความร้อนเท่ากับน้ำมันเตา 1 ตัน ลิกไนต์เป็นถ่านหินที่พบมากที่สุดในประเทศไทย ที่แม่เมาะ จ.ลำปาง และ จ.กระบี่ จัดว่าเป็นลิกไนต์ที่คุณภาพแย่ที่สุด พบว่าส่วนใหญ่ มีเถ้าปนอยู่มากแต่มีกำมะถันเพียงเล็กน้อย คาร์บอนคงที่อยู่ระหว่างร้อยละ 41 - 74 ปริมาณความชื้นอยู่ระหว่างร้อยละ 7 - 30 และเถ้าอยู่ระหว่างร้อยละ 2 - 45 โดยน้ำหนัก ในช่วงที่ราคาน้ำมันยังไม่แพงประเทศไทยไม่นิยมใช้ลิกไนต์มากนักแต่ภายหลัง ที่เกิดวิกฤติน้ำมัน จึงได้มีการนำลิกไนต์มาใช้แทนน้ำมันเชื้อเพลิงมากขึ้นทั้งในด้านการ ผลิตกระแสไฟฟ้าและอุตสาหกรรม แหล่งถ่านหินที่มีการสำรวจพบบางแหล่งได้ทำเหมืองผลิตถ่านหินขึ้นมาใช้ ประโยชน์แล้ว แต่บางแหล่งยังรอการพัฒนาขึ้นมาใช้ประโยชน์ต่อไป

ในฐานะเป็นเชื้อเพลิงตัวหนึ่งถ่านหินก้อมีข้อดีข้อด้อยในตัวเองเช่นเดียว กับเชื้อเพลิงน้ำมัน ก๊าซ และเชื้อเพลิงหมุนเวียน การพิจารณานำมาใช้ก็ขึ้นอยู่กับความเหมาะสมต่อสถานการณ์แตกต่างกันไป โดยข้อดีและข้อด้อยของเชื้อเพลิงชนิดต่างๆสามารถสรุปเปรียบเทียบได้ดังนี้

เชื้อเพลิง ข้อดี ข้อเสีย ถ่านหิน มีอยู่มาก ไม่ขาดแคลน ขนส่ง และเก็บง่าย ราคาถูก ปลอดภัย ไม่เสี่ยง มีองค์ประกอบเป็นคาร์บอนมากที่สุด ปัญหาการยอมรับของสังคมทำให้ต้องมีการจัดการลดก๊าซ CO₂ มาก น้ำมัน เหมาะสมกับภาคขนส่ง ใช้สะดวก ขนส่งและเก็บง่ายแหล่งเชื้อเพลิงกระจุกตัว มีองค์ประกอบเป็นคาร์บอนมาก ปริมาณสำรองเหลือน้อย ก๊าซ มีประสิทธิภาพสูง ไม่เหลือกากหรือเศษที่ต้องกำจัด เหมาะสมกับภาคครัวเรือน มีองค์ประกอบเป็นคาร์บอนมาก แปลงเป็นเชื้อเพลิงอื่น หรือผลิตภัณฑ์ได้สะดวก ราคาผันผวนมาก ไม่มั่นคง มีแหล่งเชื้อเพลิงกระจุกตัว มีความเสี่ยงขณะขนส่ง และเก็บ นิวเคลียร์ เชื้อเพลิงราคาถูก ให้พลังงานมาก ปราศจากคาร์บอน การจัดการกับกากนิวเคลียร์ยังเป็นประเด็นปัญหา ปัญหาการยอมรับ ความเสี่ยงเรื่องความคุ้มค่าของสังคม เงินลงทุนสูงมาก เชื้อเพลิงหมุนเวียน เกิดมลภาวะน้อย ใช้ได้ยั่งยืน ความเสี่ยงสูงจากภัยธรรมชาติ หรือการก่อการร้าย ปริมาณจำกัด ขึ้นอยู่กับพื้นที่และฤดูกาล มีไม่พอกับความต้องการ แต่พลังงานน้อย ใช้พื้นที่กองเก็บมาก ราคาผันผวน พลังงานแสงอาทิตย์ใช้พื้นที่มาก ให้พลังงานต่อน้ำหนักน้อย

การใช้ถ่านหินในโลก

ถ่านหินเป็นเชื้อเพลิงหลักในการผลิตไฟฟ้าของโลก โดยมีสัดส่วนประมาณร้อยละ 41 มากกว่าเชื้อเพลิงชนิดอื่น เนื่องจากมีราคาถูก และสามารถจัดหาได้ง่าย การใช้ถ่านหินเพื่อผลิตไฟฟ้าในโรงไฟฟ้าทั่วไปจะใช้ความร้อนจากการเผาไหม้ ถ่านหินมาต้มน้ำให้เกิดไอน้ำโดยใช้หม้อไอน้ำ (Steam Boiler) หรือเครื่องกำเนิดไอน้ำ (Steam Generator)และส่งไอน้ำไปขับเคลื่อนกังหันไอน้ำ (Steam Turbine)และเครื่องกำเนิดไฟฟ้า (Generator)เพื่อผลิตไฟฟ้า

นอกจากใช้ถ่านหินเพื่อผลิตไฟฟ้าแล้ว ถ่านหินยังเป็นแหล่งพลังงานความร้อนที่สำคัญในภาคอุตสาหกรรม เช่น อุตสาหกรรมถลุงเหล็ก ปูนซีเมนต์ กระดาษ อาหาร เป็นต้น สารเคมีต่างๆ ในถ่านหินยังสามารถแยกออกมาเพื่อผลิตพลาสติก น้ำมันทาร์ ไฟเบอร์สังเคราะห์ ปุ๋ย และยาได้

แหล่งถ่านหินนั้นมีกระจายอยู่เกือบทุกประเทศทั่วโลก ซึ่งแหล่งที่สามารถขุดขึ้นมาใช้ประโยชน์ได้ (Recoverable Reserves) มีประมาณ 70 ประเทศ ซึ่งจากการประมาณปริมาณสำรองถ่านหินของโลก โดย Energy Information Administration ประเทศสหรัฐอเมริกา พบว่าในปี พ.ศ. 2546 ทั่วโลกมีปริมาณสำรองถ่านหิน 1,000,912 ล้านตัน โดยพื้นที่ที่มีปริมาณสำรองถ่านหินอยู่มาก ได้แก่ ในทวีปอเมริกาเหนือ โดยเฉพาะประเทศสหรัฐอเมริกา ทวีปยุโรป โดยเฉพาะประเทศโปแลนด์ เยอรมัน และทวีปเอเชีย โดยเฉพาะประเทศจีน ออสเตรเลีย อินเดีย และประเทศรัสเซีย

เนื่องจากถ่านหินมีราคาถูก สามารถจัดหาได้ง่ายและกองเก็บไว้ในโรงไฟฟ้าได้ทำให้การผลิตไฟฟ้าเพื่อรองรับ ไฟฟ้าขั้นต่ำ (Base Load Demand)ส่วนความผันผวนของราคาถ่านหิน เนื่องจากถ่านหินเป็นสินค้า (Commodity)ชนิดหนึ่งซึ่งมีการซื้อขายกันในตลาดโลกเช่นเดียวกับน้ำมัน ราคาถ่านหินจึงอาจมีแนวโน้มสูงขึ้นหรือต่ำลงในลักษณะเดียวกับน้ำมันได้ ซึ่งเป็นไปตามสภาวะเศรษฐกิจ ความต้องการใช้ และการเก็งกำไรในตลาด อย่างไรก็ตามถ่านหินยังคงมีราคาถูกเมื่อเปรียบเทียบกับเชื้อเพลิงชนิดอื่น

การใช้ถ่านหินในประเทศไทย

ถ่านหินส่วนใหญ่ที่พบในประเทศไทยเป็นลิกไนต์ (Lignite) ที่มีคุณภาพค่อนข้างต่ำ คือมีค่าความร้อนต่ำ ความชื้นสูง เถ้าสูง และบางแหล่งมีปริมาณซัลเฟอร์สูง โดยมีแหล่งใหญ่ที่สุดอยู่ที่ อ.แม่เมาะ จ.ลำปาง

นอกจากนั้นแล้ว ยังมีถ่านหินที่มีคุณภาพสูงขึ้นคือ ซับบิทูมินัส (Sub bituminous) และแอนทราไซต์ (Anthracite)อยู่เพียงเล็กน้อย ที่จังหวัดเลย สำหรับปริมาณถ่านหินสำรองของประเทศไทย แบ่งเป็นลิกไนต์สำหรับผลิตไฟฟ้า มีปริมาณ 1,140 ล้านตัน และซับบิทูมินัส ที่ใช้สำหรับอุตสาหกรรม ประมาณ 200 ล้านตัน

ปัจจุบันประชาชนชาวไทยยังไม่ยอมรับเชื้อเพลิงถ่านหินเนื่องจากประสบการณ์ ในอดีตของโรงไฟฟ้าแม่เมาะ ซึ่งเทคโนโยยีในสมัยนั้นยังไม่ทันสมัยและการลงทุนติดตั้งเครื่องมืออุปกรณ์ ควบคุมมลภาวะอาจยังไม่คุ้มค่าทางเศรษฐศาสตร์ ประกอบกับแหล่งถ่านหินในประเทศเป็นถ่ายหินที่คุณภาพไม่ดีนัก ถึงแม้ภายหลังจะได้รับการบริหารจัดการเป็นอย่างดี ทั้งด้านเทคโนโลยีที่สะอาดและการได้รับความยอมรับในพื้นที่ แต่ก็ยังเป็นที่กังวลของหลายฝ่าย จึงทำให้ความรู้เกี่ยวกับเทคโนโลยีถ่านหินยังไม่แพร่หลายมากนักในประเทศไทย

 

C2H5OH+H2O(0 degree)+CO2= ???

 

Prediction of phase equilibria for C2H5OH(เอทานอล)–H2O(น้ำแข็ง)-CO2(โซดา) 

 

โรงแยกแก๊ซธรรมชาติโรงที่ 6 สร้างขึ้นมาเพื่อแยก C2 (อีเทน) ออกไปโดยเฉพาะ แล้วส่งตรงเข้าสายการผลิตบ.ลูกของปตท.เลย

แต่ปตท.มันเหลี่ยมจัด ยังขอนำเข้า C3 กับ C4 หวังเอามาเข้าสายการผลิตได้เลย เหมือน C2 โดยไม่ต้องมาเข้าขบวนการแยกอีกให้เสียเงิน ทั้งเป็นการเลี่ยงภาษีด้วย แถมยังไปขอเงินชดเชยการนำเข้าแก๊สแอลพีจีอีก ทั้งๆที่ปริมาณการนำเข้า C3 และ C4 ไม่ตรงกับที่จะนำมาผสมกันให้ได้แอลพีจีเสียด้วย ทางกรรมาธิการสว.เขาสงสัย และจับได้ มันก็ยังทำเฉย รมว.เพ้งจะว่าอย่างไร ยังปล่อยให้ มันหรอกอยู่ได้ หรือ รู้เห็นเป็นใจด้วย คนในก.พลังงาน เขารู้กันหมดแล้ว ถึงเต็มใจให้เข้าไปพักได้ในกระทรวงพลังงาน

 

ขอเสนอให้เลือก Ethanol จากโรงกลั่นใน Scotland ครับ

มหานวดารา

ลิงก์ข้ามภาษาในบทความนี้ มีไว้ให้ผู้อ่านและผู้ร่วมแก้ไขบทความศึกษาเพิ่มเติมโดยสะดวก เนื่องจากวิกิพีเดียภาษาไทยยังไม่มีบทความดังกล่าว กระนั้น ควรรีบสร้างเป็นบทความโดยเร็วที่สุด

ภาพจำลองจากศิลปินแสดงให้เห็นมหานวดารา SN 2006gy ที่กล้องโทรทรรศน์อวกาศรังสีเอกซ์จันทราจับภาพได้ อยู่ห่างจากโลก 240 ล้านปีแสง

มหานวดารา^[1] หรือ ซูเปอร์โนวา (อังกฤษ: supernova) เป็นหนึ่งในเหตุการณ์ระเบิดที่มีพลังมากที่สุดที่รู้จัก นั่นคือเป็นการระเบิดของดาวฤกษ์มวล มากเมื่อสิ้นอายุขัยแล้ว จะเปล่งแสงสว่างมหาศาลและระเบิดออกรัศมีสว่างวาบเป็นรัศมีเพียงชั่วครู่ ก่อนจะเลือนจางลงในเวลาสัปดาห์หรือเดือนเท่านั้น

ระหว่างช่วงเวลาสั้นๆ ที่เกิดมหานวดารานี้ มันจะปลดปล่อยพลังงานมหาศาลขนาดเท่ากับพลังงานของดวงอาทิตย์ดวงหนึ่งสามารถปลดปล่อยได้ทั้งชีวิตทีเดียว การระเบิดจะขับไล่ดวงดาวและวัตถุต่างๆ ที่อยู่ใกล้ให้กระเด็นออกไปไกลด้วยความเร็ว 10% ของความเร็วแสง(3,000 กิโลเมตร/วินาที) และเกิดคลื่นกระแทกแผ่ออกไปโดยรอบตรงช่องว่างระหว่างดวงดาว การกระแทกนี้ได้กวาดเหล่าแก๊สและฝุ่นละอองออกไปอย่างรวดเร็ว เรียกปรากฏการณ์นี้ว่าการเกิดซากมหานวดารา

แต่ละประเภทของมหานวดารา ที่ยังปรากฏให้เห็นอยู่ แบ่งได้เป็น 2 ประเภท ซึ่งเกิดพลังงานที่เกิดจากนิวเคลียร์ฟิวชัน หลังจากแกนกลางของดาวมีอายุมวลมากเข้าสู่ความตาย และเริ่มสร้างพลังงานจากนิวเคลียร์ฟิวชัน อยู่ภายใต้แรงโน้มถ่วงที่จะนำไปสู่การยุบตัวของดวงดาว จนอาจกลายเป็นดาวนิวตรอนหรือไม่ก็หลุมดำ การปลดปล่อยพลังงานศักย์โน้มถ่วง ทำให้เกิดทั้งความร้อนและสาดผิวชั้นนอกของดวงดาวให้กระเด็นออกไป ในทางกลับกัน ดาวแคระขาวอาจสะสมเพิ่มพูนสสารจนเพียงพอจากดาวข้างเคียงกัน หรือที่เรียกว่าระบบดาวคู่ (binary star system) เป็นการเพิ่มอุณหภูมิแกนกลางจนกระทั่งเกิดฟิวชันถึงระดับของธาตุคาร์บอน แกนกลางของดาวฤกษ์ที่ร้อนระอุซึ่งอยู่ในสภาวะยุบตัวเนื่องจากมีมวลเกินค่าขีดจำกัดของจันทรเศกขาร (Chandrasekhar limit) ซึ่งมีค่าประมาณ 1.38 เท่าของดวงอาทิตย์ เกิดเป็นมหานวดาราประเภท T1 (Type I Supernovae) แต่ว่าดาวแคระขาวจะแตกต่างตรงที่มีการระเบิดที่เล็กกว่าโดยใช้เชื้อเพลิงจากไฮโดรเจนที่ ผิวของมัน เรียกว่า โนวาดาวที่มีมวลน้อย (ประมาณไม่ถึงเก้าเท่าของดวงอาทิตย์) เช่นดวงอาทิตย์ของเรา จะวิวัฒน์ไปเป็นดาวแคระขาวโดยปราศจากการเกิดมหานวดารา

ประเภทของมหานวดาราที่เราคุ้นเคยที่สุดก็คือ มหานวดาราประเภท T2 (Type II Supernovae) เกิดจากการสิ้นสุดวงจรชีวิตของดาวฤกษ์ เป็นการดับของดาวฤกษ์ที่มีขนาดยักษ์กว่าดวงอาทิตย์ของเรา โดยการระเบิดจะเกิดขึ้นอย่างรุนแรงและรวดเร็ว เมื่อเชื้อเพลิงนิวเคลียร์ในแกนกลางของดาวฤกษ์หมดลง แรงดันที่เกิดจากอิเล็กตรอนผลักกันก็จะหายไป ดาวฤกษ์จะยุบตัวลงเนื่องจากแรงโน้มถ่วงอะตอมธาตุในแกนกลางดาวฤกษ์บีบอัดตัวจนชนะแรงผลักจากประจุ อะตอมจึงแตกออกเหลือแต่นิวตรอนอัด ตัวกันแน่นแทน เปลือกดาวชั้นนอกๆ ที่บีบอัดตามเข้ามาจะกระแทกกับแรงดันจากนิวตรอน จนกระดอนกลับและระเบิดกลายเป็นมหานวดารา วัสดุสารจากการระเบิดมหานวดาราจะเคลื่อนที่ด้วยความเร็วเกือบเท่าความเร็วแสง ที่ใจกลางของมหานวดาราจะมีก้อนนิวตรอนซึ่งจะเรียกว่า ดาวนิวตรอน (neutron star)

โดยเฉลี่ยแล้ว มหานวดาราจะเกิดประมาณห้าสิบปีครั้งหนึ่งในดาราจักรที่มีขนาดเท่าๆ กับทางช้างเผือกของเรา มีบทบาทสำคัญกับการเพิ่มมวลให้กับมวลสารระหว่างดวงดาว นอกจากนั้น การแผ่กระจายของคลื่นกระแทกจากการระเบิดของมหานวดาราสามารถก่อให้เกิดดาวดวงใหม่ได้มากมาย

คำว่า “โนวา” มาจากภาษาลาติน แปลว่าใหม่ หมายถึงการเกิดใหม่ของดาวดวงใหม่ส่องแสงสว่างในท้องฟ้า 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”

หลังจากมีการพัฒนากล้องดูดาวจึงสามารถค้นพบมหานวดาราได้จากดาราจักรอื่นๆ ได้ เริ่มจากปี 1885 การสังเกตมหานวดารา S Andromedae ในดาราจักรแอนโดรเมดา มหานวดาราก่อให้เกิดความรู้ที่สำคัญด้านจักรวาลวิทยา ในช่วงศตวรรษที่ยี่สิบ แบบจำลองแบบต่างๆ ของมหานวดาราถูกพัฒนามากขึ้น และทำให้นักวิทยาศาสตร์เข้าใจวงจรชีวิตของดาวของดวงดาวได้มากขึ้นด้วย มหานวดาราที่อยู่ห่างไกลซึ่งถูกค้นพบเร็วๆ 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 เกิดทุกๆ ห้าสิบปี การได้มาซึ่งตัวอย่างของการเกิดมหานวดารา ต้องศึกษามาจากการสังเกตหลายๆ ดาราจักร

แต่มหานวดาราในดาราจักรอื่นๆ ไม่สามารถทำนายล่วงหน้าได้อย่างแม่นยำนัก แสงหรือการส่องสว่างจากการระเบิดของมหานวดาราทำให้นักดาราศาสตร์ใช้มหา นวดาราเป็นเทียนมาตรฐาน เพื่อวัดใช้ระยะทางจากโลกถึงดาราจักรที่มีมหานวดาราปรากฏอยู่ นอกจากนี้นักเอกภพวิทยาซึ่งศึกษามหานวดาราประเภทนี้ยังบอกได้ว่าเอกภพของเรา กำลังขยายตัวด้วยความเร่ง และยังมีความสำคัญมากในการค้นหามันก่อนที่มันจะเกิดการระเบิด นักดาราศาสตร์มือสมัครเล่นที่มีจำนวนมากกว่านักดาราศาสตร์มืออาชีพ มีบทบาทอย่างมากในการค้นพบมหานวดารา โดยทั่วไปจากการมองไปยังดาราจักรใกล้ๆ ผ่านกล้องโทรทรรศน์แสง และเปรียบเทียบมันกับรูปที่เคยบันทึกไว้ก่อนหน้า

จนกระทั่งถึงปลายศตวรรษที่ยี่สิบ นักดาราศาสตร์หันมาใช้คอมพิวเตอร์ในการควบคุมกล้องโทรทรรศน์และซีซีดี ในการตามล่าค้นหามหานวดารา เมื่อสิ่งนี้เป็นที่นิยมสำหรับนักดาราศาสตร์มือสมัครเล่น จึงมีการติดตั้งเครื่องมืออย่าง Katzman Automatic Imaging Telescope (เป็นกล้องโทรทรรศน์ที่ถ่ายภาพได้) เป็นต้น เร็วๆ นี้ โปรเจกต์ที่ชื่อว่า Supernova Early Warning System (SNEWS) เริ่มมีการใช้การตรวจจับนิวตริโนเป็นตัวช่วยในการค้นหามหานวดาราในดาราจักร ทางช้างเผือก เพราะนิวตริโนเป็นอนุภาคที่ถูกผลิตขึ้นจากการระเบิดของมหานวดารา และไม่ถูกดูดกลืนโดยแก๊สและฝุ่นละอองต่างๆ ในระหว่างดวงดาวในดาราจักรนั้น

การค้นหามหานวดาราแบ่งออกเป็นสองกลุ่ม โดยจะให้ความสนใจเรื่องความสัมพันธ์ของสิ่งใกล้ๆกัน กับการมองหาการระเบิดที่ไกลออกไป เพราะการระเบิดของจักรวาล ทำให้วัตถุต่างๆ ในจักรวาลเคลื่อนห่างออกจากกัน การถ่ายภาพสเปกตรัมของดาราจักรหลายสิบดวงจะพบว่า แสงจากดาราจักรเกือบทุกดาราจักรมีลักษณะการเลื่อนทางแดง นั่นคือวัตถุที่อยู่ไกลออกไปมากจะเคลื่อนที่ด้วยความเร็วสูงกว่าวัตถุที่ อยู่ใกล้กว่าและเรียกได้ว่ามีการเลื่อนไปทางแดงสูงกว่า (higher redshift)

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 นักดาราศาสตร์ทั้งมืออาชีพและมือสมัครเล่นต่างค้นหามหานวดาราได้มากถึงกว่า ร้อยอันในหนึ่งปี (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 อนุกรมของบัลเมอร์ในส่วนหนึ่งของสเปคตรัมที่มองเห็นได้) มันถูกจัดไว้ใน Type II หรือประเภทที่สอง นอกจากนั้นก็เป็นประเภทที่หนึ่ง หรือ Type I ประเภทเหล่านี้ยังจำแนกเป็นซับดิวิชันได้อีก โดยจัดตามเส้นที่มีอยู่หรือปรากฏอยู่จริงจากธาตุต่างๆ และรูปร่างของเส้นโค้งแสง (light curve…เป็นกราฟของความส่องสว่างปรากฏของมหานวดารากับเวลา)

Supernova taxonomy^[2] 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 ในขณะที่ส่วนใหญ่แล้วมหานวดาราประเภทที่สองแสดงเส้นการแผ่รังสีค่อน ข้างกว้าง ซึ่งบ่งชี้ถึงการกระจายตัวของความเร็วในค่าเป็นพันกิโลเมตรต่อวินาที บางอันแสดงความสัมพันธ์เฉพาะในช่วงแคบ เหล่านี้เรียกว่า Type IIn โดยตัว n คือ narrow หรือแคบ นั่นเอง

มหานวดาราส่วนน้อยอีกส่วนหนึ่ง เช่น SN 1987K and SN 1993J แสดงการเปลี่ยนประเภท คือมีการแสดงเส้นไฮโดรเจนในช่วงแรกๆ แต่ว่า เมื่อผ่านไปเป็นสัปดาห์หรือเดือน เส้นที่เด่นจะเป็นเส้นฮีเลียม ประเภท Type IIb จะใช้อธิบายการรวมกันของ TypeII และ Ib

แบบจำลองในปัจจุบัน

โดยทั่วไปแล้ว มหานวดาราเกิดจากการระเบิดของดาวฤกษ์มวลมากเมื่อมันหมดอายุขัย ดาวฤกษ์เมื่อยังมีชีวิตจะประกอบไปด้วยก๊าซไฮโครเจนเป็นส่วนใหญ่ ก๊าซปริมาณมหาศาลรวมตัวจึงเกิดสนามแรงโน้มถ่วง ทำให้หดตัวเข้าสู่จุดศูนย์กลาง แต่แรงโน้มถ่วงเหล่านั้นก็ทำให้อะตอมอยู่ชิดกันและเสียดสีกันเกิดปฏิกิริยา นิวเคลียร์ฟิวชัน (Fusion Nuclear Reaction) ซึ่งจะเปลี่ยนไฮโดรเจนรวมเป็นธาตุที่หนักกว่านั่นคือฮีเลียมและแผ่คลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าทั้ง ความร้อนและแสงสว่างออกมา ถ้าหากว่าไม่มีอะไรหยุดยั้ง ปฏิกิริยาฟิวชันก็จะดำเนินไปจนเกิดธาตุหนักไปเรื่อยๆ เช่น จากไฮโดรเจนรวมเป็นฮีเลียม คาร์บอน ออกซิเจน หลอมรวมกันจนผลสุดท้ายที่หนักที่สุดก็คือธาตุเหล็ก และจะสะสมธาตุหนักเหล่านี้ไว้ที่แกนกลางผิวนอกก็จะเป็นธาตุที่เบากว่า แต่มันเป็นไปไม่ได้ตลอดกาล เพราะเมื่ออะตอมมีการชิดกันขึ้น จะเกิดแรงดันที่เรียกว่าแรงดันสภาพซ้อนสถานะของอิเล็กตรอน(electron degeneracy pressure) อันเกิดจากการที่อิเล็กตรอนถูกบีบให้ชิดกันจนเกิดแรงผลักต่อกันเอง ช่องว่างระหว่างสสารย่อมน้อยลงจนถึงระดับที่อิเล็กตรอนเต็มช่องว่างเหล่า นั้นหมดแล้ว อิเล็กตรอนที่อยู่ผิวนอกกว่าก็ไม่สามารถอัดเข้ามาได้อีก เป็นสภาพที่ไม่สามารถดันให้ปริมาตรเล็กลงได้อีก

ดาวฤกษ์จะอยู่ในสภาพนี้โดยไม่ยุบตัว จนกว่ามันจะเผาไฮโดรเจนหมดลงซึ่งทำความดันต้านแรงโน้มถ่วงไม่มีอีกต่อไป สำหรับดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยกว่า 1.38 เท่าของดวงอาทิตย์ ในขณะที่ยุบตัว แรงดันสภาพซ้อนสถานะของอิเล็กตรอนจะต้านทานการยุบตัวของดาวได้ทำให้มันกลาย เป็นดาวแคระขาวและไม่เกิดมหานวดารา

แต่มันจะกลายเป็นมหานวดาราได้ ถ้าหากว่าดาวแคระขาวดวงนั้นเป็นระบบดาวคู่ และจะนำไปสู่มหานวดาราแบบ Type Ia ส่วนที่เหลือนั้นจะเป็นมหานวดาราที่เกิดจากดาวมวลมาก (massive star) ทั้งสิ้น ซึ่งจะเป็นประเภท Type Ib Type Ic และ Type II

Type I

แผนภาพจำลอง การเกิดซุปเปอร์โนวาประเภท Ia

เป็นการระเบิดภายในระบบเทหวัตถุคู่ที่ดวงหนึ่งเป็นดาวแคระขาวอีกดวงเป็น ดาวฤกษ์ธรรมดาหรือไม่ก็เป็นดาวแคระขาวทั้งสองดวง เมื่อดาวแคระขาวดูดกลืนเอาก๊าซจากดาวฤกษ์อีกดวงจนกระทั่งกระตุ้นให้เกิดการ ระเบิดอย่างรุนแรง การดูดกลืนก็มีสองแบบดังนี้

แบบแรก มีระบบดาวคู่ ประกอบด้วยดาวฤกษ์ดวงใหญ่สองดวงมีการโคจรรอบกันเองซึ่งบางทีอาจจะแคบลง เรื่อยๆ ทำให้ง่ายต่อการแชร์เปลือกนอกซึ่งกันและกัน และอาจจะพัฒนาตัวเป็นดาวยักษ์แดง ดวงหนึ่งจะใช้เชื้อเพลิงรอบตัวมันเองไปกับการจุดฟิวชัน มวลก็หายไปเรื่อยๆ จนกระทั่งไม่สามารถเกิดฟิวชันได้อีก แล้วมันก็จะกลายเป็นดาวแคระขาวซึ่งประกอบด้วยธาตุคาร์บอนและออกซิเจน ดวงที่สองก็เผาผลาญตัวเองเช่นกันโดยใช้เชื้อเพลิงจากมวลสารของตัวมันเองและ ดูดมวลสารจากดาวเคระขาวข้างๆ กัน เพิ่มมวลให้ตัวมันเองจนเป็นดาวยักษ์แดงจากนั้นจะพัฒนาเป็นมหานวดาราในที่สุด

แบบที่สอง เป็นการรวมตัวระหว่างดาวแคระขาวสองดวงที่อยู่ใกล้กัน บางทีอาจเป็นดาวคู่ซึ่งกันและกัน จนมีมวลมีค่ามากกว่าขีดจำกัดของจันทรเสกขา แล้วทำให้เกิดการระเบิดในลำดับต่อมา การระเบิดประเภทนี้ค่อนข้างจะให้ความสว่างคงที จึงใช้เป็นตัววัดระยะระหว่างกาแลคซีได้

มหานวดารา Type Ia Ib Ic ต่างกันตรงรายละเอียดในเส้นสเปกตรัม ซึ่งจะปรากฏต่างกันดังตารางข้างต้น แต่ล้วนเกิดจากดาวมวลมากทั้งสิ้น ซึ่งจะกล่าวในลำดับต่อไป

Type II

จากที่ได้กล่าวไปข้างต้นว่าดาวฤกษ์ซึ่งเต็มไปด้วยไฮโดรเจนจะถูกจุดปฏิ กิริยานิวเคลียร์ฟิวชันเมื่อมีอุณหภูมิและความดันสูงพอ แต่จะมีความดันดีเจนเนอเรซีของอิเล็กตรอนคอยดันไม่ให้ดาวยุบตัวต่อไปได้ หลังจากที่ดาวสะสมธาตุคาร์บอนไว้ที่แกนกลาง ดาวมวลน้อยจะไม่สามารถยุบตัวลงมากพอที่อุณหภูมิที่จะมีอุณหภูมิภายในเพียงพอ สำหรับการจุดฟิวชันคาร์บอนและจบชีวิตลง ถ้าเป็นดาวมวลปานกลางก็จะจุดได้ ยุบตัวลงไปอีกชั้นหนึ่ง ประมาณ 600 ล้านเคลวิน แกนกลางเปลี่ยนจากคาร์บอนเป็นออกซิเจนและนีออน แต่ไม่สามารถลงไปถึง 1500 เคลวินสำหรับจุดฟิวชันนีออนได้ และมีความดันอิเล็กตรอนดีเจนเนอเรซียับยั้งการยุบตัวเอาไว้

แต่สำหรับดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่า 8 เท่าของดวงอาทิตย์ไม่เป็นเช่นนั้น ดาวจะมีแรงโน้มถ่วงสูงมากจนความดันดีเจนเนอเรซีของอิเล็กตรอนไม่มีบทบาทเข้า มาขัดขวางการยุบตัวของดาวเลย เมื่อฮีเลียมที่แกนกลางหมดลง ดาวมวลมากจะยุบตัวจนแกนกลางมีอุณหภูมิสูงถึง 600 ล้านเคลวิน เพื่อจุดฟิวชันคาร์บอนได้อย่างง่ายดายในเวลาไม่เกิน 500 ปี คาร์บอนในแกนกลางก็จะถูกแทนที่ด้วยออกซิเจนที่เป็นขี้เถ้าของฟิวชันคาร์บอน ไปจนหมดสิ้น ฟิวชันคาร์บอนที่แกนกลางหยุดลง ดาวจะยุบอัดตัวลงอีกจนมีอุณหภูมิสูงถึง 1,500 ล้านเคลวิน และจุดฟิวชันของนีออนและออกซิเจนต่อไปอย่างต่อเนื่อง ในขณะที่ฟิวชันออกซิเจถูกจุดขึ้นที่แกนกลาง ฟิวชันเปลือกคาร์บอน ฟิวชันเปลือกฮีเลียม และฟิวชันเปลือกไฮโดรเจนก็กำลังดำเนินต่อไปเช่นกัน จึงเรียกว่า การเกิดปฏิกิริยาฟิวชันเปลือกหลายชั้น (Multiple Shell Burning)

ฟิวชันในระยะท้ายๆ ของดาวฤกษ์มวลมากเป็นการเกิดปฏิกิริยาฟิวชันที่มีความซับซ้อนมาก เมื่อธาตุใดที่แกนกลางหมดลง ดาวก็จะยุบตัวจนกว่าจะมีอุณหภูมิสูงมากพอที่จะจุดฟิวชันของธาตุหนักกว่า ลำดับต่อไปได้ ชั้นเปลือกของฟิวชันของธาตุต่างๆ จึงเพิ่มขึ้นอย่างต่อเนื่องจนดาวมีชั้นฟิวชันหลายสิบชั้นซ้อนกันดูคล้ายหัว หอม ในขณะที่อุณหภูมิที่แกนกลางของดาวเพิ่มขึ้นถึงระดับหลายพันเคลวิน ธาตุที่หนักขึ้นเรื่อยๆ ก็กำเนิดขึ้นในแกนกลาง จากคาร์บอน (6 โปรตอน) ออกซิเจน (6 โปรตอน) นีออน (10 โปรตอน).... เรื่อยไป

ดาวจะใช้เวลาเผาผลาญธาตุนั้นและเริ่มชั้นใหม่น้อยลงอย่างมาก ในชั้นท้ายๆ ดาวจะใช้เวลาเผาผลาญเชื้อเพลิงหมดไปภายในไม่กี่วันเท่านั้น ซึ่งนับว่าสั้นมากเมื่อเทียบกับอายุหลายล้านปีของดาว แล้วในที่สุดธาตุก็รวมกันจนเกิดเป็นขี้เถ้าธาตุเหล็กในแกนกลาง ซึ่งเป็นธาตุที่ไม่สามารถจุดฟิวชันเป็นธาตุที่หนักกว่าได้

ชั้นเปลือกที่อยู่เหนือแกนเหล็กขึ้นไปต่างปล่อยขี้เถ้าเหล็กลงมาทับถมที่ แกนกลาง ทำให้น้ำหนักของแกนกลางเพิ่มขึ้นอย่างรวดเร็ว แกนเหล็กถูกบีบอัดที่ความดันสูงอย่างยิ่งยวดและความดันนี้ยังคงเพิ่มขึ้น อย่างต่อเนื่อง ในเวลานี้แกนยังคงรูปอยู่ได้เพราะแรงดันดีเจนเนอเรซีของอิเล็กตรอน แต่เมื่อความกดดันเพิ่มขึ้นจนถึงจุดวิกฤติ อิเล็กตรอนในแกนเหล็กจะไม่อาจทนได้อีกต่อไป จึงถูกอัดรวมเข้ากับโปรตอนเกิดเป็นนิวตรอน (Neutron) และอนุภาคนิวตริโน (Neutrino) การรวมตัวนี้ทำให้จำนวนอิเล็กตรอนในแกนกลางลดหายไปเกือบทั้งหมด ความดันดีเจนเนอเรซีของอิเล็กตรอนที่ประคับประคองแกนเหล็กไว้จึงหมดไปด้วย เมื่อไม่มีความดันดีเจนเนอเรซีคงรูปแกนไว้ แรงโน้มถ่วงจะอัดแกนกลางของดาวลงเป็นดาวนิวตรอนในชั่วพริบตา และในเสี้ยววินาทีน้นเอง พลังงานที่ถูกปลอปล่อยจากการยุบตัวของแกนที่หนาแน่นอย่างที่สุดจะระเบิดออก มาในทุกทิศทาง เปล่งแสงสว่างและพลังงานมากกว่าพี่ดาวได้ผลิตมาตลอดชั่วชีวิต ความร้อนและความดันอันมหาศาลจากการระเบิดทำให้เกิดธาตุหนัก เช่น ปรอท เงิน หรือ ทองคำขึ้นได้ การระเบิดนี้เรียกว่า มหานวดารา จะฉีกดาวทั้งดวงออกเป็นธุลีและสาดเศษส่วนของดาวออกไปในห้วงอวกาศด้วยความ เร็วกว่า 10,000 กิโลเมตร/วินาที

มหานวดาราจะทำลายดาวลงโดยสิ้นเชิง เหลือเพียงแต่ซากแกนกลางของดาว คือ ดาวนิวตรอน ซึ่งเป็นดาวที่มีความหนาแน่นสูงมากเพราะเต็มไปด้วยนิวตรอนอัดแน่น ดาวนิวตรอนมักมีขนาดประมาณ 20 – 30 กิโลเมตรเท่านั้น แต่ถึงกระนั้นก้มีมวลเทียบได้กับดวงอาทิตย์ของเรา นอกจากดาวนิวตรอนแล้ว รอบๆ มหานวดาราก็จะเต็มไปด้วยเศษซากของดาว เรียกว่า ซากมหานวดารา (Supernova Remnant) แล้วก็เป็นต้นกำเนิดของเนบิวลาด้วยเช่นกัน

การเกิดมหานวดาราไม่ได้ให้ผลแค่กลายเป็นดาวนิวตรอนสถานเดียวเท่านั้น ณ จุดสิ้นอายุขัยของดาวมวลมากจะระเบิดมวลส่วนใหญ่ของดาวออกไป แต่ถ้ามวลส่วนหนึ่งตกกลับมายังดาวนิวตรอนที่ยังเหลืออยู่ตรงกลาง ในกรณีของดาวฤกษ์ที่มีมวลเริ่มต้นมากกว่า 18 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ (ค่าทางแบบจำลองคณิตศาสตร์) เศษซากดาวที่ตกกลับลงมายังดาวนิวตรอนจะมีมวลมากพอที่จะทำให้ดาวนิวตรอนมีมวล เพิ่มขึ้นเกินกว่า 3 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ได้ ซึ่งเกินกว่าลิมิตดาวนิวตรอน ความดันดีเจนเนอเรซีของนิวตรอนจึงไม่อาจต้านทานแรงโน้มถ่วงที่สูงขึ้น เรื่อยๆ ได้อีกต่อไป ดาวนิวตรอนจะถูกยุบตัวลงอย่างไม่มีที่สิ้นสุด เพราะไม่มีแรงใดๆ ในจักรวาลที่จะต้านทานการยุบตัวได้ ชัยชนะเด็ดขาดจึงเป็นของแรงโน้มถ่วง คือดาวนิวตรอนจะยุบตัวลงเป็นหลุมดำ (Black Hole) ซึ่งเป็นวัตถุที่มีขนาดเป็นศูนย์มวลเป็นอนันต์ นอกจากนี้ยังมีอีกทางหนึ่งที่ดาวฤกษ์สามารถกลายเป็นหลุมดำได้คือ แกนเหล็กของดาวมวลมากที่สิ้นอายุขัยสามารถยุบตัวลงผ่านลิมิตดาวนิวตรอนกลาย เป็นหลุมดำได้โดยตรง ในกรณีนี้ จะไม่เกิดปรากฏการณ์มหานวดาราอีกเลย (เกิดขึ้นในดาวที่มีมวลเริ่มต้นหลายสิบเท่าของมวลดวงอาทิตย์)

กลุ่มดาวในทางช้างเผือกที่น่าจะเป็นมหานวดารา (Milky Way Candidates)

กลุ่มเนบิวล่า รอบๆ ดาวหมาป่า (Wolf-Rayet starWR124) ที่ตั้งอยู่ในระยะห่างออกไป 21,000 ปีแสง มีดาวขนาดใหญ่มากมายในทางช้างเผือกที่สามารถเปลี่ยนเป็นมหานวดาราได้ภายใน หนึ่งพันถึงหนึ่งร้อยล้านปีข้างหน้า รวมทั้ง Rho Cassiopeiae, Etha Carinae และ RS Ophiuchi, the Kitt Peak Downes star KPD1930+2752, HD 179821, IRC+10420, VY Canis Majoris, Betelgeuse Antares and Spica กลุ่มดาวหมาป่าหลายดวง เช่น Gamma Velorma , WR 104, และกลุ่ม Quintuplet ซึ่งสามารถทำนายได้ว่าจะเกิดมหานวดาราได้ในอนาคตข้างหน้า

ดาวที่มีโอกาสเป็นมหานวดาราได้ในเร็วๆนี้ คือ IK Pegasi (HR 8210) ตั้งอยู่ห่างไป 150 ปีแสง ซึ่งประกอบด้วยกลุ่มดาวเรียงกันและดาวแคระขาว ห่างกันแค่ 31 ล้านกิโลเมตร โดยดาวแคระขาวมีมวลเป็น 1.15 เท่าของดวงอาทิตย์ และต้องใช้เวลาหลายล้านปีก่อนที่จะกลายเป็นมหานวดาราประเภทที่ 1 ได้