กำเนิดของดาวฤกษ์
ดวงดาวเกิดจากการรวมตัวของก๊าซและฝุ่นในอวกาศ (Interstellar medium) มวลจะมีแรงดึงดูดซึ่งกันและกัน ตาม “กฎความโน้มถ่วงแห่งเอกภพ” (The Law of Universal) ของนิวตันที่มีสูตรว่า F = G (m1m2/r2) เมื่อกลุ่มก๊าซและฝุ่นรวมตัวกันในอวกาศ เรียกว่า “เนบิวลา” (Nebula) หรือ “หมอกเพลิง” เนบิวลาเป็นกลุ่มก๊าซขนาดใหญ่หลายปีแสง แต่เบาบางมาก องค์ประกอบส่วนใหญ่เป็นไฮโดรเจน ซึ่งเป็นธาตุตั้งต้นของทุกสรรพสิ่งในจักรวาล
เนบิวลามีอุณหภูมิต่ำ เนื่องจากไม่มีแหล่งกำเนิดความร้อน ในบริเวณที่ก๊าซมีความหนาแน่นสูง อะตอมจะยึดติดกันเป็นโมเลกุล ทำให้เกิดแรงโน้มถ่วงดูดก๊าซจากบริเวณโดยรอบมารวมกันอีก ณ จุดนี้อุณหภูมิภายในเนบิวลาประมาณ 10 K เมื่อมวลเพิ่มขึ้น พลังงานศักย์โน้มถ่วงของแต่ละโมเลกุลที่ตกเข้ามายังศูนย์กลางของกลุ่มก๊าซ เปลี่ยนรูปเป็นพลังงานความร้อน แผ่รังสีอินฟราเรดออกมา
เมื่อกลุ่มก๊าซมีความหนาแน่นสูงขึ้น ความร้อนภายในไม่สามารถแผ่ออกมาได้ อุณหภูมิภายในแกนกลางจะสูงขึ้นอย่างรวดเร็ว มวลของก๊าซที่มีแรงโน้มถ่วงสูงสามารถเอาชนะแรงดันซึ่งเกิดจากการขยายตัวของก๊าซร้อน กลุ่มก๊าซจึงยุบตัวเข้าสู่ศูนย์กลางกำเนิดเป็นดาวฤกษ์ เมื่อดาวสเปกตรัม O ที่เกิดใหม่แผ่รังสีอัลตราไวโอเล็ตออกมา กลุ่มก๊าซเหล่านี้จะดูดกลืนพลังงานไว้แล้วแผ่รังสีในช่วงคลื่น H-alpha ออกมา เราจึงมองเห็นเป็น “เนบิวลาสว่าง” (Diffuse Nebula) สีแดง ได้แก่ เนบิวลาสว่างใหญ่ในกลุ่มดาวนายพราน (ภาพที่ 1 ก) เราจะเห็นได้ว่า ใจกลางของเนบิวลาสว่าง มักมีดาวเกิดใหม่อยู่ภายในหลายร้อยดวง
เนบิวลามีอุณหภูมิต่ำ เนื่องจากไม่มีแหล่งกำเนิดความร้อน ในบริเวณที่ก๊าซมีความหนาแน่นสูง อะตอมจะยึดติดกันเป็นโมเลกุล ทำให้เกิดแรงโน้มถ่วงดูดก๊าซจากบริเวณโดยรอบมารวมกันอีก ณ จุดนี้อุณหภูมิภายในเนบิวลาประมาณ 10 K เมื่อมวลเพิ่มขึ้น พลังงานศักย์โน้มถ่วงของแต่ละโมเลกุลที่ตกเข้ามายังศูนย์กลางของกลุ่มก๊าซ เปลี่ยนรูปเป็นพลังงานความร้อน แผ่รังสีอินฟราเรดออกมา
เมื่อกลุ่มก๊าซมีความหนาแน่นสูงขึ้น ความร้อนภายในไม่สามารถแผ่ออกมาได้ อุณหภูมิภายในแกนกลางจะสูงขึ้นอย่างรวดเร็ว มวลของก๊าซที่มีแรงโน้มถ่วงสูงสามารถเอาชนะแรงดันซึ่งเกิดจากการขยายตัวของก๊าซร้อน กลุ่มก๊าซจึงยุบตัวเข้าสู่ศูนย์กลางกำเนิดเป็นดาวฤกษ์ เมื่อดาวสเปกตรัม O ที่เกิดใหม่แผ่รังสีอัลตราไวโอเล็ตออกมา กลุ่มก๊าซเหล่านี้จะดูดกลืนพลังงานไว้แล้วแผ่รังสีในช่วงคลื่น H-alpha ออกมา เราจึงมองเห็นเป็น “เนบิวลาสว่าง” (Diffuse Nebula) สีแดง ได้แก่ เนบิวลาสว่างใหญ่ในกลุ่มดาวนายพราน (ภาพที่ 1 ก) เราจะเห็นได้ว่า ใจกลางของเนบิวลาสว่าง มักมีดาวเกิดใหม่อยู่ภายในหลายร้อยดวง
 |  |  |
ก เนบิวลาสว่างในกลุ่มดาวนายพราน
|
ข เนบิวลาสะท้อนแสงในกระจุดดาวลูกไก่
|
ค เนบิวลามืดรูปหัวม้ากลุ่มดาวนายพราน
|
ภาพที่ 1 เนบิวลาประเภทต่างๆ
| ||
เนื่องจากกลุ่มก๊าซและฝุ่นในเนบิวลามีอยู่หนาแน่น บางครั้งอนุภาคขนาดใหญ่ก็จะเป็นสิ่งกีดขวาง
การแผ่รังสี ทำให้เกิดการกระเจิงของแสง (Scattering) ปรากฏเป็นเนบิวลาสีฟ้า เช่นเดียวกับสีของท้องฟ้าบนโลกของเรา เราเรียกเนบิวลาประเภทนี้ว่า “เนบิวลาสะท้อนแสง” (Reflection Nebula) ตัวอย่างเช่น เนบิวลาในกระจุกดาวลูกไก่ (ภาพที่ 1 ข) เนบิวลาทริฟิดในกลุ่มดาวคนยิงธนู อย่างไรก็ตามภายในเนบิวลา บางส่วนก็ยังมีกลุ่มก๊าซซึ่งมีอุณหภูมิต่ำกว่า แผ่รังสีอินฟราเรดซึ่งมองไม่เห็น มันจะบังเนบิวลาสว่างซึ่งอยู่ด้านหลัง เราเรียกเนบิวลาเหล่านี้ว่า “เนบิวลามืด” (Dark Nebula) เช่น เนบิวลารูปหัวม้าในกลุ่มดาวนายพราน (ภาพที่ 1 ค)
การแผ่รังสี ทำให้เกิดการกระเจิงของแสง (Scattering) ปรากฏเป็นเนบิวลาสีฟ้า เช่นเดียวกับสีของท้องฟ้าบนโลกของเรา เราเรียกเนบิวลาประเภทนี้ว่า “เนบิวลาสะท้อนแสง” (Reflection Nebula) ตัวอย่างเช่น เนบิวลาในกระจุกดาวลูกไก่ (ภาพที่ 1 ข) เนบิวลาทริฟิดในกลุ่มดาวคนยิงธนู อย่างไรก็ตามภายในเนบิวลา บางส่วนก็ยังมีกลุ่มก๊าซซึ่งมีอุณหภูมิต่ำกว่า แผ่รังสีอินฟราเรดซึ่งมองไม่เห็น มันจะบังเนบิวลาสว่างซึ่งอยู่ด้านหลัง เราเรียกเนบิวลาเหล่านี้ว่า “เนบิวลามืด” (Dark Nebula) เช่น เนบิวลารูปหัวม้าในกลุ่มดาวนายพราน (ภาพที่ 1 ค)
ภาพที่ 2 โปรโตสตาร์ซ่อนตัวอยู่ในกลุ่มก๊าซภายในเนบิวลานกอินทรี
เหตุเกิดในเนบิวลา (ภาพที่ 2) เมื่อมวลของกลุ่มก๊าซรวมตัวกันมากขึ้นจนแรงโน้มถ่วงมาก พอที่จะเอาชนะแรงดันซึ่งเกิดจากการขยายตัวของก๊าซร้อน กลุ่มก๊าซจะยุบตัวลงอย่างต่อเนื่องและหมุนรอบตัวตามกฎอนุรักษ์โมเมนตัมเชิงมุม (Angular Momentum) เป็นจานรวมมวล แกนกลางของกลุ่มก๊าซเรียกว่า “โปรโตสตาร์” (Protostar) เมื่อแกนกลางของโปรโตสตาร์มีอุณหภูมิสูงถึงระดับล้านเคลวิน โปรโตสตาร์จะปล่อยอนุภาคพลังงานสูงคล้ายลมสุริยะเรียกว่า “Protostellar Wind” เมื่อโปรโตสตาร์ยุบตัวต่อไป กระแสอนุภาคพลังงานสูงจะมีความรุนแรงมาก จนปรากฏเป็นลำพุ่งขึ้นจากรวมมวลในแนวแกนหมุนรอบตัวเองของโปรโตสตาร์ (ภาพที่ 3)
ภาพที่ 3 โปรโตสตาร์
การยุบตัวของโปรโตสตาร์ดำเนินต่อไป จนกระทั่งแกนของโปรโตสตาร์มีอุณหภูมิสูงถึง 10 ล้านเคลวิน ปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันจุดตัวเอง ไฮโดรเจนหลอมรวมเป็นฮีเลียม ก๊าซที่แกนกลางร้อนจนมีความดันสูงพอที่จะต้านทานแรงโน้มถ่วงของดาว การยุบตัวของดาวยุติลง ความสมดุลระหว่างแรงโน้มถ่วงและแรงดันของก๊าซร้อน รักษาขนาดของดาวให้คงรูปร่างทรงกลม ณ จุดนี้เราถือว่า “ดาวฤกษ์” ได้ถือกำเนิดขี้นแล้ว ตลอดช่วงชีวิตของดาวจะมีกลไกอัตโนมัติควบคุมปฏิกิริยาฟิวชันภายในแก่นดาว หากอัตราการเกิดปฏิกิริยาฟิวชันสูงเกินไป ก๊าซร้อนที่แก่นกลางจะดันดาวให้ขยายตัวออก ทำให้อุณภูมิลดลง และอัตราการเกิดฟิวชันก็จะลดลงด้วย ในทางกลับกันหากอัตราการเกิดฟิวชันต่ำเกินไป ก๊าซที่แกนกลางเย็นตัวลง เนื้อสารของดาวจะยุบตัวกดทับทำให้อุณหภูมิกลับสูงขึ้น เพิ่มอัตราการเกิดฟิวชันคืนสู่ระดับปกติ ขนาดของดาวฤกษ์จะยุบพองเล็กน้อยตลอดเวลา ตามกลไกการควบคุมโดยธรรมชาติ
ภาพที่ 4 แผนภาพ H-R แสดงวิวัฒนาการของกำเนิดดาว
โปรโตสตาร์ที่มวลตั้งต้นเท่ากับดวงอาทิตย์ เมื่อจุดนิวเคลียร์ฟิวชันจะเกิดเป็นดาว G สีเหลือง โปรโตสตาร์ที่มีมวลมากกว่าสองเท่าของดวงอาทิตย์ขึ้นไป จะเกิดเป็นดาว O ดาว B หรือดาว A สีขาวออกน้ำเงิน ส่วนโปรโตสตาร์ที่มีมวลน้อยกว่าดวงอาทิตย์จะเกิดเป็นดาว K หรือดาว M ซึ่งมีสีส้มแดง ดูแผนภาพ H-R ในภาพที่ 4 ประกอบ
อย่างไรก็ตาม โปรโตสตาร์ไม่ทุกดวงที่จะประสบความสำเร็จในการจุดฟิวชันเป็นดาวฤกษ์ กลุ่มก๊าซที่มีมวลน้อยกว่าดวงอาทิตย์ 0.08 เท่า มวลไม่มากพอที่จะสร้างแรงกดดันให้อุณหภูมิสูงพอที่จะจุดฟิวชัน โปรโตสตาร์จึงยุบตัวลงกลายเป็นดาวแคระห์น้ำตาล (Brown Dwarf) ซึ่งมีลักษณะคล้ายดาวพฤหัสบดี ในทางกลับกันกลุ่มก๊าซที่มีมวลมากกว่าดวงอาทิตย์ 100 เท่า อุณหภูมิที่เกิดขึ้นจากแรงกดดันจะมีอุณหภูมิสูงมากเกินไป จนอัตราการเกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันสูงเกินกว่าจะรักษาสมดุลไว้ได้ ดาวจะระเบิดในทันที ดังนั้นดาวฤกษ์ทุกดวงจึงมีมวลอยู่ระหว่าง 0.08 ถึง 100 เท่า ของดวงอาทิตย์
ดาวฤกษ์มิได้เกิดขึ้นทีละดวงโดดๆ เนบิวลาเปรียบเสมือนรังของดาว กลุ่มก๊าซขนาดหลายปีแสงให้กำเนิดดาวจำนวนหลายร้อยดวง ในระยะเวลาไล่เลี่ยกัน หลังจากดาวเกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันแล้ว ลมดารา (Stellar Winds) ซึ่งเป็นกระแสอนุภาคพลังงานสูงลักษณะคล้ายลมสุริยะ พัดกวาดก๊าซในเนบิวลาให้สลายตัวไป เผยให้เห็นดวงดาวนับร้อยที่อยู่ภายในเรียกว่า “กระจุกดาวเปิด” (Open Cluster) เราจะพบว่า ใจกลางของเนบิวลาทุกชนิดจะมีกระจุกดาวเปิดอยู่ภายในเสมอ เช่น เนบิวลานายพราน และหากเราถ่ายรูปกระจุกดาวลูกไก่ซึ่งถือกำเนิดมาได้หนึ่งร้อยล้านปีแล้ว (ภาพที่ 1 ข) ก็จะเห็นกลุ่มก๊าซจางๆ ห่อหุ้มดาวแต่ละดวง แต่กระจุกดาวที่มีอายุแก่กว่านั้น เช่น กระจุกดาวหน้าวัว (Hyades) ซึ่งเรียงตัวเป็นรูปตัว V ในกลุ่มดาววัว ก็จะไม่มีเนบิวลาปรากฏให้เห็นแล้ว ดังภาพที่ 5
ภาพที่ 5 กระจุกดาวหน้าวัว
ชีวิตของดาวเฉกเช่นชีวิตของคน แม้ว่าจะเป็นพี่น้องคลานตามกันมา แต่ละคนก็มีวิถีชีวิตเป็นของตัวเอง ดวงอาทิตย์ของเราถือกำเนิดพร้อมๆ กับกระจุดดาวร่วมเนบิวลาหลายร้อยดวง แต่เมื่อกาลเวลาผ่านไป 4,600 ล้านปี ดาวแต่ละดวงก็แยกย้ายกันโคจรไปตามกาแล็กซีทางช้างเผือก บางดวงที่มีมวลมากเผาผลาญเชื้อเพลิงอย่างรวดเร็วก็แตกดับสูญไปแล้ว ดวงอาทิตย์ของเราโคจรรอบทางช้างเผือกมาแล้วไม่น้อยกว่า 15 รอบ
วัฏจักรดาวฤกษ์
วัฏจักรของดาวฤกษ์
ดาวฤกษ์เกิดขึ้นจากกลุ่มแก๊สและฝุ่นรวมตัวกัน ซึ่งเรียกว่า เนบิวลา เมื่อก๊าซร้อนในเนบิวลาอัดแน่นจนมีอุณหภูมิสูงถึง 10 ล้านเคลวิน จะเกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชั่นหลอมรวมไฮโดนเจนให้เป็นฮีเลียม กำเนิดเป็นดาวฤกษ์ ดาวฤกษ์ที่เห็นบนท้องฟ้าส่วนมากเป็นดาวในลำดับหลัก เมื่อดาวใกล้หมดอายุจะออกจากลำดับหลักไปเป็นดาวยักษ์แดง และมีวิวัฒนาการที่ต่างกันขึ้นอยู่กับมวลตั้งต้นที่กำเนิดเป็นดาว ดังนี้
วงจรชีวิตของดาวฤกษ์ขนาดต่าง ๆ
• ดาวฤกษ์จะใช้ชีวิตส่วนใหญ่อยู่ในดาวลำดับหลัก • ช่วงปลายชีวิต ดาวฤกษ์จะเคลื่อนออกจากดาวในลำดับหลัก จบชีวิตลงแตกต่างกันแล้วแต่มวลของดาวฤกษ์ดวงนั้น • ดาวฤกษ์ที่คล้ายดวงอาทิตย์ มีมวล 1-1.5 เท่าของดวงอาทิตย์ จะขยายตัวเป็นดาวยักษ์แดง (Red Giant) เกิดการระเบิดที่ไม่รุนแรงเป็นโนวา (Nova) เข้าสู่ขั้นตอนการเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์ (Planetary Nebula) ศูนย์กลางยุบตัวเป็นดาวแคระขาว (White Dwarf) ความสว่างจะค่อยๆลดลง จนหมดแสงกลายเป็นดาวแคระดำ (Black Dwarf) ในขั้นตอนสุดท้ายของชีวิต • ดาวฤกษ์มวลมาก มีมวล 1.5- 3 เท่าของดวงอาทิตย์ จะขยายตัวกลายเป็นดาวยักษ์ใหญ่สีแดง (Red Supergiant) จากนั้นจะเกิดการระเบิดอย่างรุนแรงเป็นซูเปอร์โนวา (Supernova) ที่ศูนย์กลางของดวงดาวจะยุบตัวกลายเป็นดาวนิวตรอน (Neutron Star) • ดาวฤกษ์มวลสูงมาก มีมวลมากกว่า 3 เท่าของดวงอาทิตย์ จะขยายตัวกลายเป็นดาวยักษ์ใหญ่สีแดง (Red Supergiant) เกิดการระเบิดอย่างรุนแรงเป็นซูเปอร์โนวา (Supernova) ที่ศูนย์กลางของดวงดาวจะยุบตัวอย่างรุนแรงยิ่งกลายเป็นหลุมดำ (Black Hole) |
การสิ้นอายุขัยของดาวฤกษ์
ดาวพ้นจากลำดับหลัก
เมื่อไฮโดรเจนที่แก่นของดาวหลอมรวมเป็นฮีเลียมหมด ปฏิกิริยาฟิวชันที่แก่นดาวจะหยุด และเปลือกไฮโดรเจนที่ห่อหุ้มแก่นฮีเลียมจะจุดฟิวชันแทน ดาวจะขยายตัวออก ณ จุดนี้ดาวจะพ้นจากลำดับหลักกลายเป็นดาวยักษ์แดง เปลือกไฮโดรเจนที่หลอมรวมเป็นฮีเลียมจมลงสะสมตัว ทำให้เกิดแรงกดดันให้แก่นฮีเลียมร้อนขึ้นจนกระทั่งอุณหภูมิสูงถึง 100 ล้านเคลวิน ฮีเลียมก็จะจุดฟิวชันหลอมรวมเป็นธาตุหนักอื่นๆ ต่อไป ได้แก่ เบรีลเลียม คาร์บอน และออกซิเจน (ภาพที่ 1)
ภาพที่ 1 แก่นของดาวยักษ์แดง
เมื่อแก่นฮีเลียมฟิวชัน ดาวที่มีมวลน้อยกว่า 2 – 3 เท่าของดวงอาทิตย์ จะเกิดการระเบิดอย่างฉับพลัน เรียกว่า “ฮีเลียมแฟลช” (Helium Flash) ส่วนดาวที่มีมวลมากกว่า 2 – 3 เท่าของดวงอาทิตย์ จะเกิดการหลอมรวมอย่างค่อยเป็นค่อยไป อุณหภูมิผิวดาวจะสูงขึ้นอีกครั้งหนึ่ง หากพิจารณาแผนภาพ H-R ในภาพที่ 2 จะเห็นว่า เมื่อเกิดการฟิวชันไฮโดรเจน ดาวจะอยู่ในลำดับหลัก หลังจากนั้นก๊าซร้อนบนผิวดาวจะขยายตัวและมีอุณหภูมิต่ำลง พื้นที่ผิวซึ่งมากขึ้นทำให้ดาวมีความสว่างมากขึ้น ดาวจะเคลื่อนตัวเหนือแถบลำดับหลักเล็กน้อย เมื่อดาวเผาผลาญไฮโดรเจนที่แกนหมด ดาวจะก้าวพ้นลำดับหลัก เมื่อเกิดการเผาผลาญเปลือกไฮโดรเจน ดาวจะขยายตัวอย่างรวดเร็วและอุณหภูมิลดต่ำลงกลายเป็นดาวยักษ์แดง กระทั่งดาวยุบตัวลงและเกิดการฟิวชันที่แก่นฮีเลียม ดาวก็จะมีอุณหภูมิสูงขึ้นอีกครั้ง ดาวที่มีมวลมากกว่าดวงอาทิตย์ 9 เท่า จะเปลี่ยนสภาพเป็นดาวยักษ์น้ำเงิน
ภาพที่ 2 การพ้นจากดาวลำดับหลักไปสู่ดาวยักษ์แดง (* แสดงตำแหน่งของฮีเลียมแฟลช)
การจบสิ้นชีวิตของดาวขึ้นอยู่กับมวลเริ่มต้นที่ก่อกำเนิดดาวขึ้นมา ดาวที่มีมวลมากมีช่วงชีวิตสั้นกว่าดาวที่มวลน้อย เนื่องจากปฏิกิริยาฟิวชันที่รุนแรงเผาไหม้เชื้อเพลิงภายในดาวอย่างรวดเร็ว นักดาราศาสตร์จำแนกประเภทจุดจบของดาวฤกษ์เป็น 3 ประเภท ดาวที่มีมวลน้อยกว่า 2 เท่าของมวลดวงอาทิตย์, ดาวที่มีมวลมากกว่า 2 เท่า แต่น้อยกว่า 8 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ และดาวที่มวลมากกว่า 8 เท่าของดวงอาทิตย์
การสิ้นอายุขัยของดาวมวลน้อย (< 2 MSun)
ดาวที่มีมวลตั้งต้นน้อยกว่า 2 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ เมื่อดาวฟิวชันฮีเลียมที่แก่นกลางกลายเป็นคาร์บอนจนหมด แล้ว ดาวไม่สามารถฟิวชันคาร์บอนให้เป็นธาตุหนักต่อไปได้ เนื่องจากมวลของดาวไม่มากพอที่จะทำให้เกิดความกดดันแก่นกลางให้มีอุณหภูมิสูงถึง 600 ล้านเคลวิน แก่นของดาวจึงยุบตัวเป็น “ดาวแคระขาว” (Dwarf star) ซึ่งมีองค์ประกอบเป็นคาร์บอน มีขนาดประมาณโลกแต่มีความหนาแน่นสูงมาก เนื่องจากการจัดเรียงอิเล็กตรอนในวงโคจรรอบอะตอมแน่นเต็มที่แล้ว เราเรียกสถานการณ์เช่นนี้ว่า “อิเล็กตรอนดีเจนเนอเรซี” (Electron Degeneracy) นี่คือสาเหตุที่ทำให้ดาวไม่สามารถยุบตัวลงต่ำกว่านี้ได้ (เนื้อของดาวแคระขาว 1 ช้อนชา มีน้ำหนักเท่ากับสสาร 5.5 ตัน บนโลก) ส่วนเนื้อสารของดาวจะถูกแรงดันของก๊าซร้อนสาดกระจายออกสู่อวกาศ มองเห็นเป็นกลุ่มควันรูปวงกลม ซึ่งเรียกว่า “เนบิวลาดาวเคราะห์” (Planetary Nebula)
ภาพที่ 3 เนบิวลาวงแหวน มีดาวแคราะขาวอยู่ที่ใจกลาง
อนึ่ง เนบิวลาดาวเคราะห์ไม่มีอะไรเกี่ยวข้องกับดาวเคราะห์ แต่เนื่องจากเนบิวลาดาวเคราะห์มีขนาดเชิงมุมใหญ่เท่าดาวเคราะห์ นักดาราศาสตร์ในยุคก่อนจึงเรียกว่าเนบิวลาดาวเคราะห์ เนบิวลาดาวเคราะห์ที่มีความสว่างมากพอที่จะใช้กล้องดูดาวขนาดเล็กส่องดู ได้แก่ เนบิวลาวงแหวนในกลุ่มดาวพิณ ในภาพที่ 3 เป็นต้น
การสิ้นอายุขัยของดาวมวลปานกลาง (2 - 8 MSun)
ดาวที่มีมวลตั้งต้น 2 – 8 เท่ามวลของดวงอาทิตย์ มีวิถีทางหลังพ้นจากลำดับหลัก และจบชีวิตเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์และดาวแคระขาว เช่นเดียวกับดาวมวลน้อย หากแต่ดาวมวลปานกลางมีมวลมากพอที่จะกดดันให้แก่นดาวมีอุณหภูมิสูง 600 ล้านเคลวิน จุดฟิวชันคาร์บอนให้หลอมรวมเป็นออกซิเจน ดาวแคระขาวที่เกิดจากดาวมวลปานกลางจึงเป็นดาวออกซิเจน
ดาวแคราะขาวไม่จำเป็นจะต้องอยู่ในเนบิวลาดาวเคราะห์เสมอไป ดาวแคระขาวอาจอยู่ในระบบดาวคู่ เช่น ดาวซิริอุส เอ และดาวซิริอุส บี ดาวแคระขาวบางดวงมีคู่เป็นดาวยักษ์ เช่น ดาวไรเจล เอ เป็นดาวยักษ์น้ำเงิน ส่วนดาวไรเจล บี เป็นดาวแคระขาว ถ้าดาวเคราะขาวอยู่ใกล้ชิดกับคู่ของมันมาก จนแรงโน้มถ่วงของดาวแคระขาวดึงดูดมวลจากคู่ของมัน มาเพิ่มเติมบนดาวแคระขาว ทำให้มันมีมวลสารและแรงกดดันมากขึ้น อุณหภูมิสูงจนจุดฟิวชันที่แก่นกลาง ระเบิดสว่างเป็นช่วงเวลาสั้นๆ เรียกว่า “โนวา” (Nova)
หมายเหตุ Nova มีรากศัพท์มาจากคำว่า New แปลว่า ใหม่ นักดาราศาสตร์ยุคก่อนเข้าใจผิดคิดว่า โนวาเป็นดาวดวงใหม่ เพราะว่า เขาเพิ่งมองเห็นมันเป็นครั้งแรก
ดาวแคราะขาวไม่จำเป็นจะต้องอยู่ในเนบิวลาดาวเคราะห์เสมอไป ดาวแคระขาวอาจอยู่ในระบบดาวคู่ เช่น ดาวซิริอุส เอ และดาวซิริอุส บี ดาวแคระขาวบางดวงมีคู่เป็นดาวยักษ์ เช่น ดาวไรเจล เอ เป็นดาวยักษ์น้ำเงิน ส่วนดาวไรเจล บี เป็นดาวแคระขาว ถ้าดาวเคราะขาวอยู่ใกล้ชิดกับคู่ของมันมาก จนแรงโน้มถ่วงของดาวแคระขาวดึงดูดมวลจากคู่ของมัน มาเพิ่มเติมบนดาวแคระขาว ทำให้มันมีมวลสารและแรงกดดันมากขึ้น อุณหภูมิสูงจนจุดฟิวชันที่แก่นกลาง ระเบิดสว่างเป็นช่วงเวลาสั้นๆ เรียกว่า “โนวา” (Nova)
หมายเหตุ Nova มีรากศัพท์มาจากคำว่า New แปลว่า ใหม่ นักดาราศาสตร์ยุคก่อนเข้าใจผิดคิดว่า โนวาเป็นดาวดวงใหม่ เพราะว่า เขาเพิ่งมองเห็นมันเป็นครั้งแรก
ภาพที่ 4 ดาวแคระขาว ซิริอุส บี
การสิ้นอายุขัยของดาวมวลมาก (> 8 MSun)
ลิมิตของดาวแคระขาวมีมวลไม่เกิน 1.4 เท่าของดวงอาทิตย์ ถ้ามวลมากกว่านี้ จะเกิดการฟิวชันธาตุหนักในลำดับต่อไป ดาวแคระขาวทรงตัวอยู่ได้ด้วยแรงดันดีเจนเนอเรซีของอิเล็กตรอน แต่ถ้าหากดาวมีมวลมากพอ แรงโน้มถ่วงก็จะเอาชนะแรงดันดีเจนเนอเรซีได้ ทำให้เกิดฟิวชันของธาตุหนักในลำดับต่อไป ตัวอย่างเช่น ดาวที่มีมวลตั้งต้นมากกว่า 8 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ แรงโน้มถ่วงของดาวสามารถสร้างความกดดัน เอาชนะความดันดีเจนเนอเรซีของอิเล็กตรอนออกซิเจน และทำให้อุณหภูมิที่แก่นดาวสูงถึง 1,500 ล้านเคลวิน หลอมออกซิเจนให้กลายเป็นธาตุหนักลำดับต่อๆ ไป ถ้าหากดาวมีมวลมากพอที่จะทำให้อุณหภูมิที่แก่นดาวสูงถึง 2,700 ล้านเคลวิน จะเกิดฟิวชันซิลิกอนที่แก่นดาวให้กลายเป็นเหล็ก เหล็กเป็นธาตุสุดท้ายของปฏิกิริยาฟิวชัน หากแรงกดดันยังมีมากกว่านี้ แก่นของดาวจะถึงจุดวิกฤต แรงโน้มถ่วงเอาชนะแรงดันดีเจนเนอเรซีของอิเล็กตรอนเหล็ก อิเล็กตรอนจะรวมตัวกับโปรตอนเป็นนิวตรอน แก่นของดาวจะยุบตัวเป็น “ดาวนิวตรอน” (Neutron Star) ปลดปล่อยพลังงานระเบิดดาวทั้งดวงเกิดเป็น “ซูเปอร์โนวา” (Supernova) ให้แสงเจิดจ้าในช่วงเวลาสั้นๆ แต่มีอุณหภูมิสูงจนกระทั่งเกิดธาตุหนักกว่าเหล็ก เช่น เงิน ทอง ยูเรเนียม เป็นต้น สำหรับดาวที่มีมวลมากกว่า 18 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ แรงโน้มถ่วงจะเอาชนะแรงดันดีเจนเนอเรซีของดาวนิวตรอน แก่นของดาวจะยุบลงเป็น “หลุมดำ” (Black Hole) แรงโน้มถ่วงของหลุมดำมากจนกระทั่งคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าไม่สามารถแผ่ออกมาได้
ภาพที่ 5 โครงสร้างภายในของดาวมวลมาก
สแตนฟอร์ด วูสเลย์ และ โทมัส วีฟเวอร์ นักดาราศาสตร์ชาวอเมริกา ได้สร้างแบบจำลองการสิ้นอายุขัยของดาวฤกษ์ที่มีมวล 25 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ ได้ผลสรุปตามตารางด้านล่าง พวกเขาพบว่า ดาวที่มีมวลมากจะเผาผลาญเชื้อเพลิงภายในอย่างรวดเร็ว ปฏิกิริยาฟิวชันธาตุหนักมีอัตราเร็วกว่าธาตุเบา ดาวมีชีวิตอยู่ในลำดับหลักนานเพียง 7 ล้านปี หลังจากนั้นจะเผาใหม้ฮีเลียมหมดภายใน 70,000 ปี เผาไหม้คาร์บอนหมดภายใน 600 ปี เผาไหม้ออกซิเจนภายใน 6 เดือน และจบสิ้นด้วยการฟิวชันซิลิกอนให้กลายเป็นเหล็ก โดยใช้เวลาเพียง 1 วัน หลังจากนั้นแก่นของดาวจะยุบตัวและระเบิดอย่างรวดเร็ว รายละเอียดในตารางที่ 1
ดาวนิวตรอน และ พัลซาร์
ปี ค.ศ.1024 นักปราชญ์ชาวจีนได้บันทึกว่า ที่ตำแหน่งกลุ่มดาววัว มีดาวสว่างเกิดขึ้นมองเห็นได้แม้ในเวลากลางวันนานถึง 23 วัน แล้วจางหายไป นักดาราศาสตร์ในยุคปัจจุบันรู้จักวัตถุนี้ดีและเรียกว่า “เนบิวลาปู” (Crab Nebula) เพราะว่ารูปร่างของมันคล้ายกับกระดองปู ภาพถ่ายจากกล้องโทรทรรศน์ VLT แสดงให้เห็นว่า กลุ่มก๊าซกำลังขยายตัวออกด้วยความรุนแรง กล้องโทรทรรศน์เอ็กซ์เรย์พบว่า ใจกลางของเนบิวลาเป็นดาวนิวตรอนหมุนรอบตัวเองด้วยความเร็ว 30 รอบต่อวินาที (กราฟในภาพที่ 3) มีก๊าซร้อนพุ่งออกมาในแนวตั้งฉากกับจานรวมมวลด้วยความเร็วสูง กล้องโทรทรรศน์อัลตราไวโอเล็ตตรวจพบ ก๊าซร้อนที่เป็นองค์ประกอบของเนบิวลาแผ่รังสี UV ออกมาด้วย กล้องโทรทรรศน์อินฟราเรดตรวจพบก๊าซและฝุ่นซึ่งเป็นโครงสร้างของเนบิวลา นอกจากนั้นเนบิวลายังแผ่คลื่นวิทยุออกมาด้วย ดังภาพที่ 1
X-Ray (Chandra) | Ultraviolet (ASTRO-1) | Visible (VLT) | Mid-Infrared (Spitzer) | Radio (NRAO) |
ภาพที่ 1 เนบิวลาปูในช่วงคลื่นต่างๆ
| ||||
สิ่งที่น่าทึ่งมากที่สุดของเนบิวลาปูก็คือ สนามแม่เหล็กที่มีความเข้มสูงของดาวนิวตรอน ทำให้เกิดการแผ่รังสีเป็นลำออกจากขั้วแม่เหล็กทั้งสอง (ดูภาพที่ 2) เมื่อดาวนิวตรอนหมุนรอบตัวเองด้วยความเร็วสูง ลำรังสีจะกวาดไปโดยรอบอย่างรวดเร็ว และเมื่อลำรังสีผ่านเข้ามาตรงโลก เราก็จะรับคลื่นนี้ได้ด้วยเสาอากาศของเครื่องรับวิทยุ นักดาราศาสตร์เรียกแหล่งกำเนิดคลื่นวิทยุนี้ว่า “พัลซาร์” (Pulsar) และทำการศึกษาด้วยกล้องโทรทรรศน์วิทยุ (Radio Telescope)
ภาพที่ 2 โครงสร้างของสนามแม่เหล็กรอบดาวนิวตรอน
ดาวนิวตรอน (Neutron star) มีขนาดเล็กมากประมาณ 10 – 20 กิโลเมตร และมีความหนาแน่นสูงมาก เนื้อสารของดาวนิวตรอน 1 ช้อนชา มีมวลถึง 120 ล้านตัน (อะตอมของสสารบนโลกมีที่ว่าง 99.999% ของอะตอม แต่ดาวนิวตรอนไม่มีที่ว่างอยู่เลย จึงสามารถบีบอัดมวลมหาศาลให้มีปริมาตรเล็กได้) อย่างไรก็ตามดาวนิวตรอนมีลิมิตมวลไม่เกิน 3 เท่าของดวงอาทิตย์ ถ้าหากมีมวลมากกว่านี้ แรงโน้มถ่วงของดาวจะเอาชนะแรงดันดีเจนเนอเรซีของดาวนิวตรอน ทำให้แก่นดาวยุบตัวเป็นหลุมดำ ซึ่งแม้แต่แสงยังไม่สามารถหนีหลุดออกมาได้
หมายเหตุ เนบิวลาปูไม่ใช่กลุ่มก๊าซที่กำลังรวมตัวเกิดเป็นดาวฤกษ์ดวงใหม่ดังเช่น เนบิวลาสว่าง และเนบิวลาสะท้อนแสง แต่เนบิวลาปูเป็นกลุ่มก๊าซซึ่งเกิดจากการระเบิด จึงเรียกว่า “ซากซูเปอร์โนวา” (Supernova Remnant) อย่างไรก็ตามการระเบิดของซูเปอร์โนวาทำให้เกิดธาตุหนักกว่าเหล็ก นักดาราศาสตร์เชื่อว่า บริเวณระบบสุริยะของเราเคยมีการระเบิดของซูเปอร์โนวา โลกของเราจึงมีธาตุหนักหลายชนิด นอกจากนั้นนักดาราศาสตร์ยังเชื่อกันว่า การระเบิดของซูเปอร์โนวา ทำให้เกิดการกระตุ้นกลุ่มก๊าซในเนบิวลาให้ยุบตัวลงเป็นดาวเกิดใหม่ หากปราศจากซูเปอร์โนวาแล้ว การเกิดดาวก็คงเป็นไปได้ยากหลุมดำ
ปี ค.ศ.1905 อัลเบิร์ต ไอสไตน์ ประกาศทฤษฎีสัมพัทธภาพพิเศษ (Special Relativity) ว่า แสงเดินทางด้วยความเร็วคงที่ด้วยความเร็ว 3 x 108 เมตร/วินาที เสมอ ไม่ว่าแสงจะเดินทางผ่านสื่อชนิดใดก็ตาม และไม่ขึ้นอยู่กับการเคลื่อนที่ของผู้สังเกตการณ์ ขณะที่ทุกคนยอมรับว่า ความเร็ว = ระยะทาง/เวลา ไอสไตน์กล่าวว่า ความเร็วแสงคงที่ แต่เวลาและระยะทางยืดหดได้ ทั้งนี้ขึ้นอยู่กับความเร็วของผู้สังเกตการณ์ ถ้าผู้สังเกตการณ์เดินทางเข้าใกล้ความเร็วแสง ระยะทางจะหดสั้น กาลเวลจะช้าลง ดังที่แสดงในกราฟในภาพที่ 1
แม้ว่าทฤษฎีสัมพัทธภาพพิเศษของไอสไตน์ ฟังดูไม่น่าเชื่อ แต่ทฤษฎีนี้ก็ถูกพิสูจน์แล้วว่า เวลาในยานอวกาศเดินช้ากว่าเวลาบนโลก อนุภาคในอวกาศมีอายุขัยยาวนานกว่าอนุภาคบนโลก ไอสไตน์เสนอว่า อวกาศประกอบด้วย 4 มิติ คือ อวกาศและกาลเวลา (Space-time) มวลสารทำให้อวกาศโค้ง ดาวที่มีมวลสารมากจะฉุดรั้งให้อวกาศโค้งและกาลเวลายืดออกไปด้วย ในทำนองเดียวกับที่แสดงในภาพที่ 2
ภาพที่ 2 อวกาศโค้ง
ไอสไตน์อธิบายว่า ดาวเคราะห์ทั้งหลายโคจรรอบดวงอาทิตย์ก็เพราะ อวกาศรอบๆ ดวงอาทิตย์โค้ง วงโคจรของดาวพุธรอบดวงอาทิตย์แกว่ง ดังที่แสดงในภาพที่ 3 ก็เพราะว่า ดาวพุธเคลื่อนที่รอบดวงอาทิตย์ เป็นวงโคจรรูปรี ที่ทาบไปบนอวกาศที่โค้ง
ภาพที่ 3 วงโคจรของดาวพุธ
สภาพภูมิศาสตร์ของอวกาศไม่ใช่ราบเรียบเป็นเส้นตรง หรือเป็นทรงกลมที่สมบูรณ์ หากแต่คดโค้งไม่สม่ำเสมอ ขึ้นอยู่กับมวลของแต่ละตำบล ซึ่งจะฉุดให้กาลเวลายืดหดไปด้วย แสงเดินทางเป็นเส้นตรง ถ้าอวกาศเป็นแผ่นระนาบ แต่ถ้าอวกาศโค้ง แสงก็จะเดินทางเป็นเส้นโค้งด้วย ดาวฤกษ์ที่มีมวลเท่าดวงอาทิตย์ทำให้อวกาศโค้งเล็กน้อย (ภาพที่ 4 ก) แต่ดาวนิวตรอนทำให้อวกาศโค้งมาก แสงที่เดินทางออกจากดาวนิวตรอนจึงเป็นเดินทางเป็นเส้นโค้ง (ภาพที่ 4 ข และ ค) และแสงที่เดินทางออกจากหลุมดำอาจตกกลับมาที่หลุมดำ ไม่สามารถหลุดพ้นออกไปได้ (ภาพที่ 4 ง)
ภาพที่ 4 มวลของดาวทำให้แสงเดินทางเป็นเส้นโค้ง
เมื่อดาวฤกษ์ที่มีมวลตั้งต้นมากกว่า 18 เท่าของมวลดวงอาทิตย์หมดสิ้นอายุขัย แก่นของมันจะยุบตัวลงอย่างรวดเร็วและฉุดให้อวกาศโค้งไปด้วย กาลเวลาจะช้าลง นักวิทยาศาสตร์เรียกภาวะเช่นนี้ว่า “หลุมดำ” (Black Hole) เพราะว่า หลุมดำไม่แผ่รังสีใดๆ ออกมา
แม้ว่าหลุมดำจะไม่สามารถแผ่รังสีใดๆ ออกมา แต่นักดาราศาสตร์ก็ทราบตำแหน่งของหลุมดำ ได้จากการสังเกตการแผ่คลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าของจานรวมมวลรอบๆ หลุมดำ ยกตัวอย่างเช่น ระบบดาวคู่ Cygnus X-1 ในกลุ่มดาวหงส์ มีการแผ่รังสีเอ็กซ์ออกมาจากจานรวมมวลรอบๆ หลุมดำ ดังภาพที่ 6 ซึ่งรังสีเอ็กซ์จะเกิดขึ้นจากวัตถุที่มีอุณหภูมิสูงอย่างยิ่งยวดเท่านั้น
หากเราอยู่ใกล้หลุมดำ ความโค้งของอวกาศจะทำให้เราหล่นเข้าสู่ความเร็วเข้าใกล้แสง และกาลเวลาจะช้าลง ขอบของหลุมดำเรียกว่า “เส้นขอบเหตุการณ์” (Event Horizon) ถัดจากเส้นขอบเหตุการณ์เข้าไป กาลเวลาจะหยุดนิ่ง ความเร็วหลุดพ้นจะต้องมีค่ามากกว่ามากกว่าความเร็วแสง นั่นคือ ไม่มีสิ่งใดหลุดพ้นออกมาจากหลุมดำได้ เพราะไม่มีอะไรเคลื่อนที่เร็วกว่าแสง
เราสามารถคำนวณหาขนาดของเส้นขอบเหตุการณ์ได้ด้วยรัศมีชวาร์ซชายด์ (Schwarzschild Radius) ซึ่งวัดจากศูนย์กลางของหลุมดำ (Singularity) ไปยังเส้นของเหตุการณ์ โดยใช้สูตร
เราสามารถคำนวณหาขนาดของเส้นขอบเหตุการณ์ได้ด้วยรัศมีชวาร์ซชายด์ (Schwarzschild Radius) ซึ่งวัดจากศูนย์กลางของหลุมดำ (Singularity) ไปยังเส้นของเหตุการณ์ โดยใช้สูตร
RSch = 2GM/c2
โดยที่
|
RSch = รัศมีชวาซชายด์
|
G = ค่านิจโน้มถ่วงสากล 6.67 x 10-11 newton m2/kg2
| |
M = มวลของหลุมดำ
| |
c = 3 x 108 m/s
|
ตัวอย่าง หลุมดำขนาด 10 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ (มวลดวงอาทิตย์มีค่า 1.99 x 1030 kg) จะมีรัศมีชวาซชายด์ขนาดเท่าไร
RSch = 2GM / c2 = {2 (6.67 x 10-11)(10 x 1.99 x 1030 kg)} / (3 x 108 m/s)2 = 3 x 104 m = 30 km |
ไม่มีความคิดเห็น:
แสดงความคิดเห็น