stellar ดาวฤกษ์

stellar ดาวฤกษ์

ดาวฤกษ์ คือวตั ถทุ อ งฟา ทีเ่ ปนกอนพลาสมาสวางขนาดใหญท ี่คงอยไู ดด วยแรงโนมถว ง ดาวฤกษท อ่ี ยูใ กลโลก มากท่ีสุด คอื ดวงอาทิตย ซ่งึ เปนแหลง พลังงานหลกั ของโลก เราสามารถมองเหน็ ดาวฤกษอ่ืน ๆ ไดบ นทอ งฟา ยามราตรี หากไมมแี สงจากดวงอาทติ ยบ ดบงั ในประวตั ิศาสตร ดาวฤกษท่โี ดดเดนท่ีสดุ บนทรงกลมทองฟา จะถกู จดั เขาดวยกันเปน กลมุ ดาว และดาวฤกษท ี่สวางทีส่ ดุ จะไดรับการตั้งชือ่ โดยเฉพาะ นักดาราศาสตรไดจัดทําบัญชีรายช่อื ดาวฤกษเพ่มิ เติมขึน้ มากมาย เพอื่ ใชเ ปนมาตรฐานในการตั้งชอ่ื ดาวฤกษ ดาวฤกษถ ือกําเนิดขึ้นจากเมฆโมเลกุลทยี่ บุ ตวั โดยมีไฮโดรเจนเปนสวนประกอบหลกั รวมไปถึงฮเี ลียม และธาตอุ ืน่ ท่ี หนกั กวา อีกจาํ นวนหนง่ึ เมอ่ื แกน ของดาวฤกษม คี วามหนาแนนมากเพยี งพอ ไฮโดรเจนบางสวนจะถกู เปลย่ี นเปน ฮเี ลยี ม ผานกระบวนการนิวเคลยี รฟ ว ชัน่ อยา งตอเน่ือง[1] สวนภายในท่เี หลือของดาวฤกษจะนาํ พลงั งานออกจากแกน ผา นทาง กระบวนการแผรงั สีและการพาความรอนประกอบกัน ความดนั ภายในของดาวฤกษปองกนั มิใหมนั ยุบตวั ตอไปจากแรง โนม ถว งของมันเอง เมื่อเช้อื เพลิงไฮโดรเจนที่แกนของดาวหมด ดาวฤกษท่มี ีมวลอยางนอ ย 0.4 เทา ของดวงอาทติ ย[2] จะ พองตัวออกจนกลายเปนดาวยักษแดง ซ่งึ ในบางกรณี ดาวเหลานจี้ ะหลอมธาตุทหี่ นกั กวา ทีแ่ กนหรือในเปลือกรอบแกน ของดาว จากนัน้ ดาวยักษแ ดงจะวิวัฒนาการไปสูรปู แบบเส่ือม มีการรีไซเคลิ บางสวนของสสารไปสูสสารระหวา งดาว สสารเหลานจ้ี ะกอใหเ กิดดาวฤกษร ุนใหมซึ่งมอี ตั ราสว นของธาตุหนกั ท่สี งู กวา[3]

การก่อตวั ของดาวฤกษ์ก่อนเกิด จดุ กําเนดิ ของดาวฤกษเกิดข้นึ จากแรงโนม ถว งทีไ่ มเ สถยี รภายในเมฆโมเลกุล โดยมากมกั เกิดจากคลืน่ กระแทกจากซเู ปอรโนวา(การระเบดิ ขนาดใหญของดาวฤกษ) หรือจากการแตกสลายของดาราจกั รสองแหง ทป่ี ะทะกนั (เชนในดาราจักรชนิด ดาวกระจาย) เมือ่ ยา นเมฆน้นั มีความหนาแนน เพยี งพอจนถงึ ขอบเขตความไมเสถียร ของฌ็อง มันจงึ ยุบตวั ลงดวยแรงโนมถวงภายในของมันเอง ขณะที่เมฆโมเลกุลยบุ ตัวลง ฝนุ และแกส หนาแนนกเ็ ขามาเกาะกลมุ อยดู วยกนั เรียกวา กลุมเมฆบอก ย่ิงกลุมเมฆยบุ ตัว ลง ความหนาแนนภายในก็เพมิ่ สงู ขน้ึ เรอื่ ย ๆ พลงั งานจากแรงโนมถว งถูกแปลงไปกลายเปนความรอ นซึ่งทาํ ใหอุณหภมู ิสูง ยงิ่ ขึน้ เมอ่ื เมฆดาวฤกษกอนเกดิ นดี้ ําเนินไปจนกระทั่งถงึ สภาวะสมดุลของอทุ กสถิต จงึ เรม่ิ มีดาวฤกษกอนเกดิ กอตวั ขึน้ ที่ ใจกลาง] ดาวฤกษกอนแถบลําดบั หลักมักจะมแี ผนจานดาวเคราะหกอนเกดิ ลอมรอบอยู ชวงเวลาของการแตกสลายดวยแรง โนม ถวงนกี้ นิ เวลาประมาณ 10-15 ลา นป ดาวฤกษยุคแรกท่มี ีมวลนอยกวา 2 เทา ของมวลดวงอาทิตย จะเรยี กวาเปน ดาวประเภท T Tauri สวนพวกทีม่ มี วลมาก กวา น้นั จะเรยี กวาเปน ดาวเฮอรบ กิ Ae/Be ดาวฤกษเกิดใหมเหลา นีจ้ ะแผลําพลังงานของแกส ออกมาตามแนวแกนการหมนุ ซง่ึ อาจชวยลดโมเมนตมั เชงิ มมุ ของดาวฤกษทกี่ าํ ลังยุบตัวลงและทําใหกลุมเมฆเรืองแสงเปน หยอ ม ๆ ซ่ึงรจู ักกนั ในชอื่ วัตถุ เฮอรบ ิก-ฮาโร ลําแกสเหลานี้ เม่อื ประกอบกับการแผร ังสีจากดาวฤกษข นาดใหญท่อี ยูใ กลเ คียง อาจชวยขบั กลุม เมฆซ่งึ ปกคลมุ อยูรอบดาวฤกษท ดี่ าวนัน้ กอ ตั้งอยอู อกไป

ดาวฤกษมีความสําคญั อยางย่งิ ตออารยธรรมตา ง ๆ ท่วั โลกมานบั แตอ ดตี กาล โดยเปนสว นหน่ึงของพธิ กี รรมทาง ศาสนา เปนองคประกอบสําคัญในศาสตรข องการเดินเรอื รวมไปถงึ การกาํ หนดทศิ ทาง นกั ดาราศาสตรยุคโบราณสวน ใหญเ ชอ่ื วาดาวฤกษอ ยนู งิ่ กับทบี่ นทรงกลมสวรรค และไมมีการเปล่ียนแปลงใด ๆ จากความเชอื่ นที้ ําใหน กั ดาราศาสตร จัดกลมุ ดาวฤกษเ ขาดวยกันเปนกลมุ ดาวตา ง ๆ และใชกลุมดาวเหลา น้ใี นการตรวจตดิ ตามการเคล่ือนทข่ี องดาวเคราะห รวมถงึ เสน ทางการเคลอื่ นทขี่ องดวงอาทติ ย ตําแหนง การเคลื่อนท่ขี องดวงอาทิตยเ มือ่ เทียบกบั กลมุ ดาวฤกษท ีอ่ ยู เบือ้ งหลัง (และเสนขอบฟา) นาํ มาใชใ นการกําหนดปฏิทินสรุ ยิ คติ ซง่ึ สามารถใชเพ่อื กาํ หนดกจิ วตั รในทางการเกษตร ได ปฏิทินเกรกอเรียน ซ่ึงใชก ันอยแู พรหลายในโลกปจ จุบนั จดั เปน ปฏทิ นิ สรุ ยิ คติทต่ี ้ังอยบู นพ้นื ฐานของมมุ ของแกน หมุนของโลกโดยเทยี บกับดาวฤกษทีอ่ ยใู กลท ส่ี ดุ คอื ดวงอาทติ ย แผนทด่ี าวอันแมน ยาํ ทเี่ กา แกท ี่สุด ปรากฏขน้ึ ในสมัยอยี ปิ ตโ บราณ เมอื่ ราว 1,534 ปกอนครสิ ตกาล นกั ดาราศาสตร บาบิโลน แหงเมโสโปเตเมยี ไดร วบรวมบัญชีรายช่ือดาวฤกษท ีเ่ กา แกท สี่ ุดท่ีเคยรจู กั ขน้ึ ในชวงปลายคริสตสหัสวรรษที่ 2 กอ นครสิ ตกาล ระหวางสมยั คสั ไซท (ประมาณ 1531-1155 ปกอ นคริสตกาล) แผนทด่ี าวฉบับแรกในดาราศาสตรกรีก สรางขนึ้ โดยอรสิ ทลิ ลสั เมื่อราว 300 ปกอ นครสิ ตกาล ดว ยความชวยเหลือของทโิ มชารสิ [10] แผนทดี่ าวของฮิปปารคัส (2 ศตวรรษกอ นคริสตกาล) ปรากฏดาวฤกษ 1,020 ดวง และใชเ พอื่ รวบรวมแผนทีด่ าวของปโตเลมี ฮิปปารค ัสเปน ท่ีรจู กั กัน วาเปน ผคู น พบโนวา (ดาวใหม) คนแรกเทาท่เี คยมีการบนั ทกึ ชอ่ื ของกลุมดาวและดาวฤกษทใี่ ชกันอยูในปจ จบุ นั นโ้ี ดย มากแลว สบื มาจากดาราศาสตรกรีก

มนษุ ยไ์ ดส้ ังเกตเห็นรูปแบบการเรยี งตัวของ ดาวฤกษ์มาตงั้ แต่สมัยโบราณ ภาพท่ีเห็นน้ี เป็นภาพของสั ญลักษณ์ ของกลุ่มดาวสิ งโต ในปี ค.ศ. 1680 โดยโยฮันเนส เอเวลิอุส

แถบลําดบั หลกั ชวงเวลากวา 90% ของดาวฤกษจ ะใชไ ปในการเผาผลาญไฮโดรเจนเพอ่ื สรางฮเี ลยี มดว ยปฏกิ ริ ิยาแรงดันสูงและ อณุ หภูมิสูงที่บรเิ วณใกลแ กนกลาง เรยี กดาวฤกษเหลาน้ีวาเปนดาวฤกษทอ่ี ยใู นแถบลําดับหลกั หรือดาวแคระ นับแตชว ง อายเุ ปน 0 ในแถบลําดบั หลัก สดั สว นฮเี ลียมในแกนกลางดาวจะเพิม่ ขึ้นเรื่อย ๆ ผลที่เกิดขึน้ ตามมาเพื่อการรกั ษาอัตรา การเกิดปฏิกิริยานิวเคลยี รฟ วชน่ั ในแกนกลางคอื ดาวฤกษจะคอย ๆ มอี ุณหภมู สิ งู ขน้ึ และความสอ งสวา งเพิม่ ขึ้นเรือ่ ย ๆ ตวั อยา งเชน ดวงอาทิตยมคี าความสอ งสวา งเพม่ิ ขนึ้ นบั จากเมอ่ื ครง้ั เขาสูแถบลําดบั หลกั คร้ังแรกเมื่อ 4,600 ลานปก อ นราว 40% ดาวฤกษท ุกดวงจะสรางลมดาวฤกษ ซง่ึ ประกอบดว ยอนุภาคเลก็ ๆ ของแกสท่ีไหลออกจากดาวฤกษไ ปในหว ง อวกาศ โดยมากแลวมวลท่สี ูญเสยี ไปจากลมดาวฤกษน ี้ถือวา นอ ยมาก แตละปด วงอาทิตยจะสญู เสียมวลออกไปประมาณ 10-14 เทาของมวลดวงอาทติ ย หรือคดิ เปนประมาณ 0.01% ของมวลท้ังหมดของมนั ตลอดชวงอายุ แตส าํ หรบั ดาวฤกษ มวลมากอาจจะสูญเสียมวลไปราว 10−7ถงึ 10−5 เทา ของมวลดวงอาทติ ยตอป ซง่ึ คอนขา งสง ผลกระทบตอวิวัฒนาการของ ตัวมนั เอง ดาวฤกษท ่มี มี วลเร่มิ ตนมากกวา 50 เทาของมวลดวงอาทิตยอาจสญู เสียมวลออกไปราวคร่งึ หน่ึงของมวล ทง้ั หมดตลอดชวงเวลาที่อยูในแถบลําดับหลัก ระยะเวลาทีด่ าวฤกษจ ะอยบู นแถบลาํ ดบั หลกั ขึ้นอยูกับมวลเชอ้ื เพลิงตั้งตนกับอตั ราเผาผลาญเชอื้ เพลงิ ของดาวฤกษ น้นั ๆ กลาวอีกนัยหน่ึงคือมวลตัง้ ตน และความสองสวา งของดาวฤกษน่ันเอง สาํ หรบั ดวงอาทิตย ประมาณวาจะอยบู นแถบ ลําดบั หลกั ประมาณ 1010 ป ดาวฤกษขนาดใหญจ ะเผาผลาญเช้อื เพลงิ ในอตั ราเรว็ มากและมอี ายุสั้น ขณะที่ดาวฤกษ ขนาดเล็ก (คือดาวแคระ) จะเผาผลาญเช้ือเพลิงในอัตราทช่ี า กวาและสามารถอยบู นแถบลาํ ดับหลักไดนานหลายหม่ืน หรอื หลายแสนลานป ซง่ึ ในบ้นั ปลายของอายุ มนั จะคอ ย ๆ หร่ีจางลงเรอื่ ย ๆ] อยา งไรก็ดี อายุของเอกภพทป่ี ระมาณการ ไวใ นปจ จุบนั อยทู ่ี 13,700 ลานป ดงั น้ันจงึ ไมอาจคนพบดาวฤกษดงั ทก่ี ลา วมาน้ไี ด

นอกเหนอื จากมวล องคประกอบของธาตหุ นักท่หี นักกวาฮเี ลยี ม กม็ บี ทบาทสําคัญตอววิ ฒั นาการของดาวฤกษเชน กนั ในทาง ดาราศาสตร ธาตุท่ีหนกั กวา ฮีเลียมจะเรียกวา เปน \"โลหะ\" และความ เขมขนทางเคมขี องธาตุเหลา นีจ้ ะเรียกวา คาความเปนโลหะ คานม้ี ี อิทธพิ ลตอ ชว งเวลาทด่ี าวฤกษเ ผาผลาญเช้อื เพลิง รวมถงึ ควบคุมการ กาํ เนิดสนามแมเ หลก็ ของดาวฤกษ และมผี ลตอ ความเขมของลม ดาวฤกษด ว ย ดาวฤกษช นดิ ดารากร 2 ซง่ึ มีอายเุ กา แกกวาจะมีคา ความเปนโลหะนอ ยกวาดาวฤกษรุนใหม หรอื ดาวฤกษแ บบดารากร 3 เน่ืองมาจากองคประกอบที่มอี ยใู นเมฆโมเลกุลอนั ดาวฤกษถ ือกําเนดิ ข้นึ มาน่นั เอง ยงิ่ เวลาผา นไป เมฆเหลา น้จี ะมีสวนประกอบของ ธาตุหนักเขม ขน ข้ึนเรื่อย ๆ เมื่อดาวฤกษเกาแกส น้ิ อายขุ ยั และสง คืน สารประกอบภายในชน้ั บรรยากาศของมันกลับไปในอวกาศ

การยบุ ตวั เมอื่ ถงึ ขั้นน้ี ดาวฤกษมวลปานกลางซึง่ ววิ ฒั นาการแลวจะสลดั พ้ืนผิวชน้ั นอกออกมาเปน เนบวิ ลาดาวเคราะห หากส่ิงที่ เหลือจากบรรยากาศชัน้ นอกทีล่ อยกระจายออกไปมีมวลนอ ยกวา 1.4 เทา ของมวลดวงอาทติ ย มันจะยบุ ตวั ลงจนกลายเปน วตั ถุขนาดคอ นขา งเลก็ (มขี นาดเทา กับขนาดของโลก) ซ่ึงไมม มี วลมากพอท่จี ะมแี รงกดดนั เกดิ ขึน้ ไปมากกวาน้ีอีก หรือที่ รูจ ักกันวา ดาวแคระขาว สสารเส่ือมอเิ ล็กตรอนภายในดาวแคระขาวจะไมใชพลาสมาอีกตอไป ถึงแมวา ดาวฤกษจ ะ หมายความถงึ ทรงกลมซึ่งประกอบไปดวยพลาสมากต็ าม ในทส่ี ุด ดาวแคระขาวก็จะจางลงจนกลายเปนดาวแคระดํา หลงั จากเวลาผานไป ในดาวฤกษทม่ี ขี นาดใหญกวา ปฏิกิรยิ าฟวชั่นจะยังคงดาํ เนินตอ ไปจนกระทั่งแกนกลางเหลก็ มขี นาดใหญข้ึนอยาง มาก (มมี วลมากกวา 1.4 เทาของมวลดวงอาทติ ย) จนกระทงั่ มนั ไมส ามารถรองรบั มวลอนั มหาศาลของตวั มนั เองได แกน กลางนจ้ี ะยบุ ตวั ลงอยางเฉียบพลัน เมื่ออเิ ลก็ ตรอนเขา ไปอยใู นโปรตอน ทําใหเกดิ นวิ ตรอนและนิวตริโนในการสลายให อนภุ าคบตี าผกผันหรือการจับยึดอเิ ล็กตรอน คล่ืนกระแทกอนั เกดิ จากการยุบตวั กะทนั หันน้ีไดท ําใหส วนทเ่ี หลือของ ดาวฤกษระเบิดออกเปน ซเู ปอรโนวา ซเู ปอรโนวามคี วามสวา งมากเสียจนแสงสวางของมันบดบังแสงจากดาวฤกษทั้งหมด ในดาราจกั รทีด่ าวน้นั อยู และเม่ือซเู ปอรโนวาเกดิ ขน้ึ ในดาราจกั รทางชางเผอื ก ในประวตั ศิ าสตร ซเู ปอรโนวาไดรับการ สงั เกตโดยผสู งั เกตการณด ว ยตาเปลาวาเปน \"ดาวฤกษดวงใหม\" ท่ซี ึง่ ไมเคยเกดิ ข้นึ มากอน

สสารสวนใหญข องดาวฤกษจะถูกระเบดิ ออกจากการ ระเบิดซเู ปอรโ นวา (ทําใหเ กดิ เนบิวลา อยางเชน เนบวิ ลาปู และ สว นท่เี หลืออยูจ ะกลายมาเปน ดาวนวิ ตรอน (ซึง่ ในบางครง้ั มี คุณสมบัติชัดเจน อยา งเชน พลั ซาร หรือ ดาวระเบดิ รงั สเี อกซ) หรอื ในกรณีของดาวฤกษท ี่มีขนาดใหญที่สุด (มีขนาดใหญมาก พอทีก่ ารระเบิดออกยงั คงเหลือซากทม่ี ีมวลโดยประมาณอยาง นอ ย 4 เทา ของมวลดวงอาทติ ย) ดาวฤกษเ หลาน้ีจะกลายไปเปน หลุมดํา สสารที่อยใู นดาวนิวตรอนจะอยใู นสถานะทีเ่ รียกกันวา สสารเสือ่ มนวิ ตรอน กับรูปแบบของสสารเสือ่ มอ่นื ทีป่ ระหลาด กวา นั้น เชน สสารควารก เกดิ ขน้ึ ทแ่ี กนกลาง สวนสถานะของ สสารภายในหลุมดาํ นัน้ ในปจจุบนั ยังไมเ ปนทเ่ี ขา ใจเลย พน้ื ผิวช้ันนอกสวนที่ถูกระเบิดออกจากดาวที่ตายแลว รวม ไปถงึ ธาตหุ นกั ซ่ึงอาจเปน สารเร่ิมตน ระหวา งการกอ ต้งั ของ ดาวฤกษด วงใหมไ ด ธาตุหนกั เหลา น้ที ําใหเ กดิ ดาวเคราะหห ิน การไหลออกจากซูเปอรโ นวาและลมดาวฤกษไดม ีสว นสําคัญใน การกอ ใหเกดิ มวลสารระหวางดาว

ช่วงอณุ หภูมพิ ้ืนผวิ ประเภท อุณหภูมิ ตัวอยา ง ของดาวฤกษ์ใน O 33,000 K ขึ้นไป ซีตา คนแบกงู ประเภทตา่ ง ๆ B 10,500-30,000 K ไรเจล A 7,500-10,000 K อัลแตร F 6,000-7,200 K G 5,500-6,000 K โปรซิออน เอ K 4,000-5,250 K ดวงอาทติ ย M 2,600-3,850 K เอปไซลอน อินเดียนแดง พรอ็ กซมิ าคนคร่งึ มา

วิวฒั นาการของ 1. ดาวฤกษเกดิ มาโดยมมี วลไมเทากัน โดยดาวเหลาน้ีจะใชป ฏิกริ ิยา ดาวฤกษ์ นวิ เคลียรแบบ p-p reaction และดาวเหลา นีจ้ ะอยใู นระยะ (stage) ของดาวบนแถบ กระบวนหลัก (Main sequence) 2. ดาวฤกษจ ะอยูบนแถบกระบวนหลกั (Main sequence) เปน เวลานาน เพยี งใดขึ้นอยกู ับมวลของดาวดวงน้ันเพราะความสกุ สวาง (Luminosity) ของดาว ข้นึ อยูก บั มวลตามความสมั พันธ L๊ α M๊3.5 ดงั นั้น ดาวที่ มมี วลมากจะววิ ัฒนาการจากแถบกระบวนหลกั (Main sequence) ไดเ ร็ว 3. ดาวฤกษท ่มี ีมวลมากจะววิ ัฒนาการออกจากแถบกระบวนหลกั (Main sequence) ไปเปน ดาวยักษแ ดง (Red giant) 4. ววิ ฒั นาการจากแถบกระบวนหลัก (Main sequence) --> ดาวยกั ษแ ดง (Red giant) เปนไปอยา งรวดเรว็ ทําใหเกดิ Hertzsprung gap ข้นึ 5. วิวฒั นาการของดาวฤกษจากแถบกระบวนหลกั (Main sequence) สามารถแยกยอยออกเปนระยะ stage ตางๆ ขน้ึ อยูกบั มวลของดาวดวงนั้น - เขา สู Subgiant branch of hydrogen shell burning (SGB) - เขาสู Red Giant branch (RGB) - เขาสู Helium core burning (HB) - เขา สู Asymptotic giant branch during hydrogen and helium burning (AGB) - และ post-AGB วิวัฒนาการไปเปน White dwarf (P-AGB)