ภาพที่ 1 เนบิวลานกอินทรีย์ (M 16 Eagle
Nebula)
เมื่อกลุ่มแก๊สในเนบิวลาสะสมตัวกันมากขึ้น
จนกระทั่งแรงโน้มถ่วงสามารถเอาชนะแรงดันซึ่งเกิดจากการขยายตัวของแก๊ส
กลุ่มแก๊สจะยุบตัวลงอย่างต่อเนื่องและหมุนรอบตัวตามกฎอนุรักษ์โมเมนตัมเชิงมุม (Angular Momentum) เป็นจานรวมมวล
แกนกลางของกลุ่มแก๊สเรียกว่า “โปรโตสตาร์”(Protostar)
เมื่อโปรโตสตาร์มีอุณหภูมิสูงถึงระดับล้านเคลวิน
จะปล่อยอนุภาคพลังงานสูงที่มีลักษณะคล้ายลมสุริยะเรียกว่า “Protostellar Wind” ออกมา เมื่อโปรโตสตาร์ยุบตัวต่อไป
กระแสอนุภาคพลังงานสูงจะมีความรุนแรงมาก
จนปรากฏเป็นลำพุ่งขึ้นจากขั้วของดาวตามแกนหมุนรอบตัวเองของโปรโตสตาร์ (ภาพที่ 2)
ภาพที่ 2 โปรโตสตาร์
การยุบตัวของโปรโตสตาร์ดำเนินต่อไป
จนกระทั่งแกนของโปรโตสตาร์มีอุณหภูมิสูงถึง 10 ล้านเคลวิน จุดปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชัน (Nuclear Fusion)
ทำให้อะตอมไฮโดรเจนหลอมรวมกันกลายเป็นธาตุที่หนักกว่าคือฮีเลียม
ขณะนั้นแก๊สที่แก่นกลางจะมีอุณหภูมิสูงมากและมีความดันสูงพอที่จะต้านทานแรงโน้มถ่วงของดาว
การยุบตัวของดาวจึงยุติลง
สมดุลระหว่างแรงโน้มถ่วงและแรงดันของแก๊สร้อนรักษาขนาดของดาวให้คงที่เป็นรูปทรงกลม
ณ จุดนี้ถือว่า ดาวฤกษ์ได้ถือกำเนิดขี้นแล้ว (The star is born)
ตลอดช่วงชีวิตของดาวจะมีกลไกอัตโนมัติควบคุมปฏิกิริยาฟิวชันภายในแก่นดาว
หากอัตราการเกิดปฏิกิริยาฟิวชันสูงเกินไป แก๊สร้อนที่แก่นกลางจะดันดาวให้ขยายตัวออก
ทำให้อุณภูมิลดลงและอัตราการเกิดฟิวชันก็จะลดลงด้วย
ในทางกลับกันหากอัตราการเกิดฟิวชันต่ำเกินไป แก๊สที่แกนกลางเย็นตัวลง
เนื้อสารของดาวจะยุบตัวกดทับทำให้อุณหภูมิกลับสูงขึ้น
เพิ่มอัตราการเกิดฟิวชันคืนสู่ระดับปกติ
อย่างไรก็ตามขนาดของดาวฤกษ์จะยุบพองเล็กน้อยตลอดเวลา
ตามกลไกการควบคุมโดยธรรมชาติ
ภาพที่ 3 แผนภาพ H-R แสดงวิวัฒนาการของกำเนิดดาว
เนื่องจากเนบิวลามีขนาดใหญ่และมีความหนาแน่นไม่เท่ากัน
เนบิวลาจึงสามารถก่อกำเนิดดาวฤกษ์จำนวนหลายพันดวง
โดยที่ดาวเกิดใหม่แต่ละดวงมีมวลและขนาดแตกต่างกัน
โปรโตสตาร์ที่มวลตั้งต้นเท่ากับดวงอาทิตย์
เมื่อจุดนิวเคลียร์ฟิวชันจะเกิดเป็นดาวสเปกตรัม G สีเหลือง
โปรโตสตาร์ที่มีมวลมากกว่าสองเท่าของดวงอาทิตย์ขึ้นไป
จะเกิดเป็นดาวสเปกตรัม O, B หรือ A สีขาวอมน้ำเงิน
ส่วนโปรโตสตาร์ที่มีมวลน้อยกว่าดวงอาทิตย์จะเกิดเป็นดาวสเปกตรัม K หรือ M สีส้มแดง
แผนภาพ H-R ในภาพที่ 4
แสดงให้เห็นถึงมวลตั้งต้นของโปรโตสตาร์ซึ่งทำให้เกิดดาวฤกษ์ในลำดับหลักซึ่งมีสเปกตรัมประเภทต่างๆ
จะเห็นได้ว่า โปรโตสตาร์ที่มีมวลตั้งต้นมากกว่าดวงอาทิตย์ 15 เท่า
จะพัฒนาเป็นดาวฤกษ์สีน้ำเงินโดยใช้เวลา 10,000 ปี
โปรโตสตาร์ที่มีมวลเท่ากับดวงอาทิตย์จะพัฒนาเป็นดาวฤกษ์สีเหลืองโดยใช้เวลา 100,000
ปี ส่วนโปรโตสตาร์ที่มีมวลตั้งต้นเพียง 0.5 เท่าของดวงอาทิตย์
จะพัฒนาเป็นดาวฤกษ์สีแดง เช่น Gliese 581 ในภาพท่ี
4 โดยใช้เวลา 1,000,000 ปี
ทั้งนี้เป็นเพราะมวลตั้งต้นสูงทำให้เกิดนิวเคลียร์ฟิวชันรุนแรงกว่ามวลตั้งต้นต่ำ
อัตราการเผาไหม้ที่รุนแรงทำให้อุณหภูมิสูง
ดาวฤกษ์มวลมากจึงมีขนาดใหญ่และแผ่รังสีคลื่นสั้นกว่า
ดาวฤกษ์มวลน้อยซึ่งมีขนาดเล็กอุณหภูมิต่ำและแผ่รังสีคลื่นยาว
ภาพที่ 4 ขนาดของ ดวงอาทิตย์ (ซ้ายมือ)
เปรียบเทียบกับ ดาวแคระแดง Gliese 581 (ขวามือ)
อย่างไรก็ตามโปรโตสตาร์ทุกดวงไม่จำเป็นต้องประสบความสำเร็จในการพัฒนาเป็นดาวฤกษ์เสมอไป
หากกลุ่มแก๊สมีมวลตั้งต้นน้อยกว่าดวงอาทิตย์ 0.08 เท่า
มวลไม่มากพอที่จะสร้างแรงกดดันให้เกิดอุณหภูมิสูงพอที่จะจุดนิวเคลียร์ฟิวชัน
โปรโตสตาร์จึงยุบตัวลงกลายเป็นดาวแคระน้ำตาล (Brown Dwarf) เช่น ดาวพฤหัสบดีในระบบสุริยะของเรา
ซึ่งถ้าหากดาวพฤหัสบดีมีมวลตั้งต้นมากกว่านี้ 80 เท่า
ความกดดันที่ใจกลางจะทำให้อุณหภูมิสูงจนเกิดนิวเคลียร์ฟิวชันและพัฒนาเป็นดวงอาทิตย์ดวงที่สอง
ระบบสุริยะของเราก็จะเป็นระบบดาวคู่ (Binary Stars)
เช่นเดียวกับระบบดาวฤกษ์ส่วนใหญ่บนท้องฟ้า
ในทางกลับกันกลุ่มแก๊สที่มีมวลมากกว่าดวงอาทิตย์ 100 เท่า
แรงกดดันของแก๊สจะมีอุณหภูมิสูงมากเกินไป
ทำให้อัตราการเกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันสูงเกินกว่าจะรักษาสมดุลไว้ได้
ดาวจะระเบิดในทันที ดังนั้นดาวฤกษ์ทุกดวงจึงมีมวลอยู่ระหว่าง 0.08 ถึง 100 เท่า ของดวงอาทิตย์
ขนาดหลายปีแสง
สามารถก่อกำเนิดดาวฤกษ์จำนวนหลายร้อยดวงในระยะเวลาไล่เลี่ยกัน ภาพที่ 1
แสดงการเปรียบเทียบภาพถ่ายในช่วงแสงที่ตามองเห็นกับภาพอินฟราเรดของเนบิวลาสว่างใหญ่ในกลุ่มดาวนายพราน
(M 42 Great Orion Nebula)
ภาพถ่ายแสงที่ตามองเห็นด้านซ้ายมือแสดงให้เห็นว่าใจกลางของเนบิวลาเต็มไปด้วยกลุ่มแก๊สหนาทึบ
มีดาวฤกษ์ซึ่งเป็นต้นกำเนิดของแสงซึ่งเรียกว่า "เทรปีเซียม" (Trapezium)
อยู่ภายในเพียงไม่กี่ดวง แต่ภาพถ่ายอินฟราเรดทางด้านขวามือแสดงให้เห็นว่า
ภายในใจกลางของเนบิวลามีดาวอยู่เป็นจำนวนมาก
ทั้งนี้เนื่องจากรังสีอินฟราเรดมีความยาวคลื่นมาก
จึงส่องผ่านทะลุกลุ่มแก๊สออกมาได้
ภาพที่ 1 เปรียบเทียบภาพแสงที่ตาเห็น (ซ้ายมือ) กับภาพอินฟราเรด (ขวามือ)
ของเนบิวลานายพราน
หลังจากที่โปรโตสตาร์จุดปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันกลายเป็นดาวฤกษ์ที่มีอุณหภูมิสูงมาจนแผ่รังสีอัลตราไวโอเล็ตและลมดาราวาต (Stellar Winds) ซึ่งเป็นกระแสอนุภาคพลังงานสูงที่มีลักษณะเช่นเดียวลมสุริยะของดวงอาทิตย์
พัดกวาดแก๊สในเนบิวลาให้สลายตัวไป
เผยให้เห็นดาวฤกษ์เกิดใหม่นับร้อยดวงซึ่งซ่อนตัวภายในเรียกว่า
“กระจุกดาวเปิด” (Open
Cluster) ภาพท่ี 2 เป็นภาพของกระจุกดาวลูกไก่ซึ่งมีแก๊สห่อหุ้มอยู่เบาบาง
เนื่องจากดาวฤกษ์ที่เกิดใหม่ส่วนใหญ่มีอุณหภูมิสูงกว่า 10,000 K
แผ่รังสีเข้มสุดในช่วงรังสีอัลตราไวโอเล็ต ซึ่งมีพลังงานสูง
ทำลายอะตอมของไฮโดรเจนที่เคยเป็นแก๊สในเนบิวลา
และในที่สุดก็จะเหลือให้เห็นเป็นเพียงกระจุกดาวเปิดเท่านั้น
ภาพท่ี 2
ดาวฤกษ์ในกระจุกดาวลูกไก่
อุปมาได้ว่าชีวิตของดาวเฉกเช่นชีวิตของคน
แม้ว่าจะเกิดเป็นพี่น้องคลานตามกันมา แต่ละคนย่อมมีวิถีชีวิตเป็นของตัวเอง
ดวงอาทิตย์ของเราถือกำเนิดพร้อมๆ
กับดาวฤกษ์จำนวนมากซึ่งเป็นสมาชิกของกระจุกดาวเปิดภายในโซลาร์เนบิวลา (Solar
nebula) แต่เมื่อกาลเวลาผ่านไป 4,600 ล้านปี
ดาวฤกษ์ที่มีมวลมากเผาผลาญเชื้อเพลิงอย่างรวดเร็วและแตกดับสูญไปแล้ว
ดาวฤกษ์มวลน้อยยังคงอยู่
ดาวแต่ละดวงแยกย้ายกันโคจรไปตามแขนของกาแล็กซีทางช้างเผือกในทิศทางที่แตกต่างกัน
จึงไม่คงเหลือสภาพกระจุกดาวเปิดให้เห็น ดวงอาทิตย์ของเราโคจรรอบทางช้างเผือกมาแล้วมากกว่า 15 รอบ
ในการสาธิตสมบัติของดาวฤกษ์เกิดใหม่
นักดาราศาสตร์ได้นำสมบัติของดาวฤกษ์ในกระจุกดาวลูกไก่มาลงจุดแสดงใน แผนภาพแฮรท์สชปรุง
– รัสเซลล์ (H-R Diagram) ดังภาพที่ 3 จะเห็นว่า
สมาชิกดาวส่วนใหญ่เป็นดาวลำดับหลักที่มีสเปกตรัม A และ F ซึี่งเป็นดาวสีขาว
นอกจากนั้นยังมีดาวยักษ์สีขาวเป็นจำนวนมาก
ดาวยักษ์เหล่านี้มีอุณหภูมิสูงเนื่องจากมีมวลตั้งตั้นสูง
เกิดปฏิกริยานิวเคลียร์ฟิวชันอย่างรุนแรง ดาวเผาผลาญเชื้อเพลิงอย่างรวดเร็ว
ทำให้ดาวมีอายุสั้นเมื่อเปรียบเทียบกับดาวลำดับหลักสีแดง ซี่งมีมวลตั้งตั้นต่ำ
เกิดปฏิกริยานิวเคลียร์ฟิวชันไม่รุนแรง ดาวเผาผลาญเชื้อเพลิงอย่างช้าๆ
ทำให้ดาวมีอายุยืนยาว
ภาพที่ 5 HR diagram ของกระจุกดาวลูกไก่
ขนาดของดาวฤกษ์ขึ้นอยู่กับแรงดันแก๊สร้อนซึ่งดันออกจากแก่นกลางสู่พื้นผิว
และมวลของดาวซึ่งทำให้เกิดแรงโน้มถ่วง หากอัตราการเกิดฟิวชันสูงเกินไป
แก๊สที่แก่นกลางจะดันดาวให้ขยายตัวออก เมื่อแก๊สขยายตัวอุณหภูมิจะลดต่ำลง (ตามกฎของแก๊ส)
ทำให้อัตราการเกิดฟิวชันลดลงด้วย ในทางกลับกันหากอัตราการเกิดฟิวชันต่ำเกินไป
แก๊สที่แก่นกลางจะเย็นตัวลง แรงดันแก๊สลดลง เนื้อสารของดาวยุบตัวลงมา
ทำให้เกิดความดันและอุณหภูมิสูงขึ้น เพิ่มอัตราการเกิดฟิวชันให้สูงขึ้น
ระบบกลไกนี้ช่วยรักษาสมดุลของดาวฤกษ์
ให้มีอัตราการเกิดปฏิกิริยาฟิวชันคงที่สม่ำเสมอเกือบตลอดทั้งชีวิตของดาว
อายุขัยของดาวในช่วงเวลานี้เราเรียกว่า “ดาวลำดับหลัก” (Main sequence stars)
ภาพที่ 1 แผนภาพ H-R แสดงคุณสมบัติของดาวที่รู้จักกันดี
เมื่อพิจารณาในแผนภาพ
H-R ในภาพที่
1 จะเห็นว่า
ดาวส่วนใหญ่จะอยู่ในลำดับหลัก ทั้งนี้เนื่องจากดาวใช้เวลา 80% ของอายุขัยอยู่ในลำดับหลัก
ดาวลำดับหลักสีน้ำเงินมีอุณหภูมิสูงและมีกำลังส่องสว่างมากกว่าดาวลำดับหลักสีแดง
เพราะว่า ดาวลำดับหลักสีน้ำเงินมีมวลตั้งต้นสูงมาก จึงมีขนาดใหญ่
แก๊สมวลมากกดทับกัน
ทำให้ดาวมีอุณหภูมิสูงจนแผ่รังสีที่มีความยาวคลื่นเข้มสุดในช่วงรังสีอัลตราไวโอเล็ต
ส่วนดาวสีแดงมีมวลตั้งต้นน้อย มีขนาดเล็ก แก๊สจำนวนน้อยกดทับกัน
ทำให้ดาวมีอุณหภูมิต่ำ
แผ่รังสีที่มีความยาวคลื่นเข้มสุดในช่วงรังสีอินฟราเรด
ภาพที่ 2 สเปกตรัมของดาวประเภทต่างๆ
เมื่อพิจารณาเปรียบเทียบสเปกตรัมของดาวแต่ละประเภทจะพบองค์ประกอบดังนี้
(ดูภาพที่
2 และ
3 ประกอบ )
ดาวสเปกตรัม O อุณหภูมิมากกว่า
25,000 K มีเส้นดูดกลืนของไฮโดรเจนอยู่อย่างเบาบาง
เนื่องจากดาวมีอุณหภูมิสูงมากกว่าสามหมื่นเคลวิน ประจุไม่สามารถเกาะตัวเป็นอะตอม
จึงอยู่ในสถานะไอโอไนเซชัน (Ionization)
ดาวสเปกตรัม B มี อุณหภูมิพื้นผิว 25,000 - 10,000 K มีเส้นดูดกลืนของไฮโดรเจนและฮีเลียม
เนื่องจากดาวมีอุณหภูมิต่ำลงพอที่ประจุจะจับตัวกันเป็นอะตอมได้แล้ว
ดาวสเปกตรัม A มี อุณหภูมิพื้นผิว
10,000 - 8,000 K อุณหภูมิประมาณ10,000
- 25,000 K มีเส้นดูดกลืนของไฮโดรเจนชัดเจนยิ่งขึ้น
เนื่องจากดาวมีอุณหภูมิต่ำกว่าสเปกตรัม B
ดาวสเปกตรัม F มี อุณหภูมิพื้นผิว
8,000 - 6,000 K ยังคงมีเส้นดูดกลืนของไฮโดรเจน
และเริ่มมีเส้นดูดกลืนอะตอมของธาตุหนักหลายชนิด เช่น แคลเซียม
ดาวสเปกตรัม G มี อุณหภูมิพื้นผิว
6,000 - 5,000 K เช่น ดวงอาทิตย์
มีเส้นดูดกลืนของทั้งธาตุหนักและธาตุเบาหลายชนิด เช่น ไฮโดรเจน แคลเซียม และเหล็ก
เป็นต้น
ดาวสเปกตรัม K มี อุณหภูมิพื้นผิว
5,000 - 4,000 K มีเส้นดูดกลืนของทั้งธาตุหนักและธาตุเบาหลายชนิด
เช่น ไฮโดรเจน แคลเซียม และเหล็ก เป็นต้น
ดาวสเปกตรัม M มีอุณหภูมิพื้นผิว
4,000 - 3,000 K มีเส้นดูดกลืนของโมเลกุล เช่น ไททาเนียมออกไซด์ (TiO) และไฮโดรคาร์บอน (CH) เนื่องจากที่อุณหภูมิประมาณ 3,000 เคลวิน
อะตอมสามารถเกาะตัวกันเป็นโมเลกุล
ภาพที่ 3 ความเข้มของเส้นดูดกลืนบนสเปกตรัมประเภทต่างๆ
ธาตุต่างๆ
บนผิวดาวมีองค์ประกอบเคมีที่หลายหลาก สืบเนื่องจากระดับพลังงานที่อะตอมดูดกลืน
ซึ่งจะแทนสัญลักษณ์ด้วยตัวเลขโรมัน แสดงระดับของการไอโอไนเซชัน เช่น
Si I หมายถึง
ซิลิกอนปรกติซึ่งไม่มีการเสียอิเล็กตรอน Si II
หมายถึงซิลิกอนที่สูญเสียอีเลคตรอน
1 ตัว
Si III หมายถึง
ซิลิกอนซึ่งสูญเสียอิเล็กตรอน 2 ตัว
ดวงอาทิตย์มีอุณหภูมิพื้นผิว
5,800 K จัดเป็นสเปกตรัม G2 มีเส้นดูดกลืนเรียงตามความเข้มจากมากไปน้อยดังนี้
Ca II, Fe II, Fe I, H และ Ca I ตามลำดับ จะเห็นว่าอุณหภูมิระดับนี้สูงพอที่จะทำให้
อะตอมของแคลเซียมและเหล็ก สูญเสียอิเล็กตรอน
หมายเหตุ :
"ดาวสีน้ำเงินเป็นดาวเกิดใหม่มีอายุน้อย
ดาวสีแดงเป็นดาวใกล้ตายมีอายุมาก" ไม่ใช่ข้อสรุปที่ถูกต้องเสมอไป
จริงอยู่ที่เรามองเห็นดาวฤกษ์เกิดใหม่บนท้องฟ้าส่วนมากเป็นดาวสเปกตรัม O, B
สีขาวอมน้ำเงิน เพราะว่าเป็นดาวมวลมากจึงมีกำลังส่องสว่างมาก
อย่างไรก็ตามยังมีดาวฤกษ์เกิดใหม่จำนวนมากมายที่เป็นดาวแคระสีแดง
เพียงแต่เป็นดาวมวลน้อยจึงมีขนาดเล็กไม่ส่องสว่างให้เห็นด้วยตาเปล่า
VIDEO
ไม่มีความคิดเห็น:
แสดงความคิดเห็น