ดาวฤกษ์ทั้งหลายเกิดจากการยุบรวมตัวของ เนบิวลา หรือกล่าวได้อีกอย่างว่าเนบิวลาเป็นแหล่งกำเนิดของดาวฤกษ์ทุกประเภท แต่จุดจบของดาวฤกษ์จะต่างกัน ขึ้นอยู่กับมวลสาร
วิวัฒนาการของดาวฤกษ์ที่มีมวลสารต่างๆกัน วาระสุดท้ายของดาวฤกษ์มวลสารมากกว่าดวงอาทิตย์มากๆจะเป็นหลุมดำมวลสารมากกว่าดวงอาทิตย์มาก จะกลายเป็นดาวนิวตรอน และวาระสุดท้ายดาวฤกษ์มวลสารน้อย เช่น ดวงอาทิตย์ จะกลายเป็นดาวแคระ
ดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อย เช่น ดวงอาทิตย์มีแสงสว่างไม่มากจะใช้เชื้อเพลิงในอัตราที่น้อย จึงมีชีวิตยาว และจบลงด้วยการไม่ระเบิด แต่จะกลายเป็นดาวแคระขาว สำหรับดาวฤกษ์ ที่มีมวลพอๆกับดวงอาทิตย์ จะมีช่วงชีวิตและการเปลี่ยนแปลงแบบเดียวกับดวงอาทิตย์
ดาวฤกษ์ที่มีขนาดใหญ่ มีมวลมาก สว่างมากจะใช้เชื้อเพลิงอย่างสิ้นเปลืองในอัตราสูงมากจึงมีช่วงชีวิตสั้นกว่า และจบชีวิตด้วยการระเบิดอย่างรุนแรง
จุดจบของดาวฤกษ์ที่มวลมาก คือการระเบิดอย่างรุนแรง ที่เรียกว่า ซูเปอร์โนวา (supernova) แรงโน้มถ่วง จะทำให้ดาวยุบตัวลงกลายเป็นดาวนิวตรอนหรือหลุมดำ ในขณะเดียวกันก็มีแรงสะท้อนที่ทำให้ส่วนภายนอกของดาวระเบิดเกิดธาตุหนักต่างๆ เช่น ยูเรนียม ทองคำ ฯลฯ ซึ่งถูกสาด กระจายออกสู่อวกาศกลายเป็นส่วนประกอบของเนบิวลารุ่นใหม่ และเป็นต้นกำเนิดของดาวฤกษ์รุ่นต่อไป เช่นระบบสุริยะก็เกิดจากเนบิวลารุ่นหลัง ดวงอาทิตย์และบริวารจึงมีธาตุต่างๆทุกชนิด เป็นองค์ประกอบ ดังนั้น เนบิวลา ดาวฤกษ์ การระเบิดของดาวฤกษ์ ดาวเคราะห์ โลกของเรา สารต่างๆและชีวิตบนโลก จึงมีความสัมพันธ์กันอย่างลึกซึ้ง
กำเนิดและวิวัฒนาการของดวงอาทิตย์
ดวงอาทิตย์เป็นดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยถึงปานกลางและอยู่ใกล้โลกที่สุด จึงเป็นดาวฤกษ์ที่นักดาราศาสตร์ศึกษามากที่สุด ดวงอาทิตย์เกิด จากการยุบรวมตัวของเนบิวลาเมื่อประมาณ 5,000 ล้านปีมาแล้ว และจะฉายแสงสว่างอยู่ในสภาพสมดุลเช่นทุกวันนี้ต่อไปอีกประมาณ 5,000 ล้านปี
การยุบตัวของเนบิวลา เกิดจากแรงโน้มถ่วงของเนบิวลาเอง เมื่อแก๊สยุบตัวลง ความดันของแก๊สจะสูงขึ้น ผลที่ตามมาคือ อุณหภูมิของแก๊สจะสูงขึ้นด้วยนี่คือธรรมชาติของแก๊สในทุกสถานที่ ที่แก่นกลางของเนบิวลาที่ยุบตัวลงนี้ จะมีอุณหภูมิสูงกว่าที่ขอบนอก เมื่ออุณหภูมิแก่นกลางสูงมากขึ้นเป็นหลายแสนองศาเซลเซียส เรียกช่วงนี้ว่า ดาวฤกษ์เกิดก่อน (Protostar) เมื่อแรงโน้มถ่วงดึงให้แก๊สยุบตัวลงไปอีก ความดัน ณ แก่นกลางสูงขึ้น และอุณหภูมิก็สูงขึ้นเป็น 15 ล้านเคลวิน เป็นอุณหภูมิสูงมากพอที่จะเกิดปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์ (thermonuclear reaction) หลอมนิวเคลียสไฮโดรเจนเป็นนิวเคลียสฮีเลียม เมื่อเกิดความสมดุลระหว่างแรงโน้มถ่วงกับแรงดันของแก๊สร้อนทำให้ดวงอาทิตย์เป็นดาวฤกษ์ที่สมบูรณ์
พลังงานของดวงอาทิตย์เกิดที่แก่นกลาง ซึ่งเป็นชั้นในที่สุดของดวงอาทิตย์ เป็นบริเวณที่มีอุณหภูมิและความดันสูงมาก ทำให้เกิดปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์ ที่แก่นกลาง ของดวงอาทิตย์ ซึ่งเกิดจากโปรตอนหรือนิวเคลียสของธาตุไฮโดรเจน 4 นิวเคลียสหลอมไปเป็นนิวเคลียสของธาตุฮีเลียม 1 นิวเคลียส พร้อมกับเกิดพลังงานจำนวนมหาศาล
จากการเกิดปฏิกิรยาพบว่า มวลที่หายไปนั้นเปลี่ยนไปเป็นพลังงาน ซึ่งสามารถคำนวณได้จากสูตร ความสัมพันธ์ระหว่างมวล (m) และพลังงาน (E) ของไอน์สไตน์ ( E = mc2) เมื่อ C คืออัตราความเร็วของแสงสว่างในอวกาศซึงเท่ากับ 300,000 กิโลเมตร/วินาที
นักวิทยาศาสตร์คาดคะเนว่า ในอนาคตเมื่อธาตุไฮโดรเจนที่ใช้เป็นเชื้อเพลิงเหลือน้อย แรงโน้มถ่วงเนื่องจากมวลของดาวฤกษ์สูงกว่าแรงดัน ทำให้ดาวยุบตัวลง ส่งผลให้แก่นกลางของดาวฤกษ์มีอุณหภูมิสูงขึ้นมากกว่าเดิมเป็น 100 ล้านเคลวิน จนเกิด ปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์หลอมรวมนิวเคลียสของธาตุฮีเลียมเป็นนิวเคลียสของคาร์บอน ในขณะเดียวกันไฮโดรเจนที่อยู่รอบนอกแก่นฮีเลียม จะมีอุณหภูมิสูงขึ้นตามไปด้วย เมื่ออุณหภูมิสูงขถึง 15 ล้านเคลวิน จะเกิดปฏิกิริยาเท อร์โมนิวเคลียร์หลอมไฮโดรเจนเป็นฮีเลียมครั้งใหม่ ผลก็คือ ได้พลังงานออกมาอย่างมหาศาล ทำให้ดวงอาทิตย์มีขนาดใหญ่ขึ้นเป็น 100 เท่า ของขนาดปัจจุบัน เมื่อผิวด้านนอกขยายตัว อุณหภูมิผิวจะลดลง สีจะเปลี่ยนจากเหลืองเป็นแดง ดวงอาทิตย์จึงกลายเป็นดาวฤ กษ์สีแดงขนาดใหญ่มาก เรียกว่า ดาวยักษ์แดง (redgiant)เป็นช่วงที่พลังงานถูกปลดปล่อยออกจากดวงอาทิตย์ในอัตราสูงมาก ดวงอาทิตย์จึงมีช่วงชีวิตเป็นดาวยักษ์แดงค่อนข้างสั้น
โชติมาตรดาวฤกษ์
ความส่องสว่าง (Brightness) เป็นพลังงานที่ดาวฤกษ์ปลดปล่อยออกมาต่อหน่วยเวลา มีหน่วยเป็นวัตต์/ตารางเมตร แต่เนื่องจากดวงตาของมนุษย์ไม่มีความละเอียดพอที่จะจำแนกพลังงานในระดับนี้ได้ นักดาราศาสตร์จึงกำหนดค่าเปรียบเทียบอันดับความสว่างของดาวซึ่งเรียกว่า "โชติมาตร" (Magnitude) เมื่อเรากล่าวถึงโขติมาตรโดยทั่วไปเราหมายถึง "โชติมาตรปรากฏ" (Apparent magnitude) ซึ่งหมายถึงการจัดอันดับความสว่างของดาวบนท้องฟ้าซึ่งมองเห็นจากโลก
เมื่อสองร้อยปีก่อนคริสตกาล ฮิปปาคัส (Hipparchus) นักปราชญ์ชาวกรีกได้กำหนดอันดับความสว่างของดาว โดยถือว่า ดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุดบนท้องฟ้ามีโชติมาตร 1 ดาวที่สว่างเป็นครึ่งหนึ่งของอันดับแรกเป็นโชติมาตร 2 ไล่ลงมาเช่นนี้จนถึงโชติมาตร 6 ซึ่งเป็นดาวที่สว่างน้อยที่สุดที่สามารถมองเห็นได้ ต่อมาในคริสตศตวรรษที่ 19 นักดาราศาสตร์กำหนดให้ ดาวโชติมาตร 1 สว่างเป็น 100 เท่า ของดาวโชติมาตร 6 ดังนั้นความสว่างของแต่ละโชติมาตรจะแตกต่างกัน 2.512 เท่า เนื่องจาก (2.512)5 เท่ากับ 100 ดังตารางที่ 1 ทั้งนี้
สามารถคำนวณความแตกต่างระหว่าง
โชติมาตร
โดยใช้สูตรเปรียบเทียบความส่องสว่างดังนี้
m2 – m1 = 2.5 log (b1/b2)
โดยที่ m1, m2 = โชติมาตรปรากฏของดาวดวงที่ 1 และดวงที่ 2
b1, b2 = ความสว่างปรากฏของดาวดวงที่ 1 และดวงที่ 2
ตารางที่ 1 ความสัมพันธ์ระหว่างโชติมาตรปรากฎ และความสว่างปรากฏ
ความแตกต่างของโชติมาตรปรากฏ | อัตราส่วนของความสว่างปรากฏ |
1 | 2.512 |
เราสามารถคำนวณอย่างง่ายๆ เพื่อเปรียบเทียบความสว่างของดาวได้ เช่น ดาวศุกร์เป็นดาวเคราะห์ที่สว่างที่สุดบนท้องฟ้ามีโชติมาตร -4 ขณะที่ดาวที่สว่างน้อยที่สุดที่มองเห็นได้ด้วยตาเปล่ามีโชติมาตร 6 ดาวทั้งสองมีโชติมาตรแตกต่างกัน 6 - (-4) = 10 พิจารณาจากตารางที่ 1 พบว่า มีความสว่างแตกต่างกัน 10,000 เท่า จะสังเกตได้ว่า ดาวที่สว่างมากมีโชติมาตรน้อย ส่วนดาวที่สว่างน้อยมีโชติมาตรมาก ดังนั้นวัตถุที่สว่างมาก เช่น ดวงอาทิตย์ ดวงจันทร์ และดาวศุกร์ จึงมีโชติมาตรปรากฏติดลบ ดังตัวอย่างในตารางที่ 2
ตารางที่ 2 ตัวอย่างลำดับโชติมาตรปรากฏของวัตถุท้องฟ้า
โขติมาตรปรากฏ | วัตถุท้องฟ้า |
-26.5 | ดวงอาทิตย์ |
ตามที่กล่าวมาแล้วข้างต้นว่า เมื่อกล่าวถึงโชติมาตรโดยทั่วไป เราหมายถึงโชติมาตรปรากฏ ซึ่งเป็นการแสดงอันดับความสว่างซึ่งสังเกตการณ์จากโลก ในการศึกษาทางดาราศาสตร์ต้องการเปรียบเทียบพลังงานที่แท้จริงของดาวแต่ละดวงจึงใช้ค่า "โชติมาตรสัมบูรณ์" (Absolute Magnitude) ซึ่งสมมติว่า ถ้าดาวอยู่ห่างจากโลก 10 พาร์เซค (1 พาร์เซค = 3.26 ปีแสง) จะมีโชติมาตรเท่าไร เช่น ดวงอาทิตย์มีโชติมาตรปรากฏ -26.5 แต่ถ้าเราอยู่ห่างจากดวงอาทิตย์ 10 พาร์เซค ดวงอาทิตย์จะมีโชติมาตรปรากฏเพียง +4.6 ดังนั้นเมื่อเราอยู่บนโลกเราจึงกล่าวได้ว่า ดวงอาทิตย์ก็จะมีโชติมาตรสัมบูรณ์ +4.6 ทั้งนี้เราสามารถคำนวณหาโชติมาตรสัมบูรณ์โดยใช้สูตร
m – M = 5 log d – 5
โดยที่ m = โชติมาตรปรากฏ
M = โชติมาตรสัมบูรณ์
d = ระยะห่างระหว่างโลกกับดาว มีหน่วยเป็น พาร์เซก
ตัวอย่างที่ 1 ดาวหัวใจสิงห์ (Regulus) อยู่ห่างจากโลก 25 พาร์เซก มีโชติมาตรปรากฏ 1.36 จะมีโชติมาตรสัมบูรณ์เท่าใด
m – M = 5 log d – 5
1.36 – M = 5 (log 25) – 5
= 5 (1.4) – 5
= 2
M = 1.36 – 2 = - 0.64
เราเรียกค่าความแตกต่างระหว่างโชติมาตรปรากฏและโชติมาตรสัมบูรณ์ (m - M) ว่า Distance modulus ถ้าเราทราบโชติมาตรปรากฏและระยะทางของดาว เราก็จะทราบโชติมาตรสัมบูรณ์ ดังตารางที่ 3
ตารางที่ 3 ความสัมพันธ์ระหว่างโชติมาตรปรากฎ โชติมาตรสัมบูรณ์ และระยะทาง
โชติมาตรปรากฏ - โชติมาตรสัมบูรณ์ | ระยะทาง |
-4 | 1.6 |
ตัวอย่างที่ 2: ดาวฮาดาร์ (Beta Centauri) ในกลุ่มดาวคนครึ่งสัตว์ อยู่ห่างจากโลก 100 พาร์เซก มีโชติมาตรปรากฏ 0.6 จะมีโชติมาตรสัมบูรณ์เท่าใด
จากตารางที่ 2 ระยะทาง d = 100 พาร์เซค, m - M = 5
0.6 - M = 5
ดังนั้น M = -5 + 0.6
โชติมาตรสัมบูรณ์ = -4.6
สีและอุณหภูมิของดาวฤกษ์
ดาวฤกษ์ที่ปรากฏบนท้องฟ้าจะมีสีต่างกัน เมื่อศึกษาอุณหภูมิผิวของดาวฤกษ์จะพบว่า สีของดาวฤกษ์มีความสัมพันธ์กับอุณหภูมิผิวของดาวฤกษ์ด้วย นักดาราศาสตร์แบ่งชนิดของดาวฤกษ์ตามสีและอุณหภูมิผิวของดาวฤกษ์ได้ 7 ชนิด คือ O B A F G K และ M แต่ละชนิดจะมีสีและอุณหภูมิผิวดังตารางต่อไปนี้
สีของดาวฤกษ์นอกจากจะบอกอุณหภูมิของดาวฤกษ์แล้ว ยังสามารถบอกอายุของดาวฤกษ์ด้วย ดาวฤกษ์ที่มีอายุน้อยจะมีอุณหภูมิที่ผิวสูงและมีสีน้ำเงิน ส่วนดาวฤกษ์ที่มีอายุมากใกล้ถึงจุดสุดท้ายของชีวิตจะมีสีแดงที่ เรียกว่า ดาวยักษ์แดง มีอุณหภูมิผิวต่ำ ดาวฤกษ์แต่ละดวงจะมีสิ่งที่เหมือนกัน คือ องค์ประกอบหลัก ได้แก่ ธาตุไฮโดรเจน และธาตุฮีเลียม พลังงานของดาวฤกษ์ทุกดวงเกิดจากปฏิกิริยาเทอร์มอนิวเคลียร์ที่แก่นกลาง ของดาว แต่สิ่งที่ต่างกันของดาวฤกษ์ ได้แก่ มวล อุณหภูมิผิว ขนาด อายุ ระยะห่างจากโลก สี ความสว่าง ธาตุที่เป็นองค์ประกอบ และวิวัฒนาการที่ต่างกัน
ชนิดสีดาวฤกษ์และอุณหภูมิ
ระยะห่างของดาวฤกษ์
ดาวฤกษ์ส่วนใหญ่ที่นักเรียนเห็นบนท้องฟ้าอยู่ไกลมาก ดวงอาทิตย์และดาวพรอก ซิมาเซนเทอรีเป็นเพียงดาวฤกษ์สองดวงในบรรดาดาวฤกษ์หลายแสนล้านดวงที่ประกอบกันเป็นกาแล็กซี (Galaxy) กาแล็กซีหลายพันล้านกาแล็กซีรวมอยู่ในเอกภพ นักดาราศาสตร์จึงคิดค้นหน่วยวัดระยะทางที่เรียกว่า ปีแสง (light-year) ซึ่งเป็นระยะทางที่แสงใช้เวลาเดิน ทางเป็นเวลา 1 ปี แสงเดินทางด้วยความเร็วประมาณ 300,000 กิโลเมตรต่อวินาที ดังนั้น ระยะทาง 1 ปีแสงจึงมีค่าเท่ากับ 9.5 ล้านล้านกิโลเมตร
ที่มาhttp://www.chaiyatos.com/skyl22.jpg
ท้องฟ้าในเวลากลางคืนที่เต็มไปด้วยดาวฤกษ์ระยิบระยับอยู่มากมาย นัก ดาราศาสตร์ได้พบวิธีที่จะวัดระยะห่างของดาวฤกษ์เหล่านี้โดยวิธีการใช้ แพรัลแลกซ์(Parallax)
แพรัลแลกซ์ คือการย้ายตำแหน่งปรากฏ ของวัตถุเมื่อผู้สังเกตอยู่ในตำแหน่งต่างกัน
นักวิทยาศาสตร์ใช้ปรากฏการณ์แพรัลแลกซ์ในการวัดระยะทางของดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้เคียงกับเรา โดยการสังเกตดาวฤกษ์ดวงที่เราต้องการวัดระยะทางในวันที่โลกอยู่ด้านหนึ่งของดวงอาทิตย์ และสังเกตดาวฤกษ์ดวงนั้นอีกครั้งเมื่อโลกโคจรมาอยู่อีกด้านหนึ่งของดวงอาทิตย์ ในอีก 6 เดือนถัดไป นักดาราศาสตร์สามารถวัดได้ว่าดาวฤกษ์ดวงนั้นย้ายตำแหน่งปรากฏไปเท่าไรโดยเทียบกับดาวฤกษ์ที่อยู่เบื้องหลังซึ่งอยู่ห่างไกลเรามาก ยิ่งตำแหน่งปรากฏย้ายไปมากเท่าใด แสดงว่าดาวฤกษ์ดวงนั้นอยู่ใกล้เรามากเท่านั้น ในทางตรงกันข้ามถ้าตำแหน่งปรากฏของดาวฤกษ์แทบจะไม่มีการย้ายตำแหน่งเลยแสดงว่าดาวฤกษ์นั้นอยู่ไกลจากเรามาก
เราไม่สามารถใช้วิธีแพรัลแลกซ์ในการวัดระยะห่างของดาวฤกษ์ที่มากกว่า 1,000 ปีแสง เพราะที่ระยะทางดังกล่าว การเปลี่ยนตำแหน่งของผู้สังเกตบนโลกจากด้านหนึ่งของดวงอาทิตย์ไปยังอีก ด้านหนึ่งของดวงอาทิตย์แทบจะมองไม่เห็นการย้ายตำแหน่งปรากฏของดาวฤกษ์นั้นเลย
เนบิวลา
ดาวเกิดจากการรวมตัวของแก๊สและฝุ่นในอวกาศ (Interstellar medium) เมื่อมีมวล มวลมีแรงดึงดูดซึ่งกันและกันตามกฎความโน้มถ่วงแห่งเอกภพ (The Law of Universal) ของนิวตันที่มีสูตรว่า F = G (m1m2/r2) แรงดึงดูดแปรผันตามมวล มวลยิ่งมากแรงดึงดูดยิ่งมาก เราเรียกกลุ่มแก๊สและฝุ่นซึ่งรวมตัวกันในอวกาศว่า “เนบิวลา” (Nebula) หรือ “หมอกเพลิง” เนบิวลาเป็นกลุ่มแก๊สที่ขนาดใหญ่หลายปีแสง แต่เบาบางมีความหนาแน่นต่ำมาก องค์ประกอบหลักของเนบิวลาคือแก๊สไฮโดรเจน เนื่องจากไฮโดรเจนเป็นธาตุที่มีโครงสร้างพื้นฐาน ซึ่งเป็นธาตุตั้งต้นของทุกสรรพสิ่งในจักรวาล
เนบิวลามีอุณหภูมิต่ำ เนื่องจากไม่มีแหล่งกำเนิดความร้อน ในบริเวณที่แก๊สมีความหนาแน่นสูง อะตอมจะยึดติดกันเป็นโมเลกุล ทำให้เกิดแรงโน้มถ่วงดึงดูดแก๊สจากบริเวณโดยรอบมารวมกันอีก ทำให้มีความหนาแน่นและมวลเพิ่มขึ้นอีกจนกระทั่งอุณหภูมิภายในสูงประมาณ 10 เคลวิน มวลที่เพิ่มขึ้นทำให้พลังงานศักย์โน้มถ่วงของแต่ละโมเลกุลที่ตกเข้ามายังศูนย์กลางของกลุ่มแก๊ส เปลี่ยนรูปเป็นพลังงานความร้อน และแผ่รังสีอินฟราเรดออกมา
ต่อมาเมื่อกลุ่มแก๊สมีความหนาแน่นสูงขึ้นจนความร้อนภายในไม่สามารถแผ่ออกมาได้ อุณหภูมิภายในแกนกลางจึงสูงขึ้นอย่างรวดเร็ว มวลของแก๊สมีแรงโน้มถ่วงสูงจนเอาชนะแรงดันซึ่งเกิดจากการขยายตัวของแก๊สร้อน กลุ่มแก๊สจึงยุบตัวเข้าสู่ศูนย์กลางจนมีอุณหภูมิสูงถึง 10 ล้านเคลวิน จุดปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันทำให้อะตอมของไฮโดรเจนหลอมรวมกันเป็นธาตุใหม่คือ ฮีเลียม มวลบางส่วนเปลี่ยนรูปเป็นพลังงาน (นิวเคลียร์ฟิวชัน) ตามสมการ E = mc2 ดาวฤกษ์จึงอุบัติขึ้นมา
ดาวฤกษ์ที่เกิดขึ้นใหม่มีอุณหภูมิสูงประมาณ 25,000 K เป็นดาวสเปกตรัมประเภท O แผ่รังสีเข้มสุดในช่วงอัลตราไวโอเล็ต เนบิวลาที่ห่อหุ้มดาวดูดกลืนพลังงานจากรังสีอัลตราไวโอเล็ต และแผ่รังสีเข้มสุดในช่วง H-alpha ซึ่งมีความยาวคลื่น 656 nm ออกมาทำให้เรามองเห็นเป็น “เนบิวลาสว่าง” (Diffuse Nebula) สีแดง ได้แก่ เนบิวลาสว่างใหญ่ในกลุ่มดาวนายพราน (M 42 Great Orion Nebula) ในภาพที่ 1 ซึ่งเห็นได้ว่า ใจกลางของเนบิวลาสว่างมีดาวฤกษ์เกิดใหม่อยู่ภายใน
ภาพท่ี่ 1 เนบิวลาสว่างในกลุ่มดาวนายพราน
เนื่องจากเนบิวลามีแก๊สและฝุ่นอยู่หนาแน่น บางครั้งอนุภาคขนาดใหญ่เป็นอุปสรรคขวางกั้นการแผ่รังสี จึงเกิดการกระเจิงของแสง (Scattering) ทำให้มองเห็นเป็นเนบิวลาสีฟ้า เช่นเดียวกับที่การกระเจิงของแสงอาทิตย์ในบรรยากาศโลกที่ทำให้ท้องฟ้าเป็นสีฟ้า เราเรียกเนบิวลาประเภทนี้ว่า “เนบิวลาสะท้อนแสง” (Reflection Nebula) ตัวอย่างเช่น เนบิวลาในกระจุกดาวลูกไก่ (M45 Pleiades) ดังภาพที่ 2
ภาพท่ี่ 2 เนบิวลาสะท้อนแสงในกระจุกดาวลูกไก่
อย่างไรก็ตามบางส่วนของเนบิวลาเป็นกลุ่มแก๊สที่มีอุณหภูมิต่ำอยู่อย่างหนาแน่น กลุ่มแก๊สเหล่านี้เหล่านี้บดบังแสงสว่างจากดาวฤกษ์เกิดใหม่หรือเนบิวลาสว่างซึ่งอยู่ด้านหลัง เราจึงมองเห็นเป็น “เนบิวลามืด” (Dark Nebula) เช่น เนบิวลารูปหัวม้าในกลุ่มดาวนายพราน (Horsehead Nebula) ดังภาพที่ 3
ภาพท่ี่ 3 เนบิวลาสะท้อนแสงในกระจุกดาวลูกไก่
แม้ว่าในตำราเรียนจะแบ่งเนบิวลาออกเป็น 3 ประเภทคือ เนบิวลาสว่าง เนบิวลาสะท้อนแสง และเนบิวลามืด ในความจริงแล้วเนบิวลาทั้งสามชนิดเป็นเพียงปรากฎการณ์ซึ่งปรากฏให้เห็นเฉพาะในมุมมองจากโลก หากดูในภาพที่ 4 จะเห็นว่า เนบิวลาไทรฟิด (M20 Trifid Nebula) เป็นกลุ่มแก๊สซึ่งมีทั้งเนบิวลาสว่าง เนบิวลาสะท้อนแสง และเนบิวลามืด อยู่ในตัวเดียวกัน ดาวเกิดใหม่ท่ีอยู่ภายในแผ่รังสีออกมากระตุ้นให้กลุ่มแก๊สท่ีอยู่บริเวณรอบๆ แผ่รังสีปรากฏเป็นเนบิวลาสว่างสีแดง แต่มีกลุ่มแก๊สหนาทึบบางส่วนมาบังแสงสว่างทำให้มองเห็นเป็นเนบิวลามืด และเกิดการกระเจิงของแสงที่กลุ่มแก๊สที่อยู่ด้านหลัง ทำให้มองเห็นเป็นเนบิวลาสะท้อนแสงสีน้ำเงิน
ภาพที่ 4 เนบิวลาทริฟิดในกลุ่มดาวคนยิงธนู
มวลของดาวฤกษ์
มวลของดาวฤกษ์แต่ละดวงจะแตกต่างกัน เพราะเนบิวลาที่ก่อกำเนิดเป็นดาวฤกษ์มีมวลไม่เท่ากัน มวลจึงเป็นสมบัติที่แตกต่างกันของดาวฤกษ์ นักดาราศาสตร์สามารถหามวลของดาวฤกษ์ได้หลายวิธี เช่น การใช้กฎเคพเลอร์ในการหามวลของดวงอาทิตย์ หรือ จากการสังเกตแสงจากดาว
เนื่องจากดาวมีขนาดใหญ่มาก เราจึงไม่สามารถทำการหามวลของดาวด้วยวิธีชั่งตวงวัด นักดาราศาสตร์ไม่สามารถคำนวณหาขนาดมวลของดาวดวงเดียวโดดๆ ได้ แต่จะคำนวณหามวลของระบบดาวคู่ซึ่งโคจรรอบกันและกัน โดยอาศัยความสัมพันธ์ระหว่างคาบวงโคจรและระยะห่างระหว่างดาวทั้งสอง ตามกฎของเคปเลอร์-นิวตัน ตามสูตร
M1 + M2 = a3 / p2
โดย M1, M2 = มวลของดาวทั้งสองในระบบดาวคู่ มีหน่วยเป็นจำนวนเท่าของดวงอาทิตย์
a = ความยาวของเส้นผ่านครึ่งวงโคจรตามแกนยาว (Semimajor axis)
ของดาวดวงใดดวงหนึ่ง มีหน่วยเป็น AU
p = คาบการโคจร หน่วยเป็นปี
ภาพที่ 1 วงโคจรของระบบดาว 70 Ophiuchi
ตัวอย่างที่ 1: ระบบดาวคู่ 70 Ophiuchi ในกลุ่มดาวคนแบกงู มีขนาดเส้นผ่านครึ่งวงโคจรตามแกนยาว (Semimajor axis) 22.3 AU มีคาบวงโคจร 87.7 ปี ตามภาพที่ 1 จะมีมวลเท่าไร
M1 + M2 = a3 / p2
= (22.3 AU)3 / (87.7 ปี)2
= 1.44 เท่าของดวงอาทิตย์
ทั้งนี้นักดาราศาสตร์ใช้วิธีการศึกษาวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ด้วยวิธีการศึกษาวัตถุท้องฟ้าจำนวนมาก และวิเคราะห์ด้วยเหตุและผลตามกระบวนการทางวิทยาศาสตร์ จากนั้นก็นำข้อมูลมาปะติดปะต่อกันเป็นเรื่องราววิวัฒนาการของดาวฤกษ์ตั้งแต่เกิดจนสิ้นอายุขัย ซึ่งดาวแต่ละดวงก็จะมีชีวิตยืนยาวเพียงใดนั้นจะขึ้นอยู่กับปัจจัยหลักคือ “ระดับมวลเริ่มต้นของดาว” ที่จะเป็นตัวลิขิตชีวิตของดาว ดังนั้นพฤติกรรม อายุขัยและลักษณะการตายของดาวจะถูกกำหนดเอาไว้แล้วทั้งสิ้น นักดาราศาสตร์จะแบ่งมวลของดาวฤกษ์เป็นสามระดับโดยคิดเป็นจำนวนเท่าเทียบกับมวลของดวงอาทิตย์ ดังนี้
- ดาวฤกษ์มวลน้อย (Low Mass Star) มีมวลตั้่งแต่ 2 เท่าของดวงอทิตย์ลงมา
- ดาวฤกษ์มวลปานกลาง (Intermediate Mass Star) มีมวลตั้งแต่ 2-8 เท่าของดวงอาทิตย์
- ดาวฤกษ์มวลมาก (High Mass Star) มีมวลตั้งแต่ 8 เท่าของดวงอาทิตย์
ดาวฤกษ์มวลมากจะแรงดันและอุณหภูมิที่บริเวณใจกลางของดาวสูงมาก ทำให้ปฏิกริยานิวเคลียร์ฟิวชัน ณ แกนกลางดำเนินไปอย่างรวดเร็ว ดาวจะมีค่าความสว่างมากแต่ความสว่างที่ได้มานั้นก็ต้องแลกกับอายุที่สั้นลง ต่างกับดาวมวลน้อยที่แรงดันและอุณหภูมิต่ำกว่ามาก ปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชัน ณ แกนกลางดำเนินไปอย่างช้าๆ ซึ่งดาวอาจจะไม่สว่างมากแต่อายุมันก็จะยืนยาวขึ้น ยกตัวอย่างเช่นภาพต่อไปนี้
ภาพที่ 1 ภาพเนบิวลา เอสกิโม (Eskimo Nebula : NGC 2392) เป็นเนบิวลาดาวเคราะห์ที่ถูกบันทึกในช่าวความยาวคลื่นสั้น อย่างรังสีเอ็กซ์ (บริเวณที่เป็นสีม่วง) ด้วยกล้องโทรทรรศน์อวกาศจันทรา (Chandra Space Telescope) ทำให้เราทราบว่าที่บริเวณใจกลางของเนบิวลานีมีอุณหภูมิสูงมาก จากภาพแสดงให้เห็นบั้นปลายชีวิตของดาวมาลน้อย ภาพโดย : X-ray: NASA/CXC/IAA-CSIC/N. Ruiz et al; Optical: NASA/STScI
ภาพข้างต้นคือภาพเนบิวลา NGC 2392 แต่ด้วยลักษณะที่คล้ายกับหน้าของชาวเอสกิโมที่กำลังสวมเสื้อขนสัตว์อยู่ นักดาราศาสตร์เลยเรียกมันว่า เนบิวลาเอสกิโม (Eskimo Nebula) ซึ่งมีระยะจากโลกประมาณ 4,200 ปีแสง ภาพเนบิวลาเอสกิโมเป็นตัวอย่างลักษณะบั้นปลายชีวิตของดาวมวลน้อย
เป็นเช่นนี้เพราะหลังจากการเผาไหม้ไฮโดรเจนที่แกนกลางของดาวหยุดลง ปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชัน ณ แกนกลางของดาวฤกษ์มวลน้อยก็จะหยุดลงดาวจะเสียเสถียรภาพ แรงโน้มถ่วงภายในจะดึงให้ผิวของดาวเกิดการยุบตัวเข้าหาแกนกลาง ขณะที่เกิดการยุบตัวจะมีความดันเกิดขึ้นทำให้ผิวของดาวมีอุณหภูมิสูงขึ้นและมากพอที่จะจุดปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันเผาผลาญไฮโดรเจนที่บริเวณผิวของดาว ดาวจะมีอุณหภูมิสูงมากและจะคงสถาพเช่นนี้ไประยะหนึ่ง จนกระทั่งแกนกลางของดาวซึ่งเป็นฮีเลียมมีอุณหภูมิสูงมากพอจนสามารถจุดปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันที่แกนกลางขึ้นอีกครั้ง ปฏิกิริยาขั้นนี้จะหลอมฮีเลียมให้เป็นธาตุลำดับถัดไป (เทียบจากตารางธาตุ) ที่มีมวลอะตอมสูงขึ้นนั่นคือคาร์บอน ในช่วงนี้ดาวจะเกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันไปพร้อมๆกันสองบริเวณได้แก่ฟิวชันเปลือกไฮโดรเจนหลอมไฮโดรเจนเป็นฮีเลียม และฟิวชันฮีเลียมที่แกนกลางหลอมฮีเลียมเป็นคาร์บอน ทำให้ดาวมีอุณหภูมิสูงขึ้นอย่างต่อเนื่อง ความดันที่แกนกลางสูงขึ้นส่งผลให้เปลือกของดาวขยายหรือพองออก สีของดาวก็จะมีการเปลี่ยนแปลงจากสีแดงไปเป็นสีน้ำเงินขาว
จนกระทั่งแกนของดาวกลายเป็นก้อนคาร์บอนฟิวชันที่แกนกลางจะหยุดลงอีกครั้ง แกนกลางจะมีอุณหภูมิลดลงจากเดิม ความดันก็ลดลงด้วยทำให้ดาวเกิดการยุบตัวกระบวนการเดิมก็จะเกิดขึ้นอีกครั้ง นั่นคือการเกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันที่เปลือกจะหลอมฮีเลียมเป็นคาร์บอนเช่นเดียวกับที่แกนกลางปฏิกิริยาจะดำเนินต่อไปเรื่อยๆ ดาวจะพองตัวออกอีกครั้งซึ่งขนาดของดาวจะใหญ่กว่าเดิมหลายเท่า เรียกดาวที่มีลักษณะเช่นนี้ว่าดาวยักษ์แดง และดาวจะคงสภาพเช่นนี้จนแกนคาร์บอนของดาวก็จะถูกอัดแน่นขึ้นเรื่อยๆ ทำให้แกนกลางของดาวมีขนาดเล็กลงแต่ความหนาแน่นสูงมาก อุณหภูมิที่แกนกลางก็จะสูงขึ้นจากผลของการบีบอัดหรือการยุบตัว จนถึงขั้นที่ดาวไม่สามารถยุบตัวต่อไปได้อีกทั้งนี้เป็นผลมาจากมวลของดาวที่มีน้อยไม่สามารถที่จะเกิดปฏิกิริยาต่อไปได้อีก ดาวไม่สามารถจุดปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันได้อีกแล้ว ความดันที่แกนกลางของดาวมากขึ้นและไม่สามารถยุบตัวได้อีก
เมื่อดาวไม่สามารถจุดปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันระดับต่อไปได้ จึงถือว่าเข้าสู่ช่วงสุดท้ายของชีวิต ดาวดวงนั้นจึงรอเพียงวันที่จะมืดหายไปในอวกาศ แกนของดาวจะเริ่มเย็นลงและดันผิวและเนื้อสารที่เปลือกของดาวออกคล้ายฟองขนาดใหญ่ฟุ้งกระจายรอบๆ แกนคาร์บอน เรียกว่าเนบิวลาดาวเคราะห์ (Planetary Nebula) จากนั้นก็จะเย็นตัวลงเหลือเพียงแกนคาร์บอนเปลือยเปล่า และมีอุณหภูมิสูงส่องแสงอยู่ในช่วงอัลตราไวโอเลต เรียกว่าดาวแคระขาว แต่เมื่อเวลาผ่านไปดาวแคระขาวก็จะเย็นตัวลงและมืดหายไปชั่วนิรันดร์ดังภาพ
ภาพที่ 2 แผนภาพแสดงเส้นประวัติชีวิตของดาวฤกษ์ในช่วงวาระสุดท้าย หลังจากดาวฤกษ์มวลน้อยเกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์ขั้นสุดท้าย แกนกลางเป็นคาร์บอนทั้งหมดแล้ว ดาวจะจบชีวิตลงโดยดันผิวและเนื้อสารออกมาเป็นฝุ่นก๊าซฟุ้งกระจายเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์ เมื่อเวลาผ่านไปฝุ่นเหล่านี้จะเย็นตัวลงมืดดับไปเหลือแต่แกนของดาวที่เป็นคาร์บอนขนาดเล็กมีอุณหภูมิสูงแผ่รังสีในช่วงคลื่นอัลตราไวโอเลต นั่นคือดาวแคระขาว จากนั้นอุณหภูมิก็จะเริ่มเย็นลงเรื่อยๆ จนมืดดับไปเช่นเดียวกัน
ข้อมูลเบื้องต้นเป็นรายละเอียดการสิ้นอายุขัยของดาวมวลน้อย นักดาราศาสตร์กล่าวว่าอีกประมาณห้าพันล้านปีดวงอาทิตย์ก็จะมีจุดจบคล้าย ๆ กัน บั้นปลายชีวิตก็จะมีลักษณะเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์เช่นกัน นักดาราศาสตร์พยายามศึกษาข้อมูลการสิ้นอายุขัยของดาวด้วยบันทึกภาพถ่ายในหลายช่วงความยาวคลื่น เพื่อศึกษาองค์ประกอบทางกายภาพและทางเคมีของวัตถุดังกล่าว ภาพสวยงามทั้งหลายที่ถูกเผยแพร่ทางอินเตอร์เน็ตนั้นสามารถอธิบายได้ด้วยหลักการทางฟิสิกส์ สีแต่ละสีในภาพจะบ่งบอกถึงคุณสมบัติที่ต่างกัน เช่นสีม่วงในภาพของเนบิวลาดาวเคราะห์เหล่านี้เป็นข้อมมูลภาพที่ได้จากการบันทึกภาพในช่วงรังสีเอ็กซ์ จากกล้องโทรทรรศน์อวกาศจันทรา จะบ่งบอกถึงอุณหภูมิที่สูงมาก ณ แกนกลางของเนบิวลาดาวเคราะห์ ส่วนสีเขียว สีแดงและสีฟ้าเป็นข้อมมูลที่ได้จากการบันทึกภาพของกล้องโทรทรรศน์ฮับเบิลที่ช่วงความยาวคลื่นต่างกัน เป็นต้น
ภาพที่ 3 เป็นภาพของเนบิวลาดาวเคราะห์ที่ถูกบันทึกไว้ในแกลอรี่ภาพถ่ายขององค์การนาซา ในปี ค.ศ. 2012 โดยวัตถุท้องฟ้าทั้งหมดในภาพนั้นอยู่ห่างจากโลกเป็นระยะทางไม่เกิน 5,000 ปีแสง ซึ่งถูกบันทึกด้วยกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลและกล้องโทรทรรศน์อวกาศจันทรา และนำข้อมูลจากกล้องโทรทรรศน์อวกาศทั้งสองมารวมกัน ได้เป็นภาพที่มีสีสันสวยงามดังภาพ
