|
ดวงดาวในวิถีหลักของชีวิต
(Main Sequence Star)
ในระยะแรกของชีวิต ดาวทีทอรีที่กล่าวมาข้างต้น ยังมีมวลสารจำนวนมากจากการยุบตัวลงตัว
จึงมีอุณหภูมิสูง หลังจากที่เกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์แล้ว พลังงานภายใน
จะก่อแรงดันขึ้นมาต้านการหดตัวทีละน้อย ทำให้กระจายความร้อนออกไปได้ดีขึ้น
อุณหภูมิและความสว่าง จึงมักจะลดลงมาต่ำกว่าตอนแรกเกิดเล็กน้อย
ความร้อนจากปฏิกิริยาในแกนกลาง ก็ค่อยๆถูกหมุนวนพาขึ้นมาสู่ส่วนผิว
แล้วแผ่รังสีออกสู่อวกาศ มาเป็นแสงที่เราเห็นเป็นดวงดาว
 |
(ภาพที่ 25) ภาพตัดแสดงส่วนที่เกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์
เผาผลาญไฮโดรเจนเป็นพลังงาน ในแกนกลางของดวงดาว ส่วนผิวของดวงดาวคือ
photosphere ภาพโดย NASA |
ดวงดาวส่วนใหญ่ จะใช้เวลาประมาณ 90 % ของอายุขัยของมันอยู่ในช่วงนี้
โดยได้พลังงานจากการเผาผลาญไฮโดรเจนให้เป็นฮีเลียม ดวงอาทิตย์ก็กำลังใช้ชีวิตในช่วงนี้อยู่
นับเป็นช่วงชีวิตที่ค่อนข้างสงบและเสถียรหลังจากความร้อนเร่ารุนแรงในวัยเยาว์
|
|
| (ภาพที่ 26) ดวงอาทิตย์ ถ่ายโดยกล้องรังสีเอ็กส์บนยาน
YOHKOH ของ ญี่ปุ่น เมื่อวันที่ 23 ตุลาคม 2543 |
ข้อมูลของดวงดาวที่บันทึกมานานนั้น มีจำนวนมากมายมหาศาล โดยเฉพาะยิ่งเมื่อมีการถ่ายภาพ
และมีความเข้าใจมากขึ้น เกี่ยวกับฟิสิกส์ของอะตอม ก็มีการวิเคราะห์ความถี่ของคลื่นแสงดาวกันมาก
นักดาราศาสตร์สมัยแรกๆ ต้องดูข้อมูลมากมายเหล่านี้จนตาลาย จนเมื่อต้นคริสตศตวรรษที่
20 ในปี คศ 1911 นักดาราศาสตร์ชาวดัทช์ ชื่อ Ejnar Hertzsprung
ได้มีความคิดที่จะเอาข้อมูลของดวงดาวทั้งหมด มาพล็อตลงบนกราฟ
โดยคิดว่า น่าจะมีความสัมพันธ์ระหว่าง ความสุกสว่างของดวงดาว
กับ สี ของมัน เพราะนักดาราศาสตร์รุ่นก่อนๆบันทึกไว้ว่าดาวมีสีอะไร
การการวิเคราะห์ความถี่ของแสงดาว และก็มีนักดาราศาสตร์ชาวอเมริกัน
Henry Noris Russell คิดอย่างเดียวกันขึ้นมา และต่างคนต่างก็ทำตารางนี้ขึ้นมา
ได้ผลออกมาในเวลาใกล้เคียงกัน จึงเรียกผังนี้ว่า Hertzsprung-Russel
Diagram (เฮิร์ตสปรัง-รัสเซิ่ล ไดอะแกรม) หรือ เรียกสั้นๆว่า
H-R Diagram เพื่อเป็นเกียรติแก่ทั้งสองท่าน
 |
| (ภาพที่ 27) ผัง H-R แต่ละจุดในภาพ คือตัวแทนของดวงดาว
ที่แต่แรกตามแกนนอนจะเป็นค่าสีของดาว แกนยืนจะเป็นค่าความสุกสว่าง
เมื่อเอาค่าทั้งสองของดวงดาวมาทาบลงบนกราฟ ลงตรงไหน ก็ให้จุดนั้นเป็นตัวแทนดาวหนึ่งดวง
สีพื้นนั้นคือสีของดาวที่เราสังเกตมา ทำไปเรื่อยๆตามข้อมูลของดวงดาวจากแค้ตตาล็อกที่สะสมกันมา
ผลที่ได้ก็คือ ดาวมากระจุกรวมตัวกันดังในภาพ ไม่ได้กระจัดกระจายไปสะเปะสะปะแต่อย่างใด
ภาพโดย ThinkQuest |
ผลจากการเอาดาวมาพล็อตทีละจุดๆบนกราฟ H-R Diagram แทนที่ดาวจะอยู่กระจัดกระจายกันไป
ก็กลับมารวมเป็นกระจุกติดต่อกันเป็นทางยาว แล้วมีที่กระจัดกระจายออกไปเป็นกระจุกย่อยอีก
ก็ทำให้นักดาราศาสตร์ประจักษ์เป็นครั้งแรกว่า มีความสัมพันธ์ระหว่าง
มวล และความสุกสว่างของดาว คือ มวลมากก็สว่างมาก(อยู่ด้านบนของกราฟ)
มวลน้อย ก็สว่างน้อย(อยู่ที่ด้านล่างของภาพ) และดาวก็มารวมกันเป็นกลุ่มใหญ่ๆ
คือที่เห็นเป็นปื้นพาดกลาง ซึ่งมีดาวอยู่ประมาณ 90% ของดาวที่เอามาพล็อตทั้งหมด
จึงเรียกดาวกลุ่มนี้ว่า Main Sequence หรือ วิถีหลักแห่งดวงดาว
อันเป็นที่ทราบกันในภายหลังว่า เป็นช่วงที่เสถียรที่สุด และยาวนานที่สุดในชีวิตของดวงดาว
ส่วนกลุ่มอื่นๆ อันมี ดาวยักษ์ และดาวยักษ์แดง กับดาวแคระห์ขาว
ก็คือดาววัยชราที่กำลังจะแตกดับทั้งนั้น ที่เราไม่เห็นมีดาวที่มีอายุน้อยๆ
ในพล็อตนี้ ก็บอกให้ทราบได้ว่า ดวงดาวใช้เวลาในช่วงที่เพิ่งเกิดไม่นานนัก
จึงไม่ค่อยมีให้เห็น
 |
| (ภาพที่ 28) ผลสรุปจาก H-R Diagram ภาพโดย คณะฟิสิกส์
ม. โอเรกอน |
หากเราติดตามวัฏจักรของดาวดวงหนึ่ง เช่น ดวงอาทิตย์ของเรา ไปตามผังชีวิต
H-R Diagram นี้ ก็จะได้ภาพว่า ไปวิวัฒนาอยู่นอกวิถีหลัก จนกระทั่งเมื่อเกิดเป็นดาว
ก็จะกระโดดเข้ามาอยู่บนแนววิถีนี้ และเมื่อใดที่จะถึงการแตกดับ
ก็จะหักเหออกไปจากวิถีหลักนี้เช่นกัน ผังชีวิตนี้ จึงมีประโยชน์มากในการที่จะเข้าใจถึงวัฏจักรของดวงดาว
|
|
| (ภาพที่ 29) เมื่อเราติดตามการก่อกำเนิดของดาวที่มีมวลเท่าดวงอาทิตย์
ตั้งแต่เป็นเมฆเย็นๆที่ประกอบไปด้วยก๊าซไฮโดรเจน แล้วหดตัว
จนมีความร้อนและเริ่มเปล่งแสงออกมา เมื่อใจกลางร้อนมากเข้าก็เกิดแรงดันออกให้คงตัว
จนเมื่อมีแรงมาอัดให้หดตัวเข้าอีก จึงสามารถสั่งสมอุณภูมิได้เพียงพอ
ที่จะจุดประกายปฏิกิริยานิวเคลียร์ ให้พัฒนามาเกิดเป็นดาว
ก็จะทำให้เราเข้าใจถึงประวัติความเป็นมา ของดวงอาทิตย์ของเราเช่นกัน
วัฏจักรของดาวใหญ่น้อยทั้งหลาย ก็จะเคลื่อนตัวเข้าสู่ วิถีหลัก
Main Sequence นี้ในทำนองคล้ายๆกัน ที่มีมวลน้อยก็อยู่ส่วนล่าง
ที่มีมวลมากก็จะอยู่ส่วนบนของแกน ภาพโดย คณะฟิสิกส์ ม. โอเรกอน |
เมื่อเอามารวบรวมเข้าด้วยกันเพื่อศึกษาแนวโน้มใหญ่ๆ โดยการวิเคราะห์จากผังชีวิตของดวงดาวนี้
นักดาราศาตร์จึงได้คิดค้นหาข้อมูลอื่นๆของดวงดาว จากความสัมพันธ์ของแสงสีที่เราวัดได้
กับลักษณะทางกายภาพอื่นๆ ดังเช่น
|
ความสุกสว่าง (Luminosity) = อัตราแผ่รังสีออกจากพื้นผิว
1 ตารางเมตร ภายใน 1 วินาที X พื้นที่ผิวดาวทั้งหมด
|
สูตรพื้นที่ของผิวดาวนั้นคือ  ดังนั้น
เราจึงยังสามารถหารัศมี หรือ ขนาด ของดวงดาว ได้จากค่าความสุกสว่างนี้อีกด้วย
หากดวงดาวสองดวงมีอุณหภูมิพื้นผิวเท่ากัน และรังสีที่เปล่งออกมาต่อหน่วยเท่ากันแล้ว
หากมีขนาดไม่เท่ากัน ดาวดวงใหญ่กว่า ก็จะมี ความสุกสว่าง มากกว่าดาวดวงเล็ก
และก็เช่นเดียวกัน ดาวที่มีอุณหภูมิพื้นผิวสูงกว่า คือดาวที่ร้อนกว่า
จะมีความสุกสว่างมากกว่าดาวที่เย็นกว่า หากดาวทั้งสองมีขนาดเท่ากัน
 |
| (ภาพที่ 30) L คือ Luminosity T คือ อุณหภูมิองศาเคลวิน(K)
จะเห็นว่าดาวที่มีมวลมากๆ เช่น 10 เท่าของดวงอาทิตย์(10
Msun) ก็จะมีอุณหภูมิสูงตามไปด้วย (ประมาณ 20,000 K) ในขณะที่ดวงอาทิตย์
(มวล 1M) จะมีอุณหภูมิ 6000K ภาพโดย Davison E. Soper, U.
Oregon |
ต่อมาในภายหลัง จึงทราบว่า สี ของดวงดาวนั้น ขึ้นอยู่กับอุณหภูมิพื้นผิวของดวงดาว
และอุณหภูมิ ที่ยังบอกถึงการเผาผลาญพลังงาน จนสามารถคำนวณได้ถึง
มวล ของดวงดาวได้ โดยประเมิณคร่าวๆว่า ความสุกสว่าง(luminosity)
ของดาวในวิถีหลักเหล่านี้ จะมีค่ากำลังสามหรือกำลังสี่ ของจำนวนมวลที่นับด้วยมวลของดวงอาทิตย์
ตัวอย่างเช่น หากดาวมีมวล 2 เท่าของดวงอาทิตย์
|
ความสุกสว่าง = 23 = 8 เท่าของดวงอาทิตย์
(โดยประมาณ)
|
เมื่อคำนวณกลับกัน โดยใช้ ค่าความสุกสว่าง ก็จะประมาณ
มวล ของดวงดาวได้
ดาวที่มีมวลมาก จะเผาผลาญเชื้อเพลิงเร็วกว่า และอุณหภูมิในแกนกลางก็จะสูงกว่าดาวมวลน้อยมาก
จึงทำให้มีวิวัฒนาการที่เร็วกว่า เช่น หากดาวมีมวล 8 เท่าของดวงอาทิตย์
จะเข้าสู่วัยในวิถีหลักได้ในเวลาเพียงหนึ่งแสนปี ในขณะที่ดวงอาทิตย์ต้องใช้เวลานับล้านปี
และดาวที่มีมวลน้อยๆ ก็ต้องใช้แวลาเป็นสิบๆล้านปี กว่าจะย่างเข้าสู่
วิถีหลัก ได้
อายุขัยของดวงดาว
มนุษย์เรานับวัยกันด้วยเวลาเป็นปี แต่ชีวิตของดวงดาวต้องนับกันด้วยหน่วยเป็นล้านปี
ดาวที่เราเห็นในวันนี้ ก็ยังเป็นดวงเดียวกันกับที่ปู่ย่าตาทวดของเรา
แหงนมองกันมาแล้วหลายชั่วคน แม้กระนั้น เราก็ยังสามารถตระหนักถึงอายุชัยของมันได้
ดาวแต่ละดวงจะมีวงจรชีวิตอย่างไรนั้น ตัวกำหนดที่สำคัญที่สุดก็คือ
มวล ของดาวนั้นๆเอง ลักษณะทุกอย่างของดวงดาว ไม่ว่าจะเป็น ความสว่างสุกใส
อุณหภูมิ ขนาด ความหนาแน่น ฯลฯ ล้วนคาดหมายกันได้จากมวลที่มีอยู่
มวล ยังเป็นตัวกำหนดอายุขัย และวิวัฒนาการดวงดาว แต่สิ่งที่ตรงข้ามกับความคาดหมายของเราไปได้ง่ายๆก็คือ
ดาวที่มีมวลมากจะมีอายุสั้น แม้มันจะสุกสว่างมากกว่าดาวที่มีมวลน้อย
แต่ก็เปรียบได้กับรถยนตร์ขนาดใหญ่ที่กินน้ำมันจุ มันจะใช้น้ำมันหมดเปลืองไปได้เร็วกว่าระยนตร์ขนาดเล็กที่กินน้ำมันน้อยจึงหมดเปลืองช้ากว่า
และหากดาวหมดเชื้อเพลิงลงเมื่อใด มันก็จะถึงกาลแตกสลายของตัวมันเองไปเมื่อนั้น
|
ตัวอย่างอายุขัยของดวงดาว
|
|
มวลของดวงดาว (เปรียบเป็นกี่เท่าของดวงอาทิตย์)
|
อายุขัย (ปี)
|
|
๖๐
|
๓ ล้าน
|
|
๓๐
|
๑๑ ล้าน
|
|
๑๐
|
๓๒ ล้าน
|
|
๓
|
๓๗๐ ล้าน
|
|
๑.๕
|
๓ พันล้าน
|
|
๑ (เท่าดวงอาทิตย์)
|
๑๐ พันล้าน
|
|
๐.๑
|
๑๐๐๐ พันล้าน
|
กว่าดวงดาวจะเติบใหญ่ให้เราเห็นได้ ก็ต้องผ่านอุปสรรคมาใช่น้อย
บ้างก็ยังไม่ได้เกิดมาเสียอีก และเมื่อดาวมาถึงช่วงวิถีหลักแห่งชีวิตแล้ว
ก็จะใช้ชีวิตอยู่อย่างสงบๆในวัยนี้อยู่นานแสนนาน จนกระทั่งวันหนึ่ง...
เมื่อไฮโดรเจนในแกนกลางถูกเผาผลาญจนหมดสิ้น ก็จะมีการเปลี่ยนแปลงที่จะนำไปสู่การแตกดับของดวงดาว
ซึ่งก็น่าตื่นเต้นไม่น้อยไปกว่าการกำเนิดของดวงดาว แต่จะเป็นเช่นไรนั้น
จะขอยกไปเล่าต่อฉบับหน้านะคะ
 |
| (ภาพที่ 31) จบด้วยภาพสวยๆค่ะ เนบิวล่าดอกกุหลาบ
(Rosette Nebula) ลองทายดูซีคะว่าอะไรทำให้มันมีรูปร่างอย่างนี้(คำตอบอยู่ในภาพน่ะค่ะ
แต่จะได้ฝึกภาษาอังกฤษไปด้วยนะคะ) ภาพโดย AAO |
แหล่งอ้างอิงทางดาราศาสตร์
จากตำราดาราศาสตร์
Chaisson, E., McMillan, S., (1996) "Astronomy Today," (New
Jersey: Prentice Hall)
Henbest, N., Marten, M., (1996) "The New Astronomy," (Cambridge,
UK: Cambridge University Press)
Nicolson, I., (1999) "Unfolding Our Universe," (Cambridge,
UK: Cambridge University Press)
Spence, P., (1998) "The Universe Revealed," (Cambridge,
UK: Cambridge University Press)
จากเว็บไซต์ส่วนบุคคล
Arnett, W., http://www.seds.org/billa/arnett.html
Hartigan, P., Rice University: http://sparky.rice.edu/~hartigan/research/tts.html
Kurita, N., http://www.ne.jp/asahi/stellar/scenes/english/index.htm#menu
Strobel, N., "Astronomy Notes" : http://www.astronomynotes.com/
จากเว็บไซต์ของสถาบันและองค์กรต่างๆ
Science Net http://www.sciencenet.org.uk/
Students for the Exploration and Development of Space(SEDS),
U. Arizona http://seds.lpl.arizona.edu/
Astronomy 162: Stars, Galaxies, and Cosmology: University
of Tennessee http://csep10.phys.utk.edu/astr162/lect/index.html
Anglo-Australian Observatory HTTP://WWW.AAO.GOV.AU/images.html
European Southern Obseervatory http://www.ls.eso.org/index.html
Royal Observatory Edinburgh http://www.roe.ac.uk/
Hubble Space Institute; Images by subjects http://oposite.stsci.edu/pubinfo/SubjectT.html
NASA's Observatorium http://observe.ivv.nasa.gov/
NASA's Imagine the Universe http://imagine.gsfc.nasa.gov/
Orion Nebula Research http://www.cita.utoronto.ca/~johnston/orion.html
ThinkQuest http://library.thinkquest.org/
Chandra X-Ray Observatory http://chandra.harvard.edu/
แหล่งอ้างอิงด้านตำนานดาว
Greek Mythology: Carlos Parada maicar@swipnet.se http://hsa.brown.edu/maicar/
The Mythology of the Constellations by Cathy Bell, Brown
University http://www.emufarm.org/~cmbell/myth/myth.html
Constellation Lore http://www.csulb.edu/~gordon/constel.html
The Orion Mystery http://ds.dial.pipex.com/ritson/quest/orion/orion.htm#links
ข้ามไปอ่านหน้า [1]
[2] [3]
[4] [5]
[6] [7]
[8]
|
