|
วัยชราของดาวที่มีมวลขนาดกลาง
เป็น ดาวแปรแสง ที่มีประโยชน์ต่อการหาระยะทางระหว่างดาว
ดวงดาวที่มีมวลพอๆ หรือน้อยกว่ามวลของดวงอาทิตย์
จะมีวิวัฒนาการคล้ายๆกัน ดังที่กล่าวมาแล้ว แต่ดาวที่มีมวลมากกว่านั้นไปหลายเท่า
จะดำเนินชีวิตในวาระสุดท้ายอย่างแตกต่างกันมาก เช่น หากดาวมีขนาดห้าเท่าของดวงอาทิตย์
จะมีชีวิตอยู่ในวิถีหลักประมาณ ๑๐๐ ล้านปี (น้อยกว่าดวงอาทิตย์สิบเท่า)
หลังจากที่ดวงดาวผละตัวออกนอกวิถีหลัก เข้าสู่การเป็น
ดาวยักษ์แดง การแผ่รังสีจากพลังงาน ที่พยายามจะหนีออกจากภายในของดวงดาว
ก็มาติดอยู่ที่ผิวนอกที่เย็นกว่า และทึบแสงกว่า พลังงานจากการแผ่รังสีนี้
ก็จะดันพื้นผิวของดวงดาว ให้พองออก จนถึงระดับที่มันพองจนเนื้อดาวบางตัวลง
พอให้รังสีแทรกตัวหนีหายออกไปในอวกาศได้ แรงดันก็ลดลง ทำให้ดวงดาวหดตัวลง
แต่ก็จะมีพลังงานต่อเนื่องตามมาใหม่ จากการเผาผลาญภายในดวงดาว
ก็ดันตัวตามหลังให้ดาวพองตัวขึ้นมาอีก เกิดเป็นวงจรยุบหนอ พองหนอ
ขณะเดียวกัน แสงสว่างจากดวงดาว ก็เร่งแรงขึ้น แล้วหรี่ลงเป็นวงจรเช่นเดียวกัน
ชีวิตในช่วงนี้ของดาวที่มีมวลขนาดนี้ เรียกว่า Instability Strip
หรือแถบไม่เสถียร ในผังเฮิร์ตสปรัง-รัสเซิ่ลดังภาพที่ ๖๖ เราเรียกดาวพวกนี้ว่า
Pulsating Variables ซึ่งก็คือ ดาวแปรแสง แบบกระพริบเป็นจังหวะ
โปรดสังเกตว่า นี่ไม่ใช่ ดาวพัลส่าร์(Pulsar) อันเป็นวาระสุดท้าย
ของดาวที่มีมวลสูงมากกว่าดาวพวกนี้เป็นอย่างมาก ดังจะกล่าวถึงรายละเอียดในบทต่อไป
|
|
| (ภาพที่ ๖๖) ดาวที่มีมวลมากกว่าดวงอาทิตย์ ประมาณ ๕ เท่า
จะมีวิวัฒนาการที่ต่างออกไปจาก ดาวยักษ์แดง ธรรมดา คือจะไต่ขึ้นไปในกิ่งไม่เสถียร
และมีการแปรแสงอย่างเป็นระบบวงจรที่แน่นอน เรียกว่า Pulsating
Variables ภาพโดย James Schombert |
ดวงดาวกลุ่มนี้ที่มีมวลน้อยหน่อย เรียกว่า ดาวแปรแสงแบบ
RR Lyrae ส่วนดาวที่มีมวลมากกว่า มีความสุกสว่างมากกว่า เรียกว่า
ดาวแปรแสงแบบ Cepheids โดยตั้งชื่อหมู่ดาวไปตามดาวดวงแรกที่พบในกลุ่มดาว
RR Lyrae และ Cepheus ตามลำดับ ดาวกลุ่มนี้ มีความสำคัญมาก ในการนำมาใช้เพื่อวัดระยะทางของดวงดาว
ที่อยู่ห่างออกไปไกลมากๆจนกล้องดูดาวแยกไม่ออก โดย เฮนเรียตต้า
ลีวิต เป็นผู้ค้นพบความสัมพันธ์นี้ ในปี คศ ๑๙๐๘ จากการศึกษาดวงดาวในกาแล้คซี่
Large
Magellanic Clouds เป็นเวลาหลายปี พวกดาว Cepheids มีความสุกสว่างมากกว่าดวงอาทิตย์ถึง
หนึ่งพัน ถึงหนึ่งแสนเท่า คาบการแปรแสงจากสว่างสุด ถึงน้อยสุดและกลับไปสว่างสุดอีกที
ก็ตกระยะเวลาประมาณ ๑-๗๐ วัน ส่วนดาวพวก RR Lyrae ซึ่งมีขนาดย่อมลงมาก็สว่างน้อยกว่า
แต่ก็ยังสว่างกว่าดวงอาทิตย์ถึง ๑๐๐ เท่า ก็มีคาบการแปรแสง ต่างกันไปจนถึง
๑๐๐ วัน
|
|
| (ภาพที่ ๖๗) ภาพแสดงความสัมพันธ์ของ คาบการแปรแสง และค่าความสุกสว่างของดวงดาว
ซึ่งค้นพบโดย เฮนเรียตต้า ลีวิต ภาพโดย ศจ James Schombert |
หากเราสังเกตดาวก็สามารถวัดความสว่างปรากฎ (apparent
magnitude) ได้ตามที่เราเห็น และเมื่อวัดคาบการแปรแสงของดาวพวกนี้
เราก็สามารถคำนวณระยะทางของดวงดาวได้จากสูตร
โดยมี
f = Flux หรือความสว่างปรากฏ
L = Luminosity หรือความสุกสว่าง (ที่ได้จากพล็อตความสัมพันธ์ของคาบการแปรแสง
กับความสุกสว่าง)
d = distance คือ ระยะทางจากดาวดาวมายังโลก
จะเห็นได้จากพล็อตว่า จุดต่างๆ คือค่าที่แท้จริงของดวงดาว
ไม่ได้เรียงกันเป็นเส้นตรงทีเดียวนัก แต่จะประมาณเป็นเส้นตรง
จึงทำให้ค่าความสุกสว่าง (luminosity) มีความคลาดเคลื่อนตามมาถึง
๒๕ % แต่ก็ไม่มีวิธีอื่นมาหาระยะทางของดาวที่อยู่ไกลๆ เป็นร้อยๆปีแสงขึ้นไป
นอกจากวิธีนี้ ซึ่งจะใช้ประมาณได้เป็นล้านๆปีแสง ทำให้ดีกว่าไม่มีอะไรมาใช้วัดเลยทีเดียว
animation ข้างล่าง แสดงถึงการเปลี่ยนแปลงของขนาด
และอุณหภูมิของดวงดาว เนื่องจากความไม่สมดุลย์กัน ระหว่างแรงดึงดูดเข้าหาศูนย์กลาง
และแรงดันออกจากการเผาผลาญพลังงาน ที่ส่งผลให้ความสุกสว่างเปลี่ยนแปลงไป
ดังเส้นกราฟที่แสดงไว้ สังเกตได้ว่า ดาวจะสว่างมากที่สุด เมื่ออุณหภูมิพื้นผิวจะสูงที่สุด
แต่ขนาดของดาวจะเล็กที่สุด ดาวแปรแสงพวกนี้ จะมีคาบคงที่
|
|
| (ภาพที่ ๖๘) แสดงวงจรการแปรแสงของดาว ในช่วง Instability
Strip ที่หมุนเวียนเป็นคาบเวลาคงที่ โดย Dr Nick Strobel
|
ดาวแคระขาว
- เศษซากของดวงดาว
ตามที่กล่าวมาข้างต้นว่า ส่วนที่หลงเหลือจากแกนของดวงดาว
เมื่อกลายสภาพมาเป็น ดาวแคระขาว ซึ่งที่แท้แล้ว ก฿็เป็นเพียงซากที่เหลือของแกนดาวเท่านั้นเอง
จะไร้ซึ่งแหล่งพลังงานจากภายใน ถ้ามวลที่ยังหลงเหลืออยู่ภายในแกนกลางนี้
ยังเหลือให้มีมากเกินกว่า ๑.๔ เท่าของมวลดวงอาทิตย์แล้ว แรงหดตัว
อันเป็นผลมาจาก แรงดึงดูดเข้าสู่ศูนย์กลาง ของมวลจำนวนนี้ จะมีมากพอเกิดขีดจำกัดที่เรียกว่า
ขีดจำกัดจันดราเศกขาร์
หรือ Chandrasekhar's Limit
ซึ่งตั้งชื่อตาม นักดาราศาสตร์ฟิสิกส์อเมริกันเชื้อสายอินเดีย
สุพราห์มัณญัณ
จันดราเศกขาร์ (Subrahmanyan Chandrasekhar) ผู้ค้นพบความสัมพันธ์นี้
จากการคำนวณมวลของดาวในสภาพ electron degeneracy และตีพิมพ์ผลงานเรื่องนี้ในปี
คศ ๑๙๓๘ ท่านจันดราเศกขาร์ เป็นนักวิทยาศาสตร์รุ่นแรกท่านหนึ่ง
ที่นำทฤษฎีทางฟิสิกส์มาทำความเข้าใจชีวิตของดวงดาว และได้รับการยกย่องว่า
เป็นผู้บุกเบิกคนสำคัญท่านหนึ่ง ของสาชาวิชาที่เรียกว่า Astrophysics
ท่านได้รับรางวัลโนเบลสาขาฟิสิกส์ จากผลงานชิ้นนี้ในปี คศ ๑๙๘๓
จันดราเศกขาร์ พบว่า มวลที่มากกว่า ๑.๔ เท่าของดวงอาทิตย์นี้
จะทำให้ ดาวแคระขาว มีแรงดึงดูดมากจนเอาชนะแรงดันจาก Electron
degeneracy ในแกนกลางของมันได้ แต่แม้ว่า มวลสูงสุดที่จะคงดาวให้มีสภาพเป็น
ดาวแคระขาว อยู่ได้ จะกำหนดว่าต่ำกว่า ๑.๔ เท่าของดวงอาทิตย์ก็ตาม
ดวงดาวส่วนใหญ ที่มีมวลแรกเริ่มในวิถีหลักของชีวิต มากถึง ๘
เท่าของดวงอาทิตย์ ก็จะเป่าสาด สูญเสียมวลส่วนใหญ่ ไปจนเมื่อมาถึงขั้นนี้
มวลในแกนที่เหลือ จะมีน้อยกว่า ๑.๔ เท่าของดวงอาทิตย์ จึงประมาณว่า
ดวงดาวที่มีขนาดต่ำกว่า ๘ ถึง ๑๑ เท่าของดวงอาทิตย์ จะมีจบชีวิตลงด้วยการเป็น
ดาวแคระขาว
จากทฤษฎีความสัมพันธ์ระหว่าง มวลและขนาดของดวงดาว
ในสภาวะที่เป็น degenerate เช่นนี้ ยิ่งมีมวลมาก ขนาดก็จะเล็กลง
ดังที่ได้กล่าวมาข้างต้น หากมวลเพิ่มขึ้น แรงยุบยวบตัวก็มากขึ้น
ขนาดของดาวก็จะเล็กลงเรื่อยๆ จนเมื่อดาวมีมวลมากกว่า ๑.๔ เท่าของดวงอาทิตย์
แรงดึงดูดจะทำให้ดาวถล่มตัวลงมา เข้าหาศูนย์กลาง จนไม่มีอะไรเหลือ
ที่เห็นเป็นรัศมีมีค่าเป็นศูนย์ในกราฟข้างล่าง คือดาวจะไม่สามารถคงตัวเป็น
ดาวแคระขาว อยู่ได้อีกแล้ว
|
|
| (ภาพที่ ๖๙) แสดงค่าของมวลของดวงดาว ที่จะอำนวยให้ดาวดำรงความเป็น
ดาวแคระขาว คือมวลที่เหลือจะต้องมีไม่เกิน ๑.๔ เท่าของมวลของดวงอาทิตย์
ดาวจึงจะจบชีวิตด้วยการเป็น ดาวแคระขาว หากมีมวลที่เหลือมากกว่านี้
ชะตาชีวิตของดวงดาว ก็จะกลายเป็นอื่นไป เรียกค่าจำกัดสูงสุดของมวลนี้ว่า
ขีดจำกัดของจันดราเศกขาร์ ภาพโดย ศจ James Schombert |
สำหรับฉบับนี้ ก็ขอจบเพียงเท่านี้ก่อน คราวหน้าจะมาพูดถึงจุดจบของดาวที่มวลมากๆ
ที่ตายแบบดังระเบิด กลายเป็น ดาวนิวตรอน หรือหลุมดำ ขอขอบคุณที่ได้ติดตามอ่านกันมา
และขอให้ทุกท่านมีความสุขในปีใหม่นี้ด้วยค่ะ
แหล่งอ้างอิงทางดาราศาสตร์
จากตำราดาราศาสตร์
Chaisson, E., McMillan, S., (1996) "Astronomy
Today," (New Jersey: Prentice Hall)
Nicolson, I., (1999) "Unfolding Our Universe," (Cambridge,
UK: Cambridge University Press)
Snow, T., Brownsberger, K., "Universe: Origins and Evolution"
(Wadsworth, USA http://universe.colorado.edu/)
จากเว็บไซต์ของสถาบันและองค์กรต่างๆ
โน้ตบรรยายวิชา Astronomy 162: Stars, Galaxies,
and Cosmology: University of Tennessee http://csep10.phys.utk.edu/astr162/lect/index.html
โน้ตบรรยายวิชา Astronomy by Strobel, N., "Astronomy Notes"
: http://www.astronomynotes.com/
โน้ตบรรยายวิชา Astronomy 191 by Stephen J. Shawl http://kuphsx2.phsx.ukans.edu/~shawl/astr191/LecturesForWeb/chapter_18.html
โน้ตบรรยายวิชา Astronomy 122 by James Schombert, U. Oregon
http://zebu.uoregon.edu/~js/ast122/
โน้ตบรรยายวิชา Astronomy 162 University of Tennessee http://csep10.phys.utk.edu/astr162/lect/index.html
โน้ตบรรยายวิชา Astronomy 101 by Terry Herter, Cornell University
http://instruct1.cit.cornell.edu/courses/astro101/astro101.htm
โน้ตบรรยายวิชา Astronomy 162 by Richard W. Pogge http://www-astronomy.mps.ohio-state.edu/~pogge/Ast162
Anglo-Australian Observatory HTTP://WWW.AAO.GOV.AU/images.html
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/
Chandra X-Ray Observatory http://chandra.harvard.edu/
Space Telescope Science Institute(STScI) http://oposite.stsci.edu/pubinfo/pictures.html
ข้ามไปอ่านหน้า [1]
[2] [3]
[4] [5]
[6] [7]
[8] [9]
[10] [11]
|
