ดาวฤกษ์

(Star)

รูปกระจุกดาว Pleiades

Image credit: http://en.wikipedia.org/wiki/Image:Pleiades_large.jpg

ดาวฤกษ์: ความรู้ที่จะทำให้เข้าใจดวงอาทิตย์มากขึ้น

ดาวฤกษ์ (stars)

ดาวฤกษ์เกิดจากการหดตัวของฝุ่นแก๊สระหว่างดวงดาว (interstellar dust) เมื่อกลุ่มแก๊สเหล่านี้หดตัวและสะสมมวลมากพอก็จะเกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวส์ชันกลายเป็นดาวฤกษ์ ดาวฤกษ์อยู่รวมกันเป็นกลุ่มในกาแล็กซี กาแล็กซีทั้งหมดอยู่ในเอกภพ  ดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้โลกมากที่สุดคือ ดวงอาทิตย์ ซึ่งอยู่ห่างเป็นระยะทางประมาณ 150,000,000 กิโลกเมตร นักดาราศาสตร์สามารถคำนวณมวล อายุ ส่วนประกอบของดาวฤกษ์ และสมบัติทางกายภาพอื่น ๆ ได้จาก สเปกตรัม ความส่องสว่าง (luminosity) และการเคลื่อนไหวของดาวฤกษ์นั้น ๆ ในการศึกษาสมบัติทางกายภาพของดาวฤกษ์ข้อมูลที่สำคัญอย่างแรกคือระยะห่างระหว่างดาวดวงนั้นกับดวงอาทิตย์ โดยหน่วยวัดระยะทางทางดาราศาสตร์แบ่งเป็นหน่วยต่าง ๆ ได้ดังนี้

1.    หน่วย AU (Astronomical unit) เหมาะสำหรับดาวฤกษ์ที่อยู่ไม่ไกลมากนัก โดย 1 AU =  1.496 x 10⁸ กิโลเมตร

2.    หน่วยปีแสง (ly) เป็นระยะทางที่แสงเดินทางได้ใน 1 ปี

    1    ปีแสง    =    9.5  x 10¹²     กิโลเมตร

3.    หน่วย parsec (pc) คือระยะทางที่ทำให้ค่ามุม parallax ของดาวดวงนั้นมีค่าเท่ากับ 1 ฟิลิปดา (คำว่า parsec มาจากคำว่า parallax second)

    1    pc    =    206,265 AU    =    3.08 x 10¹³ กิโลเมตร    =    3.26 ปีแสง

รูปแสดงระยะทาง 1 pc (not to scale)

Image credit: http://www12.plala.or.jp/ksp/astronomy/parsec/parsec-300.png

ความสว่าง (brightness) และโชติมาตร (magnitude) ของดาว

นักดาราศาสตร์ได้จำแนกดาวตามความสว่างที่เห็น โดยให้ดาวที่สว่างที่สุด

มีโชติมาตรเป็น 1 (First magnitude) คือ โชติมาตรยิ่งน้อยยิ่งสว่าง

สิ่งที่สังเกตได้ง่ายของดาวฤกษ์คือความสว่างและสี เราสามารถจำแนกดาวตามสเปคตรัมซึ่งเรียกว่า “Draper classification” โดยใช้อักษรในการเรียกชื่อกลุ่ม เริ่มจากกลุ่มที่มีอุณหภูมิสูงไปยังอุณหภูมิต่ำ ได้แก่กลุ่ม O, B, A , F, G, K และ M และต่อมาพบว่าต้องมีการแบ่งกลุ่มละเอียดลงไปอีก จึงได้แบ่งแต่ละกลุ่มออกเป็น 10 กลุ่มย่อย โดยใช้ตัวเลขเพิ่มเข้าไป

รูปที่ 1 แสดงการจำแนกดาวฤกษ์ตามสเปคตรัม

วิวัฒนาการของดาวฤกษ์

1.    ดาวฤกษ์เกิดมาโดยมีมวลไม่เท่ากัน โดยดาวเหล่านี้จะใช้ปฏิกิริยานิวเคลียร์แบบ p-p reaction และดาวเหล่านี้จะอยู่ในระยะ (stage) ของดาวบนแถบกระบวนหลัก (Main sequence)

2.    ดาวฤกษ์จะอยู่บนแถบกระบวนหลัก (Main sequence) เป็นเวลานานเพียงใดขึ้นอยู่กับมวลของดาวดวงนั้นเพราะความสุกสว่าง (Luminosity) ของดาวขึ้นอยู่กับมวลตามความสัมพันธ์

                               L_ê      α    M_ê^3.5                      

ดังนั้น ดาวที่มีมวลมากจะวิวัฒนาการจากแถบกระบวนหลัก (Main sequence) ได้เร็ว

3.    ดาวฤกษ์ที่มีมวลมากจะวิวัฒนาการออกจากแถบกระบวนหลัก (Main sequence) ไปเป็นดาวยักษ์แดง (Red giant)

4.    วิวัฒนาการจากแถบกระบวนหลัก (Main sequence) --> ดาวยักษ์แดง (Red giant) เป็นไปอย่างรวดเร็วทำให้เกิด Hertzsprung gap ขึ้น

5.    วิวัฒนาการของดาวฤกษ์จากแถบกระบวนหลัก (Main sequence) สามารถแยกย่อยออกเป็นระยะ stage ต่างๆ ขึ้นอยู่กับมวลของดาวดวงนั้น

-    เข้าสู่ Subgiant branch of hydrogen shell burning (SGB)

-    เข้าสู่ Red Giant branch (RGB)

-    เข้าสู่ Helium core burning (HB)

-    เข้าสู่ Asymptotic giant branch during hydrogen and helium burning (AGB)

-    และ post-AGB วิวัฒนาการไปเป็น White dwarf (P-AGB)

รูป 13-27 แสดงวิวัฒนาการของดาวฤกษ์

Image credit: Bradley W. Carroll and Dale A. Ostlie, “Modern Astrophysics”, Addeson-Wesley, 1996, page 531

 click เพื่อเข้าสู่ระยะต่าง ๆ ของดาวฤกษ์

Image credit: http://www.daviddarling.info/images/Hertzsprung-Russell_diagram.jpg

อ้างอิง

-    Lecture Note on Astrophysics by Prof. David Ruffolo

-    Lecture Note on Astrophysics by Assoc. Prof. Ruengsak Songsathaporn

-    Bradley W. Carroll and Dale A. Ostlie, “Modern Astrophysics”, Addeson-Wesley, 1996

-    http://www.daviddarling.info/encyclopedia/H/HRdiag.html