ดาวฤกษ์

ดาวฤกษ์

     ดาวฤกษ์ (อังกฤษ: star) คือวัตถุท้องฟ้าที่เป็นก้อนพลาสมาสว่างขนาดใหญ่ที่คงอยู่ได้ด้วยแรงโน้มถ่วง ดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้โลกมากที่สุด คือ ดวงอาทิตย์ ซึ่งเป็นแหล่งพลังงานหลักของโลก เราสามารถมองเห็นดาวฤกษ์อื่น ๆ ได้บนท้องฟ้ายามราตรี หากไม่มีแสงจากดวงอาทิตย์บดบัง ในประวัติศาสตร์ ดาวฤกษ์ที่โดดเด่นที่สุดบนทรงกลมท้องฟ้าจะถูกจัดเข้าด้วยกันเป็นกลุ่มดาว และดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุดจะได้รับการตั้งชื่อโดยเฉพาะ นักดาราศาสตร์ได้จัดทำบัญชีรายชื่อดาวฤกษ์เพิ่มเติมขึ้นมากมาย เพื่อใช้เป็นมาตรฐานในการตั้งชื่อดาวฤกษ์ 

     ตลอดอายุขัยส่วนใหญ่ของดาวฤกษ์ มันจะเปล่งแสงได้เนื่องจากปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์ฟิวชั่นที่แกนของดาว ซึ่งจะปลดปล่อยพลังงานจากภายในของดาว จากนั้นจึงแผ่รังสีออกไปสู่อวกาศ ธาตุเคมีเกือบทั้งหมดซึ่งเกิดขึ้นโดยธรรมชาติและหนักกว่าฮีเลียมมีกำเนิดมาจากดาวฤกษ์ทั้งสิ้น โดยอาจเกิดจากการสังเคราะห์นิวเคลียสของดาวฤกษ์ระหว่างที่ดาวยังมีชีวิตอยู่ หรือเกิดจากการสังเคราะห์นิวเคลียสของซูเปอร์โนวาหลังจากที่ดาวฤกษ์เกิดการระเบิดหลังสิ้นอายุขัย นักดาราศาสตร์สามารถระบุขนาดของมวล อายุ ส่วนประกอบทางเคมี และคุณสมบัติของดาวฤกษ์อีกหลายประการได้จากการสังเกตสเปกตรัมความสว่าง และการเคลื่อนที่ในอวกาศ มวลรวมของดาวฤกษ์เป็นตัวกำหนดหลักในลำดับวิวัฒนาการและชะตากรรมในบั้นปลายของดาว ส่วนคุณสมบัติอื่นของดาวฤกษ์ เช่น เส้นผ่านศูนย์กลาง การหมุน การเคลื่อนที่ และอุณหภูมิ ถูกกำหนดจากประวัติวิวัฒนาการของมัน แผนภาพคู่ลำดับระหว่างอุณหภูมิกับความสว่างของดาวฤกษ์จำนวนมาก ที่รู้จักกันในชื่อ ไดอะแกรมของแฮร์ทสชปรุง-รัสเซลล์ (H-R ไดอะแกรม) ช่วยทำให้สามารถระบุอายุและรูปแบบวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ได้

     ดาวฤกษ์ถือกำเนิดขึ้นจากเมฆโมเลกุลที่ยุบตัวโดยมีไฮโดรเจนเป็นส่วนประกอบหลัก รวมไปถึงฮีเลียม และธาตุอื่นที่หนักกว่าอีกจำนวนหนึ่ง เมื่อแก่นของดาวฤกษ์มีความหนาแน่นมากเพียงพอ ไฮโดรเจนบางส่วนจะถูกเปลี่ยนเป็นฮีเลียมผ่านกระบวนการนิวเคลียร์ฟิวชั่นอย่างต่อเนื่อง ส่วนภายในที่เหลือของดาวฤกษ์จะนำพลังงานออกจากแก่นผ่านทางกระบวนการแผ่รังสีและการพาความร้อนประกอบกัน ความดันภายในของดาวฤกษ์ป้องกันมิให้มันยุบตัวต่อไปจากแรงโน้มถ่วงของมันเอง เมื่อเชื้อเพลิงไฮโดรเจนที่แก่นของดาวหมด ดาวฤกษ์ที่มีมวลอย่างน้อย 0.4 เท่าของดวงอาทิตย์จะพองตัวออกจนกลายเป็นดาวยักษ์แดง ซึ่งในบางกรณี ดาวเหล่านี้จะหลอมธาตุที่หนักกว่าที่แก่นหรือในเปลือกรอบแก่นของดาว จากนั้น ดาวยักษ์แดงจะวิวัฒนาการไปสู่รูปแบบเสื่อม มีการรีไซเคิลบางส่วนของสสารไปสู่สสารระหว่างดาว สสารเหล่านี้จะก่อให้เกิดดาวฤกษ์รุ่นใหม่ซึ่งมีอัตราส่วนของธาตุหนักที่สูงกว่า

     ระบบดาวคู่และระบบดาวหลายดวงประกอบด้วยดาวฤกษ์สองดวงหรือมากกว่านั้นซึ่งยึดเหนี่ยวกันด้วยแรงโน้มถ่วง และส่วนใหญ่มักจะโคจรรอบกันในวงโคจรที่เสถียร เมื่อดาวฤกษ์ในระบบดาวดังกล่าวสองดวงมีวงโคจรใกล้กันมากเกินไป ปฏิกิริยาแรงโน้มถ่วงระหว่างดาวฤกษ์อาจส่งผลกระทบใหญ่หลวงต่อวิวัฒนาการของพวกมันได้ ดาวฤกษ์สามารถรวมตัวกันเป็นส่วนหนึ่งอยู่ในโครงสร้างขนาดใหญ่ที่ยึดเหนี่ยวกันด้วยแรงโน้มถ่วง เช่น กระจุกดาว หรือ ดาราจักร ได้

ประวัติการสังเกต

     ดาวฤกษ์มีความสำคัญอย่างยิ่งต่ออารยธรรมต่าง ๆ ทั่วโลกมานับแต่อดีตกาล โดยเป็นส่วนหนึ่งของพิธีกรรมทางศาสนา เป็นองค์ประกอบสำคัญในศาสตร์ของการเดินเรือ รวมไปถึงการกำหนดทิศทาง นักดาราศาสตร์ยุคโบราณส่วนใหญ่เชื่อว่าดาวฤกษ์อยู่นิ่งกับที่บนทรงกลมสวรรค์ และไม่มีการเปลี่ยนแปลงใด ๆ จากความเชื่อนี้ทำให้นักดาราศาสตร์จัดกลุ่มดาวฤกษ์เข้าด้วยกันเป็นกลุ่มดาวต่าง ๆ และใช้กลุ่มดาวเหล่านี้ในการตรวจติดตามการเคลื่อนที่ของดาวเคราะห์ รวมถึงเส้นทางการเคลื่อนที่ของดวงอาทิตย์ตำแหน่งการเคลื่อนที่ของดวงอาทิตย์เมื่อเทียบกับกลุ่มดาวฤกษ์ที่อยู่เบื้องหลัง (และเส้นขอบฟ้า) นำมาใช้ในการกำหนดปฏิทินสุริยคติ ซึ่งสามารถใช้เพื่อกำหนดกิจวัตรในทางการเกษตรได้ ปฏิทินเกรกอเรียน ซึ่งใช้กันอยู่แพร่หลายในโลกปัจจุบัน จัดเป็นปฏิทินสุริยคติที่ตั้งอยู่บนพื้นฐานของมุมของแกนหมุนของโลกโดยเทียบกับดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้ที่สุด คือ ดวงอาทิตย์

     แผนที่ดาวอันแม่นยำที่เก่าแก่ที่สุด ปรากฏขึ้นในสมัยอียิปต์โบราณ เมื่อราว 1,534 ปีก่อนคริสตกาล  นักดาราศาสตร์บาบิโลน แห่งเมโสโปเตเมียได้รวบรวมบัญชีรายชื่อดาวฤกษ์ที่เก่าแก่ที่สุดที่เคยรู้จักขึ้นในช่วงปลายคริสต์สหัสวรรษที่ 2 ก่อนคริสตกาล ระหว่างสมัยคัสไซท์ (ประมาณ 1531-1155 ปีก่อนคริสตกาล) แผนที่ดาวฉบับแรกในดาราศาสตร์กรีกสร้างขึ้นโดยอริสทิลลัส เมื่อราว 300 ปีก่อนคริสตกาล ด้วยความช่วยเหลือของทิโมชาริส แผนที่ดาวของฮิปปาร์คัส (2 ศตวรรษก่อนคริสตกาล) ปรากฏดาวฤกษ์ 1,020 ดวง และใช้เพื่อรวบรวมแผนที่ดาวของปโตเลมี ฮิปปาร์คัสเป็นที่รู้จักกันว่าเป็นผู้ค้นพบโนวา (ดาวใหม่) คนแรกเท่าที่เคยมีการบันทึก ชื่อของกลุ่มดาวและดาวฤกษ์ที่ใช้กันอยู่ในปัจจุบันนี้โดยมากแล้วสืบมาจากดาราศาสตร์กรีก

     ถึงแม้จะมีความเชื่อเก่าแก่อยู่ว่าสรวงสวรรค์นั้นไม่เปลี่ยนแปลง ทว่านักดาราศาสตร์ชาวจีนกลับพบว่ามีดวงดาวใหม่ปรากฏขึ้นได้ในปี ค.ศ. 185 ชาวจีนเป็นพวกแรกที่สังเกตการณ์และบันทึกเกี่ยวกับซูเปอร์โนวา ซึ่งเป็นที่รู้จักกันว่า SN 185 เหตุการณ์ของดวงดาวที่สว่างที่สุดเท่าที่เคยบันทึกในประวัติศาสตร์ คือ ซูเปอร์โนวา SN 1006 ซึ่งเกิดขึ้นในปี ค.ศ. 1006 สังเกตพบโดยนักดาราศาสตร์ชาวอียิปต์ อาลี อิบนุ ริดวาน และนักดาราศาสตร์ชาวจีนอีกหลายคน ซูเปอร์โนวา SN 1054 ซึ่งเป็นต้นกำเนิดของเนบิวลาปู ถูกสังเกตพบโดยนักดาราศาสตร์ชาวจีนและชาวอิสลาม

     นักดาราศาสตร์ชาวอิสลามในยุคกลางได้ตั้งชื่อภาษาอารบิกให้แก่ดาวฤกษ์หลายดวง และยังคงมีการใช้ชื่อเหล่านั้นอยู่จนถึงปัจจุบัน พวกเขายังคิดค้นเครื่องมือวัดทางดาราศาสตร์มากมายซึ่งสามารถคำนวณตำแหน่งของดวงดาวได้ พวกเขายังได้ก่อตั้งสถาบันวิจัยหอดูดาวขนาดใหญ่แห่งแรก โดยมีวัตถุประสงค์หลักในการจัดทำแผนที่ดาว ซิจ  ในหมู่นักดาราศาสตร์เหล่านี้ ตำราดาวฤกษ์ (Book of Fixed Stars; ค.ศ. 964) ถูกเขียนขึ้นโดยนักดาราศาสตร์ชาวเปอร์เซีย อับดุลราฮ์มาน อัล-ซูฟี ผู้ซึ่งสามารถค้นพบดาวฤกษ์ รวมทั้งกระจุกดาว (รวมทั้ง กระจุกดาวโอมิครอน เวโลรัม และกระจุกดาวบรอกคี) และดาราจักร (รวมทั้ง ดาราจักรแอนโดรเมดา) เป็นจำนวนมาก ในคริสต์ศตวรรษที่ 11 นักวิชาการผู้รู้รอบด้านชาวเปอร์เซีย อาบู รายัน อัล-บิรูนิ (Abū Rayhān al-Bīrūnī) ได้พรรณนาลักษณะของดาราจักรทางช้างเผือกว่าประกอบด้วยชิ้นส่วนดาวฤกษ์ซึ่งมีคุณสมบัติเหมือนเมฆจำนวนมาก และยังระบุละติจูดของดาวฤกษ์หลายดวงได้ในระหว่างปรากฏการณ์จันทรุปราคาในปี ค.ศ. 1019 นักดาราศาสตร์ชาวอันดะลุส อิบันบาจจาห์ เสนอว่าทางช้างเผือกประกอบขึ้นจากดาวฤกษ์จำนวนมากจนดาวดวงหนึ่งเกือบจะสัมผัสกับดาวอีกดวงหนึ่ง และปรากฏให้เห็นเป็นภาพต่อเนื่องกันด้วยผลของการหักเหจากสารที่อยู่เหนือโลก เขาอ้างอิงจากหลักฐานการสังเกตจากปรากฏการณ์ดาวล้อมเดือนของดาวพฤหัสบดีและดาวอังคาร เมื่อราวฮ.ศ. 500 (ค.ศ. 1106/1107)

     นักดาราศาสตร์ยุโรปในยุคต้น ๆ อาทิ ไทโค บราเฮ ได้ค้นพบดาวฤกษ์ใหม่ปรากฏบนท้องฟ้ากลางคืน (ต่อมาเรียกชื่อว่า โนวา) และเสนอว่า แท้จริงแล้วสรวงสวรรค์ไม่ใช่เปลี่ยนแปลงมิได้ ปี ค.ศ. 1584 จิออร์ดาโน บรูโน เสนอแนวคิดว่าดาวฤกษ์ต่าง ๆ ก็เป็นเหมือนดวงอาทิตย์ดวงอื่น ๆ และอาจมีดาวเคราะห์ของมันเองโคจรอยู่รอบ ๆ ซึ่งดาวเคราะห์บางดวงอาจมีลักษณะเหมือนโลกก็เป็นได้[23] แนวคิดทำนองนี้เคยมีการนำเสนอมาก่อนแล้วตั้งแต่สมัยกรีกโบราณโดยนักปรัชญาบางคนเช่น ดีโมครีตุสและเอพิคุรุส เช่นเดียวกับนักจักรวาลวิทยาชาวอิสลามในยุคกลาง อย่างเช่น ฟาคีร์ อัลดิน อัลราซี เมื่อล่วงมาถึงศตวรรษต่อมา แนวคิดที่ว่าดาวฤกษ์เป็นเหมือนกับดวงอาทิตย์ที่อยู่ห่างไกลออกไป ได้เป็นที่ยอมรับในหมู่นักดาราศาสตร์ ไอแซก นิวตัน เสนอแนวคิดเพื่ออธิบายว่าเหตุใดดาวฤกษ์จึงไม่มีแรงดึงดูดผูกพันกับระบบสุริยะ เขาคิดว่าดาวฤกษ์แต่ละดวงกระจัดกระจายกันอยู่ในระยะห่างเท่า ๆ กัน ซึ่งได้รับการสนับสนุนจากนักเทววิทยา ริชาร์ด เบนท์ลีย์

     นักดาราศาสตร์ชาวอิตาลี เจมิเนียโน มอนทานารี ได้บันทึกผลสังเกตการเปลี่ยนแปลงความส่องสว่างของดาวอัลกอลในปี ค.ศ. 1667 เอ็ดมันด์ ฮัลเลย์ ตีพิมพ์ผลการวัดความเร็วแนวเล็งของดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้เคียงกันคู่หนึ่ง เพื่อแสดงให้เห็นว่ามีการเปลี่ยนแปลงตำแหน่งของดาวนับจากช่วงเวลาที่ทอเลมีกับฮิปปาร์คัส นักดาราศาสตร์กรีกโบราณ เคยบันทึกเอาไว้ การวัดระยะทางระหว่างดาวโดยตรงครั้งแรกทำโดย ฟรีดดริค เบสเซล ในปี ค.ศ. 1838 โดยใช้วิธีพารัลแลกซ์กับดาว 61 Cygni ซึ่งอยู่ห่างไป 11.4 ปีแสง การตรวจวัดด้วยวิธีพารัลแลกซ์นี้ช่วยให้มนุษย์ทราบระยะทางอันกว้างใหญ่ระหว่างดวงดาวต่าง ๆ บนสรวงสวรรค์

     วิลเลียม เฮอร์เชล เป็นนักดาราศาสตร์คนแรกที่พยายามตรวจหาการกระจายตัวของดาวฤกษ์บนท้องฟ้า ระหว่างคริสต์ทศวรรษ 1780 เขาได้ทำการตรวจวัดดวงดาวในทิศทางต่าง ๆ มากกว่า 600 แบบ และนับจำนวนดาวฤกษ์ที่มองเห็นในแต่ละทิศทางนั้น ด้วยวิธีนี้เขาพบว่า จำนวนของดาวฤกษ์เพิ่มขึ้นอย่างสม่ำเสมอไปทางด้านหนึ่งของท้องฟ้า คือในทิศทางที่มุ่งเข้าสู่ใจกลางของทางช้างเผือก จอห์น เฮอร์เชล บุตรชายของเขาได้ทำการศึกษาซ้ำเช่นนี้อีกครั้งในเขตซีกโลกใต้ และพบผลลัพธ์ที่เป็นไปในทิศทางเดียวกัน นอกเหนือจากผลสำเร็จด้านอื่น ๆ แล้ว วิลเลียม เฮอร์เชลได้รับยกย่องจากผลสังเกตของเขาครั้งนี้ว่า มีดาวฤกษ์บางดวงไม่ได้อยู่บนแนวเส้นสังเกตอันเดียวกัน แต่มีดาวอื่นใกล้เคียงซึ่งเป็นระบบดาวคู่

     ศาสตร์การศึกษาสเปกโทรสโกปีของดาวฤกษ์เริ่มบุกเบิกโดย โจเซฟ ฟอน ฟรอนโฮเฟอร์ และแองเจโล เซคคี โดยการเปรียบเทียบสเปกตรัมของดาวฤกษ์เช่น เปรียบดาวซิริอุสกับดวงอาทิตย์ พวกเขาพบว่ากำลังและจำนวนของเส้นดูดกลืนสเปกตรัมของดาวมีความแตกต่างกัน คือส่วนของแถบมืดในสเปกตรัมดาวฤกษ์ที่เกิดจากการดูดกลืนคลื่นความถี่เฉพาะอันเป็นผลจากบรรยากาศ ปี ค.ศ. 1865 เซคคีเริ่มต้นจัดประเภทของดาวฤกษ์ตามลักษณะสเปกตรัมของมันอย่างไรก็ดี รูปแบบการจัดประเภทดาวฤกษ์ดังที่ใช้กันอยู่ในยุคปัจจุบันได้พัฒนาขึ้นโดย แอนนี เจ. แคนนอน ในระหว่างคริสต์ทศวรรษ 1900

     การเฝ้าสังเกตดาวคู่เริ่มมีความสำคัญมากยิ่งขึ้นในช่วงคริสต์ศตวรรษที่ 19 ในปี ค.ศ. 1834 ฟรีดดริค เบสเซล ได้เฝ้าสังเกตการเปลี่ยนแปลงความเร็วแนวเล็งของดาวซิริอุส และสรุปว่ามันมีดาวคู่ที่ซ่อนตัวอยู่เอ็ดเวิร์ด พิคเคอริ่งค้นพบการแยกสีของดาวคู่เป็นครั้งแรกในปี ค.ศ. 1899 ขณะที่กำลังสังเกตการกระจายแสงตามรอบเวลาของดาวมิซาร์ซึ่งมีช่วงเวลา 104 วัน รายละเอียดการเฝ้าสังเกตระบบดาวคู่อื่น ๆ ก็เพิ่มขึ้นเรื่อย ๆ โดยนักดาราศาสตร์หลายคน เช่น วิลเลียม สตรูฟ และ เอส. ดับเบิลยู เบิร์นแฮม และทำให้สามารถคำนวณมวลของดาวฤกษ์ได้จากองค์ประกอบวงโคจรของมัน ความสำเร็จแรกในการคำนวณวงโคจรของระบบดาวคู่จากการสังเกตการณ์ทางกล้องโทรทรรศน์ทำได้โดย เฟลิกซ์ ซาวารี ในปี ค.ศ. 1827

     การศึกษาดาวฤกษ์มีความก้าวหน้าขึ้นอย่างมากตลอดช่วงคริสต์ศตวรรษที่ 20 ภาพถ่ายกลายเป็นเครื่องมือสำคัญที่มีค่ายิ่งสำหรับการศึกษาทางดาราศาสตร์ คาร์ล สวาซชิลด์ค้นพบว่า สีของดาวฤกษ์ซึ่งหมายถึงอุณหภูมิของมันนั้น สามารถตรวจสอบได้โดยการเปรียบเทียบค่าความส่องสว่างปรากฏกับความสว่างในภาพถ่าย มีการพัฒนาโฟโตมิเตอร์แบบโฟโตอิเล็กทริกซึ่งช่วยให้การตรวจวัดความสว่างที่ความยาวคลื่นหลาย ๆ ช่วงทำได้แม่นยำยิ่งขึ้น ปี ค.ศ. 1921 อัลเบิร์ต เอ. มิเชลสัน ได้ทำการตรวจวัดเส้นผ่านศูนย์กลางของดาวฤกษ์ได้เป็นครั้งแรกโดยใช้อินเตอร์เฟอโรมิเตอร์ของกล้องโทรทรรศน์ฮุกเกอร์

     ผลงานที่สำคัญในการศึกษาลักษณะทางกายภาพของดาวฤกษ์เกิดขึ้นในช่วงทศวรรษแรก ๆ ของคริสต์ศตวรรษที่ 20 ในปี ค.ศ. 1913 ได้มีการพัฒนาไดอะแกรมของเฮิร์ตสปรัง-รัสเซลล์ ซึ่งช่วยกระตุ้นการศึกษาด้านฟิสิกส์ดาราศาสตร์ของดาวฤกษ์มากยิ่งขึ้น แบบจำลองเกี่ยวกับโครงสร้างภายในของดาวฤกษ์และวิวัฒนาการของดาวก็ได้รับการพัฒนาขึ้นจนสำเร็จ รวมไปถึงการพยายามอธิบายสเปกตรัมของดาวซึ่งสามารถทำได้โดยความก้าวหน้าอย่างยิ่งของควอนตัมฟิสิกส์ ทั้งหมดนี้นำไปสู่การอธิบายองค์ประกอบทางเคมีของชั้นบรรยากาศของดาวฤกษ์อีกด้วย

     นอกเหนือจากซูเปอร์โนวาแล้ว ได้มีการเฝ้าสังเกตดาวฤกษ์เดี่ยวจำนวนมากในดาราจักรต่าง ๆ ที่อยู่ในกลุ่มท้องถิ่นของทางช้างเผือก โดยเฉพาะอย่างยิ่งการเฝ้าสังเกตทางช้างเผือกในส่วนที่สามารถมองเห็นได้ แต่ยังมีดาวฤกษ์ที่เฝ้าสังเกตบางดวงอยู่ในดาราจักร M100 ในกระจุกดาราจักรหญิงสาว ซึ่งอยู่ห่างจากโลกไปราว 100 ล้านปีแสงเราสามารถที่จะมองเห็นกระจุกดาวภายในกระจุกดาราจักรยวดยิ่งท้องถิ่น กล้องโทรทรรศน์ในยุคปัจจุบันโดยทั่วไปสามารถใช้สังเกตดาวฤกษ์เดี่ยวจาง ๆ ในกระจุกดาราจักรท้องถิ่นได้ ดาวฤกษ์ที่อยู่ไกลที่สุดที่เคยเฝ้าสังเกตอยู่ไกลออกไปนับหลายร้อยล้านปีแสง อย่างไรก็ดี ยังไม่เคยมีการเฝ้าสังเกตดาวฤกษ์เดี่ยวหรือกระจุกดาวอื่นใดที่อยู่พ้นจากกระจุกดาราจักรยวดยิ่งของเราออกไปเลย นอกจากภาพถ่ายจาง ๆ ภาพเดียวที่แสดงถึงกระจุกดาวขนาดใหญ่อันประกอบด้วยดาวฤกษ์หลายแสนดวง อยู่ห่างออกไปมากกว่าหนึ่งพันล้านปีแสง ซึ่งไกลเป็นสิบเท่าของระยะห่างของกระจุกดาวไกลที่สุดที่เคยมีการสังเกตการณ์มา

วิวัฒนาการดาวกฤษ์  

     ขั้นแรกของการเกิดดาวฤกษ์ คือ แรงโน้มถ่วงของเมฆฝุ่น และกลุ่มแก๊สขนาดใหญ่ที่เรียกว่า “เนบิวลา” ได้หดยุบตัวลง ขณะที่ยุบตัวลงเป็นก้อนกลม โมเลกุลของแก๊สเข้าใกล้กันมากขึ้น เคลื่อนตัวด้วยความเร็วสูง ความกดดันเพิ่มขึ้น ทำให้แก๊ส และฝุ่นร้อนขึ้น อุณหภูมิของแก๊สที่ใจกลางสูงขึ้นเรื่อยๆ เพราะแรงโน้มถ่วงดึงให้ยุบตัวต่อไปอีก ก้อนแก๊สกลายเป็นดาวที่ยังไม่คลอด หรือที่เรียกว่า “Protostar” จนกระทั่งอุณหภูมิสูงขึ้นเป็น  15 ล้านองศาเซียลเซียส จึงเกิดปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์ได้พลังงานมหาศาลออกมา เป็นการสร้างพลังงานของดาวฤกษ์ ทำให้ดาวเปล่งแสงคลอดออกมาเป็นดาวฤกษ์เกิดใหม่ ปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์ดังกล่าว เกิดขึ้นเฉพาะเมื่อดาวมีมวลสารมากพอที่จะทำให้ใจกลางมีอุณหภูมิสูงถึง  15 ล้านองศาเซียลเซียส หากเนื้อสารน้อยกว่า 1 ใน 20 ของดวงอาทิตย์ ก้อแก๊สจะร้อนขึ้นแต่อุณหภูมิภายในไม่สูงพอจะเกิดปฏิกิริยาได้ ดังนั้น จึงส่องแสงเป็นดาวฤกษ์อย่างสมบูรณ์ไม่ได้ แต่จะกลายเป็น ดาวแคระสีน้ำตาล

     เมื่อเกิดเป็นดาวฤกษ์ขึ้นมาแล้วจะมีฝุ่น และแก๊สที่เหลือล้อมรอบดาวดวงนี้ ฝุ่นและแก๊สเหล่านี้อาจรวมตัวกันเป็นดาวเคราะห์หรือดาวแคระน้ำตาล และในที่สุดแรงของการแผ่รังสีของดาวฤกษ์ที่ร้อนแรงจะผลักดันแก๊สและฝุ่นที่หลงเหลือให้กระจายออกสู่อวกาศ

ตั้งแต่เริ่มกำเนิดจนถึงวาระสุดท้าย ดาวฤกษ์ผ่านกระบวนการที่เรียกว่า วิวัฒนาการเกี่ยวกับดาว ดาวฤกษ์มีวิวัฒนาการอย่างไร ขึ้นอยู่กับมันมีมวลมากแค่ไหน ดาวฤกษ์ที่มีขนาดเล็กกว่าจะมีแสงมากกว่า ส่องแสงนานกว่าดาวฤกษ์ที่มีขนาดใหญ่กว่า หนักกว่า ดาวฤกษ์ที่มีขนาดเล็ก เช่น ดวงอาทิตย์ส่องแสงได้เป็นเวลา 10,000 ล้านปี อย่างไรก็ตาม “จุดจบของดาวฤกษ์จะช้าหรือเร็ว ขึ้นอยู่กับมวลสารของดาวฤกษ์นั้น”

     จากข้อความข้างต้น หลายคนอาจจะยัง งงๆ อยู่ เอาเป็นว่า ดาวฤกษ์ทุกดวงเกิดขึ้นมาจากการยุบตัวลงของเนบิวลา จะทำให้บริเวณใจกลางมีอุณหภูมิที่สูงมากพอที่จะเกิดปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์ ซึ่งเป็นการสร้างพลังงานของดาวฤกษ์

จุดจบของดาวฤกษ์

     ดาวฤกษ์ไม่อาจดำรงอยู่ได้ชั่วนิรันดร์เช่นเดียวกับมนุษย์ที่มีการเกิด แก่ เจ็บ ตาย จะมีข้อแตกต่างก็เพียงแต่ดาวฤกษ์นั้นมีชีวิตที่ลิขิตตายตัวไว้แล้วตั้งแต่กำเนิด เมื่อถึงวันหนึ่งที่แก๊สไฮโดรเจนที่แกนกลางอันเป็นแหล่งพลังงานหลักของดาวฤกษ์มาโดยตลอดหมดลง ดาวฤกษ์ก็จะต้องพบกับการเปลี่ยนแปลงครั้งใหญ่อีกระลอกหนึ่ง ธรรมชาติจะพยายามทุกวิธีทางในการตอบสนองการเปลี่ยนแปลงที่เข้ามาอย่างต่อเนื่องเพื่อช่วงชิงความสมดุลย์ภายในกลับมา แต่ในที่สุดแล้วการเปลี่ยนแปลงจะนำไปสู่การสิ้นอายุขัยที่หลีกหลี่ยงไม่ได้

ในดาวฤกษ์ทุกดวง จะมีความสมดุลกันระหว่างแรงโน้มถ่วงที่พยายามทำให้ดาวแตกสลายและยุบตัวลงเข้าสู่ใจกลางของตัวเอง กับผลของความร้อนที่พยายามจะทำให้มันแยกเป็นเสี่ยงๆ ความสมดุลนี้จะอยู่ได้นานตราบเท่าที่มีไฮโดรเจนเหลืออยู่ เมื่อขาดเชื้อเพลิงความสมดุลจะหมดไปและดาวก็จะเริ่มดับลง แรงโน้มถ่วงจะเริ่มมีพลังเหนือ ผลของความร้อนและดวงดาวก็จะเริ่มแตกสลาย อย่างไรก็ตามไม่ใช่ว่าดาวฤกษ์ทุกดวงจะมีจุดจบเช่นนี้ อนาคตของมันขึ้นอยู่กับมวล ซึงก็คือปริมาณสสารในตัวของมันนั่นเอง

• การสิ้นอายุขัยของดาวฤกษ์มวลน้อย ดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อย จะมีขนาดเล็ก เช่น ดวงอาทิตย์ มีแสงสว่างไม่มากจะใช้เชื้อเพลิงในอัตราที่น้อย จึงมีช่วงชีวิตยาว จะถึงจุดจบเมื่อเชื้อเพลิงของมันหมดลง ก่อนอื่นมันจะพ่นควันไฟออกมาจนกลายเป็น ดาวยักษ์สีแดง (Red Giant) จากนั้นก็กลืนดาวพุธและดาวศุกร์เข้าไปแล้วระเบิดส่วนเปลือกนอกออกสู่อวกาศแล้วยุบตัวลงเป็นวัตถุขนาดเล็กที่เรียกว่า ดาวแคระขาว (White Dwarf) เต็มไปด้วยธาตุคาร์บอนและมีเนบิวลาดาวเคราะห์ (Planetary Nebula) ซึ่งเป็นซากของส่วนที่เคยเป็นพื้นผิวดาวห้อมล้อมอยู่ ดาวแคระขาวมีขนาดไม่ใหญ่ไปกว่าโลกของเรา และในที่สุดสีของมันจะจางลงและกลายเป็น ดาวแคระดำ (Black Dwarf) ในที่สุด
• การสิ้นอายุขัยของดาวฤกษ์มวลปานกลาง ดาวฤกษ์ระดับปานกลาง (มวลมากกว่า 2 เท่า แต่น้อยกว่า 8 เท่าของมวลดวงอาทิตย์) จะมีจุดจบในลักษณะเดียวกับมวลน้อย คือ จบชีวิตลงอย่างสงบและกลายเป็นดาวแคระขาวที่ห้อมล้อมไปด้วยเนบิวลาดาวเคราะห์ สิ่งที่แตกต่างเป็นเพียงผลเนื่องมาจากมวลที่มากกว่าเท่านั้น กล่าวคือ (1) กิจกรรมในทุกช่วงของชีวิตและทุกขั้นตอนของการสิ้นอายุขัยจะดำเนินไปอย่างรวดเร็วกว่าดาวมวลน้อยอย่างมาก และ (2) มวลที่มากขึ้นส่งผลให้ความร้อนและความดันที่แกนกลางมากขึ้นไปด้วย ดาวฤกษ์มวลปานกลางจึงมีมวลพอที่จะกดดันให้แกนกลางมีอุณหภูมิ 600 ล้านเคลวิน เพียงพอสำหรับจุดฟิวชันหลอมรวมคาร์บอนให้เป็นออกซิเจนและนีออนได้ ดาวแระขาวที่เกิดจากดาวมวลปานกลาง จึงเป็นดาวแคระขาวที่เต็มไปด้วยธาตุออกซิเจน ซึ่งต่อมาก็คือแก๊สออกซิเจนที่เราใช้หายใจนั่นเอง
• การสิ้นอายุขัยของดาวฤกษ์มวลมาก ดาวฤกษ์ที่มีขนาดใหญ่ มีมวลมาก สว่างมาก จะใช้เชื้อเพลิงอย่างสิ้นเปลืองในอัตราที่สูงมาก จึงมีช่วงชีวิตที่สั้นกว่า ดาวฤกษ์ที่มีขนาดใหญ่กว่าจะขยายตัวกลายเป็นดาวยักษ์สีแดง เมื่อเชื้อเพลิงหมดใจกลางของมันจะยุบลงส่วนเปลือกนอกจะระเบิดออกกลายเป็น ซุปเปอร์โนวา (Supernova) ซึ่งจะปล่อยพลังงานอย่างมากมายมหาศาล แสงสว่างจากการระเบิดจะพอๆกับกาแล็กซี ตรงใจกลางของมันจะเกิดวัตถุที่มีความหนาแน่น และมืด แรงโน้มถ่วงจะทำให้ดาวยุบตัวลงกลายเป็น ดาวนิวตรอน (Neutron star) หรือบริเวณแปลกประหลาดที่เรียกว่า หลุมดำ (black hole) ซึ่งมีแรงโน้มถ่วงมหาศาล ขนาดที่แสงยังไม่อาจเล็ดลอดออกไปได้ ขณะที่เกิดหลุมดำก็จะมีแรงสะท้อนที่ทำให้ส่วนภายนอกของดาวระเบิดเกิดธาตุหนักต่างๆ เช่น ยูเรเนียม ทองคำ ซึ่งถูกสาดกระจายออกสู่อวกาศกลายเป็น ส่วนประกอบของเนบิวลารุ่นใหม่ และเป็นต้นกำเนิดของดาวฤกษ์รุ่นต่อไป

            

วิวัฒนาการของดวงอาทิตย์

     ดวงอาทิตย์ก็มีลักษณะคล้ายกับดาวฤกษ์ดวงอื่นๆ ที่เกิดขึ้นมาจากการหดตัวของเมฆหมอก ของแก๊สธุลี หรือเนบิวลา อนุภาคตรงบริเวณขอบด้านนอกของกลุ่มหมอกไฟ เริ่มเคลื่อนตัวเข้าสู่ศูนย์กลาง โดยแรงโน้มถ่วงช่วยดึงดูดเอาอะตอมสู่ภายในมากขึ้นๆ เป็นเวลาประมาณ 10 ล้านปี เมฆหมอกของแก๊สเริ่มหนาแน่น และร้อนขึ้นแล้วเกิดการเปลี่ยนแปลงที่สำคัญขึ้นที่แกนกลาง เนื่องด้วยแรงโน้มถ่วง ความดันที่เพิ่มสูงขึ้นจะทำให้อุณหภูมิของแก๊สสูงขึ้น สูงกว่าที่ขอบนอก เมื่ออุณหภูมิที่แกนกลางสูงมากขึ้นเป็นหลายแสนองศาเซลเซียส เรียกช่วงนี้ว่า “ดาวฤกษ์ก่อนเกิด (Protostar)” เมื่อแรงโน้มถ่วงดึงให้แก๊สยุบตัวลงไปอีก ความดัน ณ แกนกลางจะสูงขึ้นจนบังคับให้นิวเคลียสของอะตอมเกิดการหลอมตัวขึ้นด้วยวิธีการที่เรียกว่า “การหลอมนิวเคลียส” ปลดปล่อยพลังงานจำนวนมหาศาล อุณหภูมิสูงถึง 15 ล้านเคลวิน ซึ่งเป็นอุณหภูมิสูงมากพอที่จะเกิด “ปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์ (thermonuclear reaction)” ที่อุณหภูมินี้ นิวเคลียสของแก๊สไฮโดรเจนจะหลอมรวมกันเป็นนิวเคลียสฮีเลียม ซึ่งเรียกว่า “ปฏิกิริยาฟิวชัน” เมื่อเกิดความสมดุลระหว่างแรงโน้มถ่วงกับแรงดันของแก๊สร้อน ทำให้ดวงอาทิตย์เป็นดวงฤกษ์ที่สมบูรณ์

ดวงอาทิตย์จัดว่าเป็นดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยถึงมวลปานกลาง ฉะนั้น อีกประมาณห้าพันล้านปีต่อจากนี้ ดวงอาทิตย์จะหลอมไฮโดรเจนไปเป็นฮีเลียมอย่างมาก เพื่อรักษาอุณหภูมิไว้ ไฟภายในดวงอาทิตย์ต้องเผาเชื้อเพลิงมากขึ้น ทำให้ดวงอาทิตย์มีขนาดใหญ่ขึ้นและส่องสว่างมากขึ้น ขณะนี้ดวงอาทิตย์ผ่านช่วงชีวิตไปแล้วครั้งหนึ่ง และจะคงส่องแสงต่อไปโดยไม่เปลี่ยนแปลงอีกเป็นเวลาห้าพันล้านปี เมื่อไฮโดรเจนทั้งหมดหลอมรวมกันกลายเป็นฮีเลียมหมด ดวงอาทิตย์จะเข้าสู่วัยชรา เริ่มด้วยการเปลี่ยนแปลงบางอย่างที่รวดเร็ว ขณะที่แก่นกลางเริ่มเสื่อมสลาย ดวงอาทิตย์จะขยายตัวเป็น 100 เท่าของขนาดปัจจุบัน เมื่อผิวด้านนอกขยายตัว อุณหภูมิผิวจะลดลง สีจะเปลี่ยนจากสีเหลืองเป็นสีแดง ดวงอาทิตย์จึงกลายเป็นดาวฤกษ์ที่มีขนาดใหญ่มาก เรียกว่า “ดาวยักษ์แดง (red giant)” ทีมีการกลืนดาวพุธ และดาวศุกร์เอาไว้ เป็นช่วงที่พลังงานถูกปล่อยออกจากดวงอาทิตย์ในอัตราที่สูงมาก จะทำลายสิ่งมีชีวิตทุกชนิดบนโลก ดวงอาทิตย์จะมีชีวิตเป็นดาวยักษ์แดงค่อนข้างสั้น

ที่แกนกลางของดวงอาทิตย์ซึ่งอยู่ในสภาพของดาวยักษ์แดง ในช่วงท้ายของชีวิตจะไม่เกิดปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์อีกต่อไป เพราะอุณหภูมิภายในไม่สูงพอ ความดันจึงลดลง ในเวลาต่อมาแรงโน้มถ่วงจะทำให้แกนกลางของดาวยักษ์แดงยุบตัวลงกลายเป็น “ดาวแคระขาว (white dwarf)” ที่มีขนาดเพียง 1 ใน 100 ของดวงอาทิตย์ในปัจจุบัน ในขณะที่แก่นกลางการยุบตัวมวลของผิวดาวแคระขาวรอบนอกไม่ได้ยุบเข้ามารวมด้วย จึงมีชั้นของแก๊สหุ้มอยู่โดยรอบ เกิดเป็น “เนบิวลาดาวเคราะห์ (planetary nebula) ซึ่งจริงๆแล้วไม่ได้มีความเกี่ยวข้องกับดาวเคราะห์เลย เพียงแต่เมื่อมองด้วยกล้องขนาดเล็กจะเห็นเป็นวงกลมๆ คล้ายกับดาวเคราะห์ดวงหนึ่งเท่านั้น เนบิวลาดาวเคราะห์จะเรืองแสงอยู่ในระยะแรก แต่ต่อมาจะเย็นตัวลง เมื่อขยายออกไปเรื่อยๆและจางหายไปในห้วงอวกาศในที่สุด

     ดวงอาทิตย์ในสภาพของดาวแคระขาวจะส่องสว่างไปได้อีกนานนับล้านปี โดยผลิตพลังงานจากปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์ หลอมรวมกับนิวเคลียสของฮีเลียมอีกครั้งที่แก่นกลาง ซึ่งอุณหภูมิจะสูงขึ้น เนื่องจากการยุบตัวลงจากแรงโน้มถ่วง และจากปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์หลอมรวมนิวเคลียสธาตุไฮโดรเจนที่เกิดในชั้นรอบแก่นของดาวแคระขาว จะทำให้ดาวแคระขาวมีความสว่างน้อยลงเป็นลำดับ เพราะอุณหภูมิภายในเริ่มลดลงจนไม่เกิดปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์ ในที่สุดก็หยุส่องแสงสว่างกลายเป็น “ดาวแคระดำ (black dwarf)” ซึ่งเป็นก้อนมวลสารที่ไร้ชีวิต

ดาวแคระขาว (White Dwarf)

     

บุคคลแรกที่สามารถไขความลับเรื่อการยุบตัวของดวงดาว คือ นักวิทยาศาสตร์ชาวอินเดีย ดร. สุบามายันต์   จันทรสิกขาร์ (Dr. Subrahmanyan   Chandrasekhar) จันทรสิกขาร์ พบว่า ในดาวฤกษ์ที่มีเชื้อเพลิงน้อยกว่า 1.4 เท่า ของมวลดวงอาทิตย์ (โดยประมาณ) เมื่อเผ่าไหม้เชื้อเพลิงนิวเคลียร์จนหมดแล้วจะเกิดการยุบตัวลง เป็นวัตถุท้องฟ้า ที่เรียกว่า “ดาวแคระขาว”

ดาวแคระขาว คือ ซากของส่วนที่เคยเป็นแกนกลางของดาวฤกษ์ที่มีมวลเริ่มต้นน้อยกว่า 1.4 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ จึงประกอบด้วยธาตุคาร์บอนหรือออกซิเจนเป็นส่วนใหญ่ ดาวแคระขาวมีขนาดเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 10,000 กิโลเมตร ซึ่งไม่ต่างจากโลกของเรามากนัก แต่ก็มีมวลมากได้ถึง 1.4 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ (พึงระลึกว่าดวงอาทิตย์มีเส้นผ่านศูนย์กลางมากกว่าโลก 109 เท่า) ทำให้ดาวแคระขาวมีความหนาแน่นสูงถึง 100 – 1,000 กิโลกรัม /ลูกบาศก์เซนติเมตร เป็นดาวที่หนาวเย็น และมีขนาดเล็ก (ประมาณโลกของเรา)

จากการคำนวณโดยอาศัยกลศาสตร์ควอนตัม (Quantum mechanics) พบว่า ในขณะที่ดาวยุบตัวเนื่องจากแรงโน้มถ่วง อะตอมของธาตุต่างๆจะถูกอัดให้ใกล้กันมากจนอิเล็กตรอนของแต่ละอะตอมมาอยู่ใกล้กัน ปัญหามีอยู่ว่าอิเล็กตรอนนั้นมีนิสัยประหลาดอยู่อย่างหนึ่ง คือ มันไม่ชอบอยู่ใกล้กัน เมื่อมันถูกจับให้มาอยู่ใกล้กันจนเกินไป มันจะผลักกันทำให้เกิดแรงดันขึ้น ซึ่งเรียกว่า Electron degeneracy pressure แรงดันนี้เป็นคุณสมบัติทางควอนตัมฟิสิกส์ของอิเล็กตรอน ไม่ใช่เกิดจากแรผลักของประจุไฟฟ้านั้นมีค่าน้อยมาก เมื่อเทียบกับแรงบีบอัดเนื่องจากความโน้มถ่วง

แรงดัน Electron degeneracy นี้มีค่ามากเสียจนกระทั่งสามารถหยุดยั้งการยุบตัวของดวงดาวได้ และทำให้เกิดวัตถุท้องฟ้าชนิดใหม่ ซึ่งเรียกกันว่า ดาวแคระขาว เป็นดาวที่หนาวเย็นและมีขนาดเล็ก (ประมาณโลกของเรา) อย่างไรก็ตามถ้าดาวฤกษ์มีมวลมากกว่า 1.4 เท่าของดวงอาทิตย์ แรงดันจากอิเล็กตรอน จะไม่สามารถต้านทานการยุบตัวของดาวได้อีกต่อไป ดาวที่มีมวลมากกว่านี้จะเปลี่ยนสภาพเป็นวัตถุที่แปลกประหลาดยิ่งขึ้น ซึ่งมวลในระดับนี้ต่อมาเรียกว่า “ขีดจำกัดของจันทรสิกขาร์” (Chandrasekkhar limit) เพื่อเป็นเกียรติแก่จันทรสิกขาร์นั่นเอง

ดาวนิวตรอน (Neutron Star)

     ในกรณีที่ดาวมีมวลมากกว่า Chandrasekkhar limit แรงดันจากอิเล็กตรอนจะไม่สามารถยับยั้งอิเล็กตรอนของดาวได้อีก ดาวจะยุบตัวลงจนอัดนิวเคลียสของอะตอมต่างๆเข้าใกล้กัน เกิดเป็นวัตถุท้องฟ้าชนิดใหม่ ที่ประกอบด้วยอนุภาคนิวตรอน หรืที่รู้จักกันในชื่อ “ดาวนิวตรอน”

     ดาวนิวตรอน คือ ซากแกนของดาวที่มีมวลเริ่มต้นระหว่าง 8 – 18 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ที่ยังหลงเหลืออยู่จากการเกิดซุปเปอร์โนวา ดาวนิวตรอนเป็นดาวที่มีความหนาแน่นสูงยิ่งยวด เพราะเนื้อสารที่มีมวลอาจมากถึง 3 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ ถูกบีบอัดให้อยู่ในดาวที่มีขนาดเพียง 10 – 20 กิโลเมตรเท่านั้น ในทางนิวเคลียร์ฟิสิกส์นั้นนิวเคลียสของธาตุต่างๆประกอบด้วยอนุภาคสองชนิด คือ โปรตอนและนิวตรอน ที่น่าสนใจคือ อนุภาคทั้งสองมีนิสัยไม่ชอบอยู่ใกล้ๆกัน เหมือนอิเล็กตรอน ดังนั้นเมื่อถูกอัดให้ใกล้กันมากๆ มันจะเกิดเป็น degeneracy pressure เช่นเดียวกับกรณีของอิเล็กตรอนในดาวแคระขาว แต่ที่น่าสงสัยยิ่งไปกว่านั้นคือ อนุภาคโปรตอนหายไปไหน ทำไมดาวทั้งดวงจึงมีแต่นิวตรอน ? โดยธรรมชาตินิวตรอนสามารถสลายตัวให้โปรตอน อิเล็กตรอนกับนิวทรีโน (neutrino) ในปรากฏการณ์ที่เรียกว่า Beta – decay process ซึ่งเป็นการสลายตัวของธาตุกัมมันตภาพรังสี ซึ่งให้อนุภาคเบต้า (อนุภาคเบต้า ก็คือ อิเล็กตรอน นั่นเอง) แต่ในดาวนิวตรอนนั้นมีความดันสูงมากจึงทำให้เกิดปฏิกิริยาย้อนกลับที่เรียกกันว่า ปรากฏการณ์ Inverse Beta – Decay คือ อิเล็กตรอนรวมกับโปตอน เกิดเป็นนิวตรอนและนิวทริโน ในสภาพปกตินิวตรอนและนิวทริโนที่เกิดขึ้นจะรวมตัวกลับไปเป็นโปรตอนดังเดิมแต่เนื่องจากนิวทริโนมีพลังงานสูง และเคลื่อที่ด้วยอัตราเร็วเกือบๆเท่าแสง มันจึงหนีออกจากดาวหมด ปฏิกิริยาย้อยกลับจึงเกิดได้ไม่สมบูรณ์ เป็นสาเหตุให้โปรตอนถูกใช้หมดไป ดาวทั้งดาวจึงเหลือแต่นิวตรอนในที่สุด

     จากการศึกษาโดยนักฟิสิกส์หลายท่านพบว่า ถ้าดาวมีมวลมากกว่า 3 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ แล้วก็จะไม่มีสิ่งใดสามารถหยุดยั้งการยุบตัวของดาวได้ แม้แต่แรงต้านจากนิวตรอน ดวงดาวจะยุบตัวลงเรื่อยๆ จนกระทั่งกลายเป็นวัตถุประหลาด ที่มีแรงดึงดูดมากมายมหาศาล ขนาดที่ไม่มีสิ่งใดจะหลุดรอดออกมาได้หากพลัดหลงเข้าไป เจ้าวัตถุที่ว่านั่น ก็คือ “หลุมดำ” นั่นเอง

หลุมดำ (Black hole)

     หลุมดำ มีชื่อเรียกเช่นนี้เพราะหลุมดำมีแรงโน้มถ่วงสูงมากจนแม้แต่แสงซึ่งเดินทางด้วยความเร็วสูงที่สุด ก็ไม่สามารถออกจากหลุมดำได้ (เพราะความเร็วหลุดพ้นของหลุมดำสูงกว่าความเร็วแสง) ดังนั้นจึงไม่มีวัตถุใดๆหลุดออกจากหลุมดำได้เลย ผู้คนส่วนใหญ่มักมีความเข้มใจที่ผิดว่า วัตถุที่อยู่รอบๆหลุมดำจะถูกดูดลงไปยังหลุมดำเสมอ ในความเป็นจริงแล้วหลุมดำมีพฤติกรรมเช่นเดียวกับดาวมวลมากดวงหนึ่ง นั่นคือวัตถุที่อยู่ห่างจากหลุมดำมากเพียงพอ จะโคจรรอบหลุมดำในลักษณะที่ไม่ต่างจากการโคจรรอบดวงดาวนั้นเลย

     ตามทฤษฎีฟิสิกส์ “หลุมดำ” นั้นก็เปรียบได้กับ

ดาวฤกษ์ที่ตายดับแล้ว ซึ่งดาวที่จะกลายเป็นหลุมดำได้นั้น ต้องเป็นดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่ามวลของดวงอาทิตย์หลายๆเท่า โดยดาวฤกษ์ คือ ดาวที่มีแสงสว่างในตัวเอง ซึ่งเป็นก้อนแก๊สร้อนๆ ที่ลอยเคว้งคว้างอยู่ในอวกาศ โดยมีไฮโดรเจนและฮีเลียมเป็นองค์ประกอบหลัก พลังงานที่ได้รับจากดาวฤกษ์นั้น เกิดจากปฏิกิริยานิวเคลียร์ที่ในแกนกลางของดาว ซึ่งปฏิกิริยานิวเคลียร์ที่ว่านี้นอกจากจะให้แสงสว่างแล้ว ยังทำให้เกิดแรงดันมหาศาลจากภายในดาว ซึ่งจะทำหน้าที่พยุงไม่ให้ดาวทั้งดวงเกิดการยุบตัวลง

สาเหตุ

Trip : หลุมดำ

     เมื่อพูดถึงหลุมดำหลายคนจะนึกถึงที่ว่างในอวกาศ แต่ความเป็นจริงแล้วหลุมดำประกอบด้วยสสารที่มีความหนาแน่นสูงมาก มันไม่ใช่ที่ว่าง หรือ หลุม อาจทำให้เรานึกว่าเป็นทางผ่านสู่สิ่งอื่นหรือช่องว่าง ซึ่งในสมาการของไอสไตน์บอกว่าหลุมดำไม่ได้เป็นทางผ่านสู่อาณาบริเวณอื่นในอวกาศเหมือนรูหนอน (Wormhole) แต่ที่ถูก คือ หลุมดำเป็นสถานที่ที่นอกเหนือเอกภพปกติ มันเป็นหลุมหรือช่องว่างในมิติเอกภพ แต่หลุมดำก็ไม่ได้อยู่นอกเหนือเอกภพซะทีเดียว มันสามารถติดต่อกับเอกภพภายนอกได้ ผ่าน 3 ทาง คือ

     1) มวลหลุมดำจะสร้างแรงดึงดูดโน้มถ่วงต่อวัตถุรอบข้าง ก่อนที่มันจะกลายเป็นหลุมดำไปจริงๆ

     2) โมเมนตัมเชิงมุมของหลุมดำก็เหมือนกับก่อนที่สสารจะกลายเป็นหลุมดำ และการหมุนของมันก็มีผลต่ออวกาศนอกขอบสังเกตการณ์

     3) ประจุสุทธิของสสารทั้งหมดในหลุมดำจะเท่ากับประจุก่อนเข้สู่หลุมดำ

     ดังนั้น หลุมดำจึงไม่ได้เป็นหลุม นานมาแล้วที่เชื่อกันว่า หลุมดำเป็นเครื่องดูดฝุ่นอากาศ แต่ด้วยเหตุผล 2 ประการ ที่ทำให้หลุมดำไม่ได้มีประสิทธิภาพเหมือนเครื่องดูดฝุ่น

ประการแรก หลุมดำไม่ได้เป็นหลุมดวงดาว มีขนาดเล็กมากและสูบมวลสารได้เพียงเล็กน้อย แม้ว่าหลุมดำจะมีแรงดึงดูดเอาแก๊สปริมาณมาก แต่หลุมดำก็มีขนาดเก ดังนั้นแก๊สจะต้องหุนวนรอบๆ อาจเป็นเวลานานหลายปี ก่อนที่จะตกสู่หลุมดำ

ประการที่สอง ทางเดียวที่หลุมดำจะดูดสสารได้ คือ แรงดึงดูดโน้มถ่วง

ปัจจุบัน เรายังไม่สามารถสังเกตหลุมดำได้โดยตรง เพราะหลุมดำจะไม่ส่องสว่างในช่วงคลื่นใดๆเลย การศึกษาหลุมดำจงยังคงอยู่ในระดับทฤษฎีทางคณิตศาสตร์ และการหาหลักฐานจากการสังเกตการณ์เบื้องต้นเท่านั้น วิธีที่นักดาราศาสตร์มักใช้พิจารณาหลุมดำ คือ การตรวจสอบวงโคจร เพื่อหามวลของดาวในระบบดาวคู่ หรือการวัดการแผ่รังสีเอกซ์จากจานรวมมวลที่อาจเกิดขึ้นรอบๆหลุมดำที่ดูดมวลจากดาดวงอื่นเข้ามา

ขอขอบคุณข้อมูลจาก: https://piyaphatify.wordpress.com