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

กำเนิดเอกภพ

กำเนิดเอกภพ  

     ปัจจุบันเอกภพประกอบดัวยกาแล็กซีจำนวนเป็นแสนล้านกาแล็กซีระหว่างกาแล็กซีเป็นอวกาศที่เวิ้งว้างกว้างไกล เอกภพจึงมีขนาดใหญ่โดยมีรัศมีไม่น้อยกว่า 13,700 ล้านปีแสง ภายในกาแล็กซีแต่ละแห่งประกอบด้วยดาวฤกษ์จำนวนมากโลกของเราเป็นดาวเคราะห์ดวงหนึ่งในระบบสุริยะ ซึ่งเป็นสมาชิกของกาแล็กซีของเรา บิกแบงเป็นทฤษฎีที่อธิบายถึงการระเบิดครั้งยิ่งใหญ่ที่ทำให้พลังงานส่วนหนึ่งเปลี่ยนเป็นสสารมีวิวัฒนาการต่อเนื่องจนเกิดเป็นกาแล็กซี เนบิวลา ดาวฤกษ์ ระบบสุริยะ โลก ดวงจันทร์ และสิ่งมีชีวิตต่างๆ ในปัจจุบัน

      เอกภพ(Universe) เป็นระบบรวมของดาราจักรที่มีอาณาเขตกว้างใหญ่ไพศาลมาก เชื่อกันว่าในเอกภพมีดาราจักรรวมอยู่ประมาณ 10,000,000,000 ดาราจักร (หมื่นล้านดาราจักร) ในแต่ละดาราจักรจะประกอบด้วยระบบของดาวฤกษ์ (Stars) กระจุกดาว (Star clusters) เนบิวลา (Nebulae) หรือหมอกเพลิง ฝุ่นธุลีคอสมิก (Cosmic dust) ก๊าซ และที่ว่างรวมกันอยู่

     จุดเริ่มต้นของสรรพสิ่ง หมายความว่า ก่อนหน้านั้นไม่มีสิ่งใดดำรงอยู่เลย หลังจากจุดนั้นสรรพสิ่งเริ่มปรากฎ ขึ้น คำพูดที่ว่าทารกได้ “กำเนิด” ขึ้นจากเดิมที่ไม่มีอยู่ สามารถใช้ได้กับการกำเนิดของเทหวัตถุบนท้องฟ้า เช่น การกำเนิดโรค การกำเนิดระบบสุริยะ การกำเนิดดวงดาว และการกำเนิดกาแล็กซีเป็นต้น โลกกำเนิดจากการรวมตัวของผงฝุ่น ความจริงแล้วไม่เพียงแต่ระบบสุริยะ ดวงดาว และกาแล็กซีเท่านั้น แม้แต่ทารกก็กำเนิดจากการรวมตัวของมวลสารในโลกอันได้แก่ อะตอมและ โมเลกุล ซึ่งประกอบกันขึ้นโดยในรูปแบบการรวมตัวที่แตกต่างกัน แสดงให้เห็นว่ามวลสารที่เคยมีอยู่เดิมนั้น เดียวนี้ก็คงยังมีอยู่แต่เปลี่ยนแปลงรูปแบบของการรวมตัวเท่านั้น ที่มาหรือกำเนิดเอกภพเป็นอย่างไร เอกภพประกอบขึ้นจากสรรพสิ่งที่อยู่รอบตัวเรา มนุษย์ โลก ดวงอาทิตย์ ดวงดาว เนบิวลา และกาแล็กซีเป็นต้น เอกภพมีการกำเนิดเหมือนกับโลกหรือไม่ ก่อนหน้าที่จะถึง ณ เวลาหนึ่ง เอกภพไม่ได้ดำรงอยู่ แต่หลังจาก ณ จุดเวลานั้นจึงมีเอกภพปรากฏขึ้น สำหรับดวงดาว ก่อนหน้าดวงดาวจะกำเนิดขึ้น มวลสารต่างๆที่ประกอบขึ้นเป็นดวงดาวอยู่ในรูปของอะตอมและโมเลกุล

     สำหรับเอกภพแล้วไม่มีสิ่งใดที่จะรองรับอะตอมและโมเลกุลเหล่านี้ อะตอมและโมเลกุลเหล่านี้มาจากที่ใด ยังคงเป็นปัญหาต่อไป มีความเห็นแตกต่างกันมากมายเกี่ยวกับกำเนิดเอกภพจนถึงปัจจุบันก็ยังมีข้อสรุปและไม่มีทฤษฎีที่แน่ชัด แต่ที่ไดรับการยอมรับที่สุด คือ ทฤษฎีการระเบิดใหญ่ (big-bang theory หรือทฤษฎีบิกแบง)

      โดย เลแมตร์ (G.Lemaitre) ได้กล่าวไว้ว่า ในอดีตเอกภพมีลักษณะเป็นรูปทรงกลมเส้นผ่าศูนย์กลางประมาณ 6,400  กิโลเมตร  (4,000ไมล์) เลอร์แมตร์ เรียกทรงกลมที่เป็นจุดกำเนิดของสสารนี้ว่า “อะตอมดึกดำบรรพ์” (Primeval Atom) เป็นอะตอมขนาดยักษ์ นำหนักประมาณ 2 พันล้านตันต่อลูกบาศก์นิ้ว (ซึ่งขัดแย้งกับความเป็นจริงกับความหมายของอะตอมในปัจจุบันที่ให้ความหมายของอะตอม ว่าเป็นส่วยย่อยของโมเลกุล) อย่างไรก็ตามนักดาราศาสตร์ได้ถกเถียงและค้นหาข้อเท็จจริงเกี่ยวกับทฤษฎีนี้อย่างจริงจัง และกาโมว์ (G.Gamow) เป็นคนหนึ่งที่สนับสนุนทฤษฎีของเลอเมตร์ จากผลการคำนวณของกาโมว์ ในขณะที่อะตอมดึกดำบรรพ์ระเบิดขึ้น จะมีอุณภูมิสูงถึง 3 x 10^9 เคลวิน (3,000,000,000 เคลวิน) หลังจากเกิดการระเบิดประมาณ 5 วินาที อุณภูมิได้ลดลงเป็น 10^9 เคลวิน (1,000,000,000 เคลวิน) และเมื่อเวลาผ่านไป 3 x 10^8 ปี (300,000,000 ปี) อุณภูมิของเอกภพลดลงเป็น 200 เคลวิน ในที่สุดเอกภพก็ตกอยู่ในความมืดและเย็นไปนานมากจนกระทั่งมีดาราจักรเกิดขึ้น จึงเริ่มมีแสงสว่างและอุณภูมิเพิ่มขึ้นเรื่อย ๆ ในปี พ.ศ.2472 ฮับเบิล (Edwin P.Hubble) ได้ศึกษาสเปกตรัมของดาราจักรต่างๆ 20 ดาราจักร ซึ่งอยู่ไกลที่สุดประมาณ 20 ล้านปีแสง พบว่าเส้นสเปกตรัมได้เคลื่อนไปทางแสงสีแดง ดาราจักรที่อยู่ห่างออกไปจะมีการเคลื่อนที่ไปทางแสงสีแดงมาก แสดงว่าดาราจักรต่างๆ กำลังคลื่นที่ห่างไกลออกไปจากโลกทุกทีทุกทีๆ พวกที่อยู่ไกลออกไปมากๆจะมีการเคลื่อนที่เร็วขึ้น ดาราจักรที่ห่างประมาณ2.5พันล้านปีแสง มีความเร็ว 38,000 ไมล์ต่อวินาที ส่วนพวกดาราจักร ที่อยู่ไกลกว่านี้มีควาเร็วมากขึ้นตามลำดับ ความสัมพันธ์ระหว่างระยะทางของดาราจักรและ ความเร็วแห่งการเคลื่อนที่ เรียกว่า “กฎฮับเบิล” ทฤษฎีนี้อาจเรียกว่า “การระเบิดของเอกภพ” (Exploding Universe) ซึ่งก็สนับสนุนกับแนวคิดของเลแมตร์เช่นกัน

อายุของเอกภพ

     

   

 การใช้ค่าคงที่ของฮับเบิลคำนวณหาอายุของเอกภพ ปัจจุบันยังไม่สามารถหาอายุที่แท้จริงของเอกภพได้ เราอาจเข้าใจว่าโลกและเอกภพมีมาตั้งแต่โบราณไม่เปลี่ยนแปลงแต่ความจริงแล้ว เพราะเอกภพถือกำเนิดขึ้น ณ เวลาหนึ่ง แต่เวลาผ่านมานานเท่าไรแล้วล่ะ หากเราต้องการหาอายุของโลก เราสามารถใช้เรดิโอไอโซโทปมาวัดอายุและเวลาในการก่อสร้างในการก่อตัวของหินเปลือกโลกทำให้รู้ว่าโลกก่อตัวขึ้นมานานเท่าไร แต่ถ้าต้องการคำนวณหาเวลาที่เอกภพก่อตัวขึ้นจำเป็นต้องวัดอายุของดาวฤกษ์ ดาวฤกษ์ที่มีสมบัติแตกต่างกันจะมีอายุต่างกันด้วย กระจุกดาวทรงกลม (globula cluster)ที่เก่าแก่ที่สุดราว 12,000ล้านปี ดังนั้นเอกภพจึงน่ามีอายุมากกว่านี้ เราใช้ของฮับเบิลเป็นข้ออ้างอิงในการคำนวณหาอายุของเอกภพเริ่มจากกำหนดให้ระยะทางห่างแต่เดิม ระหว่างกาแล็กซีสองแห่งเป็น r และv เป็นความเร็วในการถอยห่างออกจากกัน จะได้ค่าของเวลาคือ t=r/v เพื่อนำมาหาค่าของเวลาที่กาแล็กซีอยู่ติดกันกฎของฮับเบิลแสดงได้เป็น v=hr บอกให้เรารู้ว่ากาแล็กซีซึ่งปัจจุบันอยู่ห่างไกลกันมากนั้น ก่อนหน้าเวลา1/h กาแล็กซีเหล่านี้รวมกันเป็นจุดเดียว ค่า H นี้เรียกว่า ค่าคงที่ของฮับเบิล ( hubble constant )จากการคำนวณของฮับเบิลในปี ค.ศ. 1929ได้ผลออกมาว่าทุกๆระยะห่าง 3 ล้านปีแสงความเร็วถอยห่างจะเป็น 200กิโลเมตรต่อวินาที เมื่อนำค่า H มาคำนวณหาเอกภพจะได้ค่าราว 5,000 ล้านปีซึ่งน้อยกว่าของกระจุกดาวทรงกลมที่มีอายุ 12,000 ล้านปี จึงนับว่าเป็นผลลัพธ์ที่น่าแปลก ทั้งนี้เป็นเพราะขณะที่ฮับเบิลคำนวณระยะห่างเขาใช้มาตรวัดระยะผิดพลาด กล่าวคือใช้ดาวแปรแสงแบบเซฟิด (Cepheid variabie star) เป็นหลักในการคำนวณ แต่ระดับความสว่างของดาวแปรแสงแบบเซฟิด เดิมกำหนดผิดไปขั้นหนึ่ง ทำคลาดเคลื่อน

     ถ้าเอกภพกำลังขยายตัวก็แสดงว่าถ้าเราย้อนเวลากลับไปในอดีต เอกภพก็ต้องมีขนาดเล็กลงเรื่อยๆ ยิ่งย้อนเวลามากก็ยิ่งเล็กลง แล้วเมื่อเล็ก ลงอย่างที่สุดจะเกิดอะไรขึ้น เอกภพจะลดลงจนสลายไปหรือหวังว่าจะมีจุดหนึ่งที่เอกภพกำเนิด ไม่ว่าจะเป็นกรณีใดจะเห็นว่าเราจะต้องเกี่ยวข้องกับ การเริ่มของเอกภพทั้งนั้น ผู้แรกที่เริ่มศึกษาปัญหาเหล่านี้อย่างจริงจังคือนักฟิสิกส์ซึ่งเกิดที่รัสเซียชื่อ กามอฟ แต่ภายหลังอพยพไปอยู่อเมริกาในช่วง ปี 1948 ที่จริงกามอฟไม่ได้ตั้งใจที่จะคิดค้นเกี่ยวกับการเริ่มของเอกภพตั้งแต่ตอนแรก แต่ระหว่างที่เขากำลังคิดค้นเกี่ยวกับการเกิดของธาตุ เขาก็ได้ บรรลุถึงข้อสรุปว่า เอกภพจะต้องเกิดขึ้นด้วย BIG BANG

เอกภพกำเนิดได้อย่างไร

   จากเดิมที่ไม่อะไรอยู่เลยแล้วปรากฏขึ้นอย่างทันทีทันใดหรือไม่สิ่งที่เรียกว่าการกำเนิดเอกภพ ย้อนกลับไปสู่อดีตราว 18,000 ล้านปีก่อน จากกฎของฮับเบิลเอกภพจะมีขนาดเล็กเหมือน “จุด”จุดหนึ่ง ในเวลานั้นเกิดการเปลี่ยนแปลงอย่างไร จากช่วงเอกภพเป็นสเหมือน จุด ขนาดเล็ก เริ่มเกิดการขยายตัวที่มีลักษณะเหมือนการระเบิด เรียกกันว่า บิกแบง (big bang) หรือ การระเบิดครั้งใหญ่ของเอกภพ ในขณะนั้นมวลสารทั้งหมดที่มีอยู่ในเอกภพอันกว้างใหญ่ไพศาลในปัจจุบันอัดแน่นอยู่ใน จุด ทำให้มีพลังงานสะสมอยู่มหาศาล ทั่วทั้งเอกภพเริ่มขยายตัวเพราะแรงดันที่เกิดจากพลังงานดังกล่าว ซึ่งเริ่มกลายเป็นสสารตามสมการของไอน์สไตน์ ขณะที่เอกภพยังเป็นสเหมือน จุด อยู่นั้น มีความหนาแน่นสูงมากดังนั้นจึงเกิดปรากฏการณ์น่าอัศจรรย์แตกต่างจากที่เราเห็นในชีวิตประจำวัน เอกภพได้ปรากฏขึ้นมาอย่างทันที่ทันใดจากเดิมที่เป็นเพียงความว่างเปล่าไม่มีอะไรอยู่เลย

     ตามหลักกลศาสตร์ควอนตัม( quantum mechanics) นั้น การดำรงอยู่ของสสารเป็นการซ่อนทับกันของเคลื่อน ซึ่งอธิบายได้สมการการเคลื่อนที่ของคลื่น เพราะฉะนั้น ทฤษฎีที่ว่า เอกภพเกิดขึ้นทันทีทันใด จากเดิมที่ไม่มีอะไรอยู่เลย จึงมีความเป็นไปได้ และอาจกล่าวได้ว่าสสารจำนวนหนึ่ง ณ เวลาหนึ่งที่แน่นอน มีความเป็นไปได้ว่าจะสูญหายไปทันทีเหมือนอยู่อีก ณ เวลาหนึ่ง ม่าวมีโอกาสน้อยมากที่จะเกิดขึ้นแต่ก็ไม่ใช่ว่าจะเป็นไปไม่ได้เลย อย่างไรก็ตามเมื่อวัตถุหดตัวเล็กลงมันจะขนาดเล็กมากจนอาจเกิดสภาพที่บางก็มีอยู่ บางครั้งก็หายไปที่เป็นแนวคิดเกี่ยวกับการกำเนิดเอกภพที่เอ็ดเวิร์ด เฟรดกิน แสนอไว้ในปี ค. ศ. 1980

ทฤษฎีบิ๊กแบง

     ทฤษฎี “บิ๊กแบง” (Big Bang Theory) เป็นทฤษฎีทางดาราศาสตร์ที่กล่าวถึงประวัติศาสตร์ความเป็นมาของจักรวาล ปัจจุบันเป็นทฤษฎีที่เป็นที่เชื่อถือและยอมรับมากที่สุด ทฤษฎีบิกแบงเกิดขึ้นจากการสังเกตของนักดาราศาสตร์ที่ว่า ขณะนี้จักรวาลกำลังขยายตัว ดวงดาวต่าง ๆ บนท้องฟ้ากำลังวิ่งห่างออกจากกันทุกที เมื่อย้อนกลับไปสู่อดีต ดวงดาวต่างๆ จะอยู่ใกล้กันมากกว่านี้ และเมื่อนักดาราศาสตร์คำนวณอัตราความเร็วของการขยายตัวทำให้ทราบถึงอายุของจักรวาลและการคลี่คลายตัวของจักรวาล รวมทั้งสร้างทฤษฎีการกำเนิดจักรวาลขึ้นอีกด้วย ตามทฤษฎีนี้ จักรวาลกำเนิดขึ้นเมื่อประมาณ ๑๕,๐๐๐ ล้านปีที่แล้ว ก่อนการเกิดของจักรวาล ไม่มีมวลสาร ช่องว่าง หรือกาลเวลา จักรวาลเป็นเพียงจุดที่เล็กยิ่งกว่าอะตอมเท่านั้น และด้วยเหตุใดยังไม่ปรากฏแน่ชัด จักรวาลที่เล็กที่สุดนี้ได้ระเบิดออกอย่างรุนแรงและรวดเร็วในเวลาเพียงเศษเสี้ยววินาที (Inflationary period) แรงระเบิดก่อให้เกิดหมอกธาตุซึ่งแสงไม่สามารถทะลุผ่านได้ (Plasma period) ต่อมาจักรวาลที่กำลังขยายตัวเริ่มเย็นลง หมอกธาตุเริ่มรวมตัวกันเป็นอะตอม จักรวาลเริ่มโปร่งแสง ในทางทฤษฎีแล้วพื้นที่บางแห่งจะมีมวลหนาแน่นกว่า ร้อนกว่า และเปล่งแสงออกมามากกว่า ซึ่งต่อมาพื้นที่เหล่านี้ได้ก่อตัวเป็นกลุ่มหมอกควันอันใหญ่โตมโหฬาร และภายใต้กฎของแรงโน้มถ่วง กลุ่มหมอกควันอันมหึมานี้ได้ค่อยๆ แตกออก จนเป็นโครงสร้างของ “กาแลกซี” (Galaxy) ดวงดาวต่าง ๆ ได้ก่อตัวขึ้นในกาแลกซี และจักรวาลขยายตัวออกอย่างต่อเนื่องจนถึงปัจจุบัน

     นักดาราศาสตร์คำนวณว่าจักรวาลว่าประกอบไปด้วยกาแลกซีประมาณ ๑ ล้านล้านกาแลกซี และแต่ละกาแลกซีมีดาวฤกษ์อย่างเช่นดวงอาทิตย์อยู่ประมาณ ๑ ล้านล้านดวง และสุริยจักรวาลของเราอยู่ปลายขอบของกาแลกซีที่เรียกว่า “ทางช้างเผือก” (Milky Galaxy) และกาแลกซีทางช้างเผือกก็อยู่ปลายขอบของจักรวาลใหญ่ทั้งหมด เราจึงมิได้เป็นศูนย์กลางของจักรวาลเลย ไม่ว่าจะในความหมายใด

     ในปี พ.ศ. ๒๕๓๕ ดาวเทียม “โคบี” (COBE) ขององค์การนาซ่าแห่งสหรัฐอเมริกา ซึ่งถูกส่งขึ้นไปเพื่อศึกษาประวัติศาสตร์ของจักรวาลโดยเฉพาะ ได้ค้นพบรังสีโบราณ ซึ่งบ่งบอกถึงโครงสร้างของจักรวาลขณะเมื่อจักรวาลมีอายุเพียง ๓๐๐,๐๐๐ ปี นับเป็นการค้นพบครั้งสำคัญที่ยืนยันว่า จักรวาลกำเนิดขึ้นมาจากจุดเริ่มต้นของการระเบิด และคลี่คลายตัวตามคำอธิบายในทฤษฎี “บิกแบง” จริง เมื่อได้ทฤษฎีการกำเนิดจักรวาลแล้ว นักดาราศาสตร์ก็สนใจว่าจักรวาลจะสิ้นสุดลงอย่างไร มีทฤษฎีที่อธิบายเรื่องนี้อยู่ ๓ ทฤษฎี ทฤษฎีแรก กล่าวว่า

     เมื่อแรงระเบิดสิ้นสุดลง มวลอันมหึมาของกาแลกซีต่างๆ จะดึงดูดซึ่งกันและกัน ทำให้จักรวาลหดตัวกลับจนกระทั่งถึงกาลอวสาน ทฤษฎีที่สอง อธิบายว่า จักรวาลจะขยายตัวในอัตราช้า ๆ จึงเชื่อว่าน่าจะมี “มวลดำ”(dark matter) ที่เรายังไม่รู้จักปริมาณมหึมาคอยยึดโยงจักรวาลไว้ จักรวาลจะขยายตัวไปเรื่อยๆ จนยากแก่การสืบค้น ส่วนสตีเฟ่น ฮอว์กกิ้ง (Stephen Hawking) ได้เสนอทฤษฎีที่สามว่า จักรวาลจะขยายตัวในอัตราความเร็วที่เพิ่มขึ้นอย่างไม่มีที่สิ้นสุด ทฤษฎีบิกแบงนั้นได้รับการเชื่อมต่อด้วยทฤษฎีวิวัฒนาการ (Evolution Theory) ของชาร์ล ดาร์วิน (Charles Darwin) เมื่อโลกเย็นตัวลงนั้น ปฏิกิริยาเคมีจากมวลสารในโลกในที่สุดแล้วก่อให้เกิดไอน้ำ และไอน้ำก่อให้เกิดเมฆ และเมฆตกลงมาเป็นฝน ทำให้เกิดแม่น้ำ ลำธาร ทะเล และมหาสมุทร วิวัฒนาการนี้มีลักษณะแบบ “ก้าวกระโดด” (Emergent Evolution) เมื่อมีสารอนินทรีย์และน้ำปริมาณมหาศาลเป็นเวลาที่ยาวนาน ในที่สุดคุณภาพใหม่คือ “ชีวิต” ก็เกิดขึ้น คำว่า บิกแบง ที่จริงเป็นคำล้อเลียนที่เกิดจาก นักดาราศาสตร์ ชื่อ เฟรดฮอยล์ ซึ่งเขาดูหมิ่นและตั้งใจจะทำลายความน่าเชื่อถือของทฤษฎีที่เขาเห็นว่าไม่มีทางเป็นจริงอย่างไรก็ดี การค้นพบ ไมโครเวฟพื้นหลัง ในปี ค.ศ. 1964 ยิ่งทำให้ไม่สามารถปฏิเสธทฤษฎีบิกแบงได้ มีหลักฐานสำคัญพิสูจน์ความถูกต้องของทฤษฎีการเกิดของเอกภพตาม

     ทฤษฎีการระเบิดครั้งใหญ่ประการหนึ่ง คือ ในปี ค.ศ. 1965 นักวิทยาศาสตร์ที่ บริษัท เบลล์ แลบอรอทอรี่ สหรัฐ ได้ยินเสียบรบกวนของคลื่นวิทยุดังมากจาก รอบทิศบนท้องฟ้า นักวิทยาศาสตร์ได้คำนวณได้แล้วว่า ถ้าหากเอกภพมีจุดกำเนิด จากปฐมดวงไฟในจักรวาลเมื่อประมาณ 1.1 x 1010-1.8×1010 ปีมาแล้ว ตาม ทฤษฎีการระเบิดครั้งใหญ่ของจักรวาลพลังงานที่ยังหลงเหลืออยู่ในการระเบิด ครั้งใหญ่จะต้องค้นหาพบได้ในปัจจุบัน และจะมีอุณหภูมิประมาณ 3 องศาเหนือ ศูนย์องศาสมบูรณ์ เนื่องจากพลังงานจะแผ่ออกมาเป็นไมโครเวฟ มีความยาวคลื่น น้อยกว่า 1 ม.ม. ผลจากการได้ยินเสียงคลื่นไม่โครเวฟดังมากจากรอบทิศทางบน ท้องฟ้าดังกล่าว เมื่อนักวิทยาศาสตร์ทำการวัดอย่างระมัดระวังทำให้นักวิทยาศาสตร์ แน่ใจว่า การแพร่ของคลื่นไมโครเวฟ บนท้องฟ้าทั่วทิศทาง คือ ส่วนที่หลงเหลือ จากการระเบิดครั้งใหญ่ของจักรวาล

ภายหลังเกิดบิกแบง

     ขณะที่เอกภพขยายตัวภายหลังเกิดบิกแบงสสารก็เคลื่อนที่ไปทุกทิศทาง แรงโน้มถ่วงเริ่มทำงาน แรงโน้มถ่วง คือ สิ่งที่ควบคุมเอกภพ เป็นแรงดึงวัตถุเข้าหากัน เราเรียกแรงดึงดูด เช่นนี้ว่า แรงโน้มถ่วง วัตถุที่มีมวลสารมากจะมีแรงโน้มถ่วงสูง แรงโน้มถ่วงทำให้วัตถุอย่างอยู่ด้วยกัน ดังนั้นเมื่อเอกภพมีอายุเพียง 1 ล้านปี สสารในรูปของไฮโดรเจนและฮีเลียมก็เริ่มยึดเหนี่ยวกันเป็นก้อน เรียกว่า กาแล็กซีที่ยังไม่คลอด(protogalaxy) นี่คือจุดเริ่มต้นของการเกิดกาแล็กซีต่อไป ก้อนก๊าซขนาดเล็กที่อยู่ภายในกลายเป็นดาวฤกษ์ กาแล็กซีที่ยังไม่คลอดก็เหมือนกระจุดดาวฤกษ์ขนาดมหิมาหรือกาแล็กซีแคระ อยู่กันเป็นกลุ่มและเป็นโครงสร้างหลักของกาแล็กซี กาแล็กซีที่ยังไม่คลอดทั้งหลายถูกยึดเหนี่ยวเข้าด้วยกัน ด้วยแรงโน้มถ่วงจึงเกิดการรวมกันเป็นกาแล็กซีในช่วงแรกจะมีขนาดเล็กและมีรูปร่างแปลก ในที่สุดกาแล็กซีที่ยังไม่คลอดหลายแห่งก็รวมกันกลายเป็นกาแล็กซีแบบสไปรัสหรือรูปไข่อย่างที่เป็นอยู่ในปัจจุบัน แต่มันยังไม่สิ้นสุดแค่นี้ ภายในกาแล็กซีต่าง ๆ ยังมีดาวฤกษ์เกิดขึ้นอยู่เรื่อย ๆ ตัวกาแล็กซีเองก็อาจชนกันหรือรวมกัน ทุกวันนี้ภายในกาแล็กซีทางช้างแผือกยังมีดาวฤกษ์จำนวนมากกำลังเกิดใหม่และกำลังดึงกาแล็กซีเล็กๆข้างเคียงเข้ามา

ขอขอบคุณข้อมูลจาก: https://manthana2013.wordpress.com

ความหมายของ อวกาศ และ จักรวาล

     อวกาศ หมายถึง บริเวณที่อยู่นอกบรรยากาศของโลกออกไปเป็นบริเวณว่างเปล่าอันกว้างใหญ่ไพศาลไม่มีแรงโน้มถ่วง เพราะเรื่องราวในอวกาศเป็นเรื่องที่ไม่ตายตัวจะเปลี่ยนแปลงอยู่เสมอ
     จักรวาล หมายถึง ห้วงอวกาศที่เต็มไปด้วยดวงดาวจำนวนมหาศาลมีก๊าซและฝุ่นผงเกาะกลุ่มกันบ้าง กระจายกันอยู่บ้าง ดวงดาวจะรวมกันอยู่เป็นกลุ่มๆเรียกว่า กาแล๊กซี ดวงดาวที่เรามองเห็นบนท้องฟ้าอยู่ในกาแล็กซี่ มีชื่อเรียกว่ากาแล๊กซีทางช้างเผือก โลกก็รวมอยู่ด้วย การเปลี่ยนแปลงทั้งหมดในจักรวาล มีความเกี่ยว ข้องกับการดำเนินชีวิตของมนุษย์ ก็มีฐานมาจากการสังเกตดูดวงดาวบนท้องฟ้าเรียกว่าปรากฎการณ์ทางธรรมชาติได้แก่

1. กลางวันกลางคืน เกิดจากโลกหมุนรอบตัวเอง ซีกที่ได้รับแสงสว่างจากดวงอาทิตย์จะเป็นกลางวัน ส่วนอีกซีกหนึ่งอยู่ในเงามืดจะเป็นเวลากลางคืน
2. ฤดูกาล เกิดจากโลกหมุนรอบตัวเองในขณะที่โคจรรอบดวงอาทิตย์ โลกโคจรรอบดวงอาทิตย์ภายใน 1 ปี โลกจะเปลี่ยนตำแหน่งไปวันละ 1 องศารอบดวงอาทิตย์ เนื่องจากวงโคจรของโลกเป็นวงรี ทำให้ระยะห่างจากดวงอาทิตย์ไมเท่ากัน แกนหมุนของโลกทำมุมกับพื้นทาง โคจรของโลก ทำให้แกนของโลกชี้ไปทางเดียวคือ ชี้ไปที่ดาวเหนือทางเดียว เหตุนี้ดาวเหนือเป็นดาวที่ชี้ทิศเหนือ
 3. ข้างขึ้นข้างแรม เกิดจากดวงจันทร์หมุนรอบตัวเอง และโคจรรอบโลกใช้เวลาเท่ากันประมาณ 1 เดือน เนื่องจากดวงจันทร์ เป็นดาวเคราะห์ที่ไม่มีแสง สว่าง ต้องอาศัยแสงสว่างจากดวงอาทิตย์ ดังนั้นแสงสว่างของดวงจันทร์ในบางคืนก็คือแสงสว่างจากดวงอาทิตย์ ที่สะท้อนมายังโลก ส่วนอีกซีกหนึ่งไม่ได้รับแสงจากดวงอาทิตย์ก็จะมืด เราจึงมองเห็นแสงของดวงจันทร์ในลักษณะเต็มดวงบ้าง เป็นเสี้ยวบ้าง มืดบ้าง และสาเหตุหนึ่งเกิดจากเมฆบังดวงจันทร์ เราจึงเห็นดวงจันทร์ เป็นเสี้ยวบ้าง มืดบ้าง
4. น้ำขึ้นน้ำลง เกิดจากแรงดึงดูดของดวงจันทร์และดวงอาทิตย์กระทำต่อโลก เราจะเห็นปรากฏการณ์ได้ชัดเจน ในส่วนที่เป็นน้ำตามชายฝั่งทะเล หรือมหาสมุทร เนื่องจากดวงจันทร์อยู่ใกล้โลกมากกว่าดวงอาทิตย์ ดวงจันทร์จึงมีอิทธิพลน้ำขึ้นน้ำลงมากกว่าดวงอาทิตย์คือในแต่ละ วันน้ำบนผืนโลกด้านที่หันเข้าหาดวงจันทร์จจะถูกดูดเข้ารวมกันซึ่งจะมีผลต่อซีกโลกด้านตรงข้ามกับดวงจันทร์ คือจะปรากฏน้ำ ขึ้นด้วยส่วนพื้นผิวโลกอีก 2 ด้านระดับน้ำก็จะลดลง เมื่อโลกหมุนรอบตัวเองระดับน้ำก็จะลดลง เมื่อห่างไปอยู่อีกซีกหนึ่งระดับน้ำ ก็จะเพิ่มขึ้น จะเกิดปรากฏการณ์น้ำขึ้นน้ำลงในที่แห่งหนึ่ง ทุก 12 ชม. 25 น.
5. จันทรุปราคา เกิดขึ้นเมื่อดวงอาทิตย์ โลก ดวงจันทร์ โคจรมาอยู่ในแนวเส้นตรงเดียวกัน โดยมีโลกอยู่ตรงกลาง ระหว่างดวงอาทิตย์และดวงจันทร์ ขณะที่ดวงจันทร์เคลื่อนผ่านเข้าไปในเขตเงาของโรค ทำให้มองเห็นดวงจันทร์มืดไประยะเวลาหนึ่ง ซึ่งจะเกิดขึ้นในจันทร์วันเพ็ญ เท่านั้น ประมาณ 2-3 ครั้งต่อปี จันทรุปราคามี 3 แบบคือ

•  จันทรุปราคาเต็มดวง 
•  จันทรุปราคาแบบมืดบางส่วน 
•  จันทรุปราคาแบบเงามัว 

6. สุริยุปราคา เกิดขึ้นเมื่อดวงจันทร์โคจรไปอยู่ระหว่างดวงอาทิตย์กับโลกในแนวเส้นตรงเดียวกันมี 3 แบบคือ

•  สุริยุปราคาเต็มดวง 
•  สุริยุปราคาบางส่วน 
•  สุริยุปราคาวงแหวน 

     ดวงอาทิตย์เป็นศูนย์กลางและมีดาวเคราะห์ต่างๆโคจรอยู่รอบๆดวงอาทิตย์ให้พลังงานความร้อนและแสงแก่ดาวบริวาร ดาวเคราะห์ที่สำคัญมีอยู่ 9 ดวง โคจรรอบดวงอาทิตย์ ในระยะห่างออกมาเป็นชั้นๆ นับจากดวงที่ใกล้สุดออกมาตามลำดับ คือ ดาวพุธ ดาวศุกร์ โลก ดาวอังคาร ดาวพฤหัส ดาว เสาร์ ดาวยูเรนัส ดาวเนปจูน และดาวพลูโต ดาวเคราะห์ทั้งหมดนี้ มีขนาดโตกว่าโลก 4 ดวง และเล็กกว่าโลก 4 ดวง บางคนเชื่อว่าไกลออกไปอาจมีบริวาร ของดวงอาทิตย์มากกว่านี้อยู่อีก ดาวเคราะห์ทุกดวงยกเว้นดาวพุธและดาวศุกร์จะมีดวงจันทร์วิ่งอยู่รอบๆโลกมีดวงจันทร์ 1 ดวง ดาวเสาร์มี 17 ดวง นอกจากนี้ ในระบบสุริยะยังมี ดาวเคราะห์น้อยเป็นกลุ่มสะเก็ดดาวขนาดต่างๆกันวิ่งวนเป็นแถบรอบดวงอาทิตย์ ระหว่างดาวอังคารและดาวพฤหัสนอกจากนี้ในอวกาศ ระหว่างดาว ยังมีสะเก็ดดาวและดาวหางอีกจำนวนหนึ่งวิ่งอยู่ด้วย ระบบสุริยะเป็นกลุ่มดาวกลุ่มหนึ่งของแกแล็กซี่ทางช้างเผือก กลุ่มดาวจะโคจรรอบแกแล็คซี่ การเกิดระบบสุริยะนี้ อุบัติขึ้นเมื่อประมาณ 4600 ล้านปีมาแล้ว กแล็คซี่มีกลุ่มดาวจำนวนมากมายมหาศาลประมาณ สี่ร้อยพันล้านดวง จัดเรียงตัวกันเป็นรูป วงรี

ขอขอบคุณข้อมูลจาก: http://www.dek-d.com/board/view/935594/