Newsletter subscribe

Origin and Evolution of The Universe, Universe

กำเนิดและวิวัฒนาการของจักรวาล#28 การกำเนิดและวงจรชีวิตของดาวฤกษ์

Posted: 25/03/2021 at 10:21   /   by   /   comments (0)

วงจรชีวิตของดวงดาว

นักวิทยาศาสตร์พูดถึงวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ เมื่อพูดถึงการกำเนิดชีวิตและการตายของดวงดาว อายุของดาวฤกษ์แต่ละดวงนั้นยาวนานเกินกว่าที่มนุษย์จะสังเกตเห็นวิวัฒนาการของดาวดวงเดียวได้ นักวิทยาศาสตร์ศึกษาวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ได้อย่างไร? สิ่งนี้เป็นไปได้ เนื่องจากมีดาวจำนวนมากในกาแล็กซี่ของเรา ดังนั้นเราจึงสามารถเห็นพวกมันจำนวนมากในช่วงต่างๆ ของชีวิต ด้วยวิธีนี้นักดาราศาสตร์สามารถสร้างภาพรวมของกระบวนการวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ได้ ในบทความนี้จะอธิบายว่าดวงดาวเกิดมาอย่างไร? วิวัฒนาการอย่างไร? และตายอย่างไร?

 

ขั้นตอนที่ 1: เนบิวลา สถานที่กำเนิดดวงดาว

ภาพแสดงเนบิวลาชนิดต่างๆ

เนบิวลา (Nebula) เป็นกลุ่มเมฆฝุ่นและก๊าซขนาดมหึมาที่ครอบครองพื้นที่ว่างระหว่างดวงดาว เมื่อเราใช้กล้องโทรทรรศน์ส่องดู จะเห็นเป็นก้อนหมอกเมฆขนาดใหญ่ที่เปร่งแสงสีสวยงามที่ปะปนอยู่ในกลุ่มดวงดาว องค์ประกอบหลักของเนบิวลาคือก๊าซไฮโดรเจน เนบิวลาส่วนใหญ่มีขนาดกว้างใหญ่ บางชนิดมีเส้นผ่านศูนย์กลางหลายร้อยปีแสง  

เนบิวลามีกลไกการก่อตัวที่หลากหลาย เนบิวลาบางชนิดก่อตัวจากก๊าซที่มีอยู่แล้วในตัวกลางระหว่างดวงดาว เนบิวลาบางชนิดมาจากก๊าซและฝุ่นละอองที่เกิดจากการระเบิดของดาวฤกษ์ที่กำลังจะตายที่เรียกว่า ซูเปอร์โนวา (Supernova) เนบิวล่าอื่นๆ เป็นบริเวณที่ดาวดวงใหม่เริ่มก่อตัว ด้วยเหตุนี้เนบิวล่าบางชนิดจึงถูกเรียกว่า “สถานอนุบาลดวงดาว”

 

open.edu

เนบิวล่าประกอบด้วยฝุ่นและก๊าซซึ่งส่วนใหญ่เป็นไฮโดรเจน ฝุ่นและก๊าซในเนบิวลากระจายออกไปเป็นบริเวณกว้าง แต่แรงโน้มถ่วงสามารถดึงกลุ่มฝุ่นและก๊าซเข้าด้วยกันได้อย่างช้าๆ เมื่อกระจุกเหล่านี้มีขนาดใหญ่ขึ้นเรื่อยๆ แรงโน้มถ่วงของมันก็จะแข็งแกร่งขึ้น ในที่สุดกลุ่มฝุ่นและก๊าซก็มีขนาดใหญ่มากจนยุบตัวลงภายใต้แรงโน้มถ่วงของมันเอง การยุบตัวทำให้วัตถุที่อยู่ใจกลางมีความหนาแน่นและร้อนขึ้น แกนกลางที่ร้อนนี้เรียกว่า โปรโตสตาร์ (Protostar) ซึ่งเป็นจุดเริ่มต้นของดวงดาว หากมีก๊าซเพียงเล็กน้อยอยู่รอบๆ ก็จะมีเพียงดาวฤกษ์เล็กๆ เท่านั้นที่ก่อตัวขึ้น (เช่นดวงอาทิตย์) หากมีก๊าซจำนวนมาก ดาวฤกษ์มวลมากจะก่อตัวขึ้น และเศษที่เหลือจะสร้างดาวเคราะห์และวัตถุอื่นๆ ในระบบดาวเคราะห์

แบบจำลองคอมพิวเตอร์สามมิติของการก่อตัวของดาวโดย Nasa ทำนายว่ากลุ่มเมฆของก๊าซและฝุ่นที่ยุบตัวลง อาจแตกออกเป็นโปรโตสตาร์สองหรือสามก้อน สิ่งนี้จะอธิบายได้ว่าทำไมดวงดาวส่วนใหญ่ในกาแล็กซี่ทางช้างเผือกจึงจับคู่กันหรือเป็นกลุ่มของดาวหลายดวง

 

sciencephoto.com

เมื่อเมฆฝุ่นและก๊าซยุบตัวจะเริ่มหมุน และเมื่อถึงเวลาก่อตัวของโปรโตสตาร์ (Protostar) กลุ่มเมฆจะแบนและมีแผ่นดิสก์โปรโตสเตลาร์ (Protostellar disk) หมุนอยู่รอบๆ โปรโตสตาร์ แผ่นดิสก์ที่มีก๊าซและฝุ่นหนาแน่นรอบโปรโตสตาร์เหล่านี้บางครั้งก็รวมตัวกันเป็นระบบดาวเคราะห์

โปรโตสตาร์ดูเหมือนดาว แต่แกนกลางของมันยังไม่ร้อนพอที่จะเกิดการหลอมรวมได้ ความส่องสว่างมาจากความร้อนของโปรโตสตาร์เท่านั้นเมื่อมันหดตัว โดยปกติแล้วโปรโตสตาร์จะถูกล้อมรอบไปด้วยฝุ่นซึ่งปิดกั้นแสงที่เปล่งออกมาจึงสังเกตได้ยากในสเปกตรัมที่มองเห็นได้

 

 

Jonas Blue, AWA – Something Stupid

 

 

 

ขั้นตอนที่ 2: ดาวลำดับหลัก (Main sequence star)

การยุบตัวของโปรโตสตาร์ดำเนินต่อไป จนกระทั่งแกนกลางโปรโตสตาร์มีอุณหภูมิสูงถึง 10-15 ล้านองศาเคลวิน ซึ่งเป็นอุณหภูมิที่จำเป็นสำหรับปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชัน (nuclear fusion) ทำให้นิวเคลียสของไฮโดรเจนที่อยู่รวมกันหลอมรวมกันกลายเป็นฮีเลียม ในกระบวนการหลอมรวมกันของไฮโดรเจนเหล่านี้ จะปล่อยพลังงานจำนวนมหาศาลออกมาในรูปของความร้อนซึ่งทำให้เกิดการเผาไหม้อย่างต่อเนื่อง พลังงานที่สร้างขึ้นในดาวจะถูกแผ่ออกไปด้านนอกเป็นโฟตอนของแสง เมื่อโฟตอนผ่านดาวพวกมันจะสร้างแรงดันสุทธิออกไปด้านนอก (ความดันการแผ่รังสี) พร้อมกับความดันจากความร้อนของวัตถุในดาวซึ่งจะไปต้านทานแรงโน้มถ่วง เมื่อแรงโน้มถ่วงสมดุลกับความดันทั้งหมด ทำให้มีรูปร่างที่มั่นคงเป็นทรงกลม การยุบตัวของดาวจึงยุติลง ณ จุดนี้เราถือว่า “ดาวฤกษ์” ได้ถือกำเนิดขี้นแล้ว มันอยู่ในระยะที่เรียกว่า “ดาวฤกษ์ลำดับหลัก (Main sequence star)” ดวงดาวส่วนใหญ่ในจักรวาล – ประมาณร้อยละ 90 เป็นดาวฤกษ์ลำดับหลัก ดวงอาทิตย์ของเราก็เป็นดาวฤกษ์ลำดับหลัก

อายุของดาวขึ้นอยู่กับมวลรวมของดาวซึ่งเป็นปัจจัยหลักที่กำหนดของวิวัฒนาการและชะตากรรมของดวงดาว ยิ่งมวลมีขนาดใหญ่วงจรชีวิตก็จะยิ่งสั้นลง ดาวฤกษ์มวลมากขนาดใหญ่เผาผลาญเชื้อเพลิงไฮโดรเจนได้เร็วกว่าดาวฤกษ์ขนาดเล็กมากและอาจอยู่ได้เพียงไม่กี่แสนปี อย่างไรก็ตามดาวที่มีขนาดเล็กกว่าจะอยู่ได้นานหลายพันล้านปีเนื่องจากพวกมันเผาผลาญเชื้อเพลิงไฮโดรเจนได้ช้ากว่ามาก ดาวที่มีขนาดเท่าดวงอาทิตย์ของเราสามารถส่องแสงได้ด้วยการหลอมรวมไฮโดรเจนเป็นเวลาประมาณ 10 พันล้านปี แต่ดาวที่มีขนาด 10 เท่าของดวงอาทิตย์จะมีอายุเพียง 20 ล้านปี

เส้นทางของดาวฤกษ์ลำดับหลักที่มีมวลใกล้เคียงกับดวงอาทิตย์ : ดาวยักษ์แดง (red giant star) –> เนบิวล่าดาวเคราะห์ (planetary nebulae) –> ดาวแคระขาว (white dwarf) –> ดาวแคระดำ (black dwarf)

เส้นทางของดาวฤกษ์ลำดับหลักที่มีมวลมากกว่าดวงอาทิตย์ : ดาวยักษ์ใหญ่แดง (red supergiant star) –> ซูเปอร์โนวา (supernova) –> ดาวนิวตรอน (neutron star) หรือ หลุมดำ (black hole)

 

ขั้นตอนที่ 3: ดาวยักษ์แดงและดาวยักษ์ใหญ่แดง (Red Giant & Red Supergiant)

ดาวฤกษ์ลำดับหลัก (Main sequence star) เรืองแสง เนื่องจากไฮโดรเจนในแกนกลางของมันถูกเปลี่ยนเป็นฮีเลียมโดยปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชัน เมื่อปริมาณไฮโดรเจนในแกนกลางเริ่มหมดลงและฮีเลียมหลอมรวมเป็นธาตุหนัก เช่น คาร์บอนในแกนกลางของดาวยักษ์แดง  

เมื่อดาวฤกษ์ไม่ได้สร้างความร้อนจากปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันอีกต่อไป แกนกลางจะไม่เสถียรและหดตัว เปลือกนอกของดาวซึ่งส่วนใหญ่ยังคงเป็นไฮโดรเจนเริ่มขยายตัว เมื่อขยายออกดาวจะเย็นตัวและเรืองแสงเป็นสีแดง ตอนนี้ดาวได้ถึงระยะที่เรียกว่า “ดาวยักษ์แดง (Red giant)” มันเป็นสีแดงแทนที่จะเป็นสีเหลือง เพราะมันเย็นกว่าในช่วงดาวฤกษ์ลำดับหลัก และมันมีขนาดใหญ่ขึ้น (เป็นยักษ์) เพราะเปลือกนอกของดาวขยายออกไปด้านนอก หากดาวฤกษ์มีมวลมากพอก็จะมีขนาดใหญ่พอที่จะจัดเป็นดาวยักษ์ใหญ่แดง (Red supergiant) ได้

ดาวยักษ์แดงและดาวยักษ์ใหญ่แดงเป็นดาวที่กำลังจะตายในขั้นตอนสุดท้ายของวิวัฒนาการของดวงดาว มีขนาดเส้นผ่านศูนย์กลาง 100 ล้านถึง 1 พันล้านกิโลเมตร มีขนาด 100 ถึง 1,000 เท่าของดวงอาทิตย์ในปัจจุบัน 

 

ขั้นตอนที่ 4: ซูเปอร์โนวาและเนบิวลาดาวเคราะห์ (Supernova and Planetary nebulae)

เมื่อดาวยักษ์แดง (Red giant) ขยายตัว ฮีเลียมหลอมรวมเป็นคาร์บอนในแกนกลางของมัน และพลังงานของปฏิกิริยานี้จะป้องกันไม่ให้แกนกลางยุบตัว เมื่อการหลอมรวมฮีเลียมเป็นคาร์บอนสิ้นสุดลง แกนกลางของดาวจะหดตัว และดาวฤกษ์เริ่มหลอมรวมคาร์บอนเป็น ออกซิเจน ไนโตรเจน และจนกระทั่งเหล็กเริ่มปรากฏในแกนกลาง (นี่คือวิธีที่ธาตุต่างๆ ก่อตัวขึ้นทีละชนิด)

เมื่อแกนกลางของดาวฤกษ์ประกอบด้วยเหล็กเป็นหลัก การหลอมรวมเหล็กต้องใช้พลังงานในการสลายนิวเคลียสของเหล็กมากกว่าองค์ประกอบอื่นๆ การหลอมรวมเหล็กจึงต้องใช้พลังงานมากกว่าการปลดปล่อยพลังงาน เนื่องจากพลังงานไม่ได้ถูกแผ่ออกจากแกนกลางอีกต่อไป ทำให้แกนกลางยุบตัว และอุณหภูมิแกนกลางสูงขึ้นถึง 100 พันล้านองศาเคลวิน ภายในเวลาไม่ถึงหนึ่งวินาทีดาวจึงเริ่มขั้นตอนสุดท้ายของการล่มสลายด้วยแรงโน้มถ่วง  เมื่ออะตอมของเหล็กถูกบดอัดเข้าด้วยกัน แรงผลักระหว่างนิวเคลียสจะเอาชนะแรงโน้มถ่วง และแกนกลางจะหลุดออกจากใจกลางดาวด้วยคลื่นกระแทกที่ระเบิดได้ ถ้าดาวฤกษ์ที่มีมวลประมาณสิบเท่าหรือมากกว่าของมวลดวงอาทิตย์จะเกิดการระเบิดขนาดใหญ่ที่เรียกว่า “ซูเปอร์โนวา (Supernova)” การระเบิดทำให้ชั้นนอกของดาวหลุดออกไปในอวกาศระหว่างดวงดาว วัตถุที่กระจายออกไปในอวกาศระหว่างดวงดาว บางทีอาจจะชนกับเศษซากจักรวาลอื่นๆ และก่อตัวเป็นดาวดวงใหม่ บางทีอาจจะก่อตัวเป็นดาวเคราะห์และดวงจันทร์ หลังจากการระเบิดของซูเปอร์โนวา แกนของดาวจะถูกทิ้งไว้กลายเป็นหลุมดำหรือดาวนิวตรอนที่มีความหนาแน่นมาก

สำหรับดาวฤกษ์ที่มีขนาดเล็กกว่า เช่น ดวงอาทิตย์ จะไม่ระเบิด มันจะใช้เชื้อเพลิงนิวเคลียร์จนหมดแกนของมัน เย็นตัวลงและหดตัวเป็นดาวแคระขาว (White dwarf) ส่วนก๊าซชั้นนอกของพวกมันจะแผ่ขยายตัวออกไปกลายเป็น “เนบิวลาดาวเคราะห์ (Planetary nebulae)” ซึ่งจะกลายเป็นวัตถุดิบในการสร้างดาวฤกษ์และดาวเคราะห์รุ่นถัดไป และทำให้จักรวาลมีธาตุอื่นๆ เพิ่มขึ้น นอกเหนือจากไฮโดรเจนและฮีเลียม

 

ขั้นตอนที่ 5: ดาวแคระขาว ดาวนิวตรอน และหลุมดำ (White dwarf, Neutron star and Black hole)

ดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยหรือปานกลาง เช่น ดวงอาทิตย์ของเรา จะกลายเป็นดาวแคระขาวเมื่อเชื้อเพลิงไฮโดรเจนได้หมดลง

เมื่อดาวฤกษ์ที่มีมวลมากที่สุดตายไป พวกมันจะพังทลายลงภายใต้แรงโน้มถ่วงของตัวเองกลายเป็นหลุมดำ สำหรับดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยกว่านี้ เมื่อตายไปพวกมันจะระเบิดและทิ้งซากแกนกลางที่มีความหนาแน่นสูงเรียกว่าดาวนิวตรอน

ดาวแคระขาว (White dwarf)

ดาวฤกษ์อย่างดวงอาทิตย์ของเราจะกลายเป็นดาวแคระขาวเมื่อเชื้อเพลิงไฮโดรเจนได้หมดลง เมื่อใกล้ถึงจุดสิ้นสุดของขั้นตอนการเผาไหม้ของปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชัน ดาวประเภทนี้จะขับไล่วัตถุภายนอกส่วนใหญ่ออกไปสร้างเนบิวลาดาวเคราะห์ (Planetary nebula) เหลือเพียงแกนกลางของดาวที่ร้อนระอุ แกนกลางนี้กลายเป็นดาวแคระขาวที่ร้อนมาก โดยมีอุณหภูมิสูงกว่า 100,000 องศาเคลวิน ดาวแคระขาวทั่วไปมีขนาดประมาณโลกแต่มีความหนาแน่นมาก ดาวแคระขาวจะเย็นตัวลงในอีกหลายพันล้านปีข้างหน้า ในที่สุดดาวดังกล่าวก็เย็นลงอย่างสมบูรณ์และกลายเป็นดาวแคระดำ (ฺBlack dwarf)

ดาวนิวตรอน (Neutron star)

ดาวนิวตรอนเป็นผลผลิตสุดท้ายของการวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ที่มีขนาดใหญ่ ดาวนิวตรอนเป็นดาวขนาดเล็กที่มีความหนาแน่นสูงอย่างยิ่งยวด มันมีเส้นผ่าศูนย์กลางเพียง 10–30 กิโลเมตร แต่มีมวลมากกว่าดวงอาทิตย์ถึง 1.4-2 เท่า ดาวนิวตรอนบางชนิดยังเป็นวัตถุที่หมุนเร็วที่สุด โดยหมุนได้ถึงหลายพันครั้งต่อวินาที ดาวนิวตรอนที่หมุนรอบตัวเองชนิดนี้เรียกว่า พัลซาร์ (pulsar) 

ดาวนิวตรอนเป็นซากแกนกลาง (core) ของดาวฤกษ์มวลสูงที่หลงเหลือจากการระเบิดซูเปอร์โนวา เศษซากภายในของซูเปอร์โนวายังคงพังทลายลงในตัวมันเอง แรงโน้มถ่วงมีความแข็งแรงเพียงพอที่จะเอาชนะความดันของอิเล็กตรอนได้ เมื่ออิเล็กตรอนไม่สามารถต้านทานการยุบตัวด้วยแรงโน้มถ่วงที่มากขึ้นของดาวดังกล่าวได้ และถูกผลักเข้าไปในนิวเคลียสของอะตอมซึ่งพวกมันรวมตัวกับโปรตอนเพื่อสร้างนิวตรอนที่ไม่มีประจุและอัดแน่น ทำให้สสารมีนิวตรอนมากขึ้นเรื่อยๆ ความดันของนิวตรอนจะป้องกันไม่ให้แกนกลางยุบลงไปอีกและกลายเป็นดาวนิวตรอนในที่สุด

หลุมดำ (Black hole)

การสร้างหลุมดำเกี่ยวข้องกับการยุบตัวของดาวฤกษ์ที่มีมวลสูงมาก (มากกว่า 50 เท่าของมวลดวงอาทิตย์) หลังจากการระเบิดซูเปอร์โนวา ซากแกนกลางของดาวจะเหลืออยู่ การยุบตัวจะยังคงดำเนินต่อไปจนถึงจุดที่สสารมีความหนาแน่นสูงมาก ซึ่งแรงโน้มถ่วงนั้นยิ่งใหญ่มากจนแม้แต่แสงก็ไม่สามารถหลุดรอดออกมาได้จากแรงดึงดูดของมันได้ และมีการสร้างหลุมดำขึ้น หลังจากสร้างหลุมดำแล้ว แรงโน้มถ่วงยังคงดึงเศษซากอวกาศและสสารประเภทอื่นๆ เข้ามาช่วยเพิ่มมวลของแกนกลาง ทำให้หลุมดำนั้นแข็งแกร่งและทรงพลังมากขึ้น จนถึงจุดที่เรียกว่า Singularity ซึ่งเป็นจุดที่สสารและพลังงานทั้งหมดถูกอัดแน่นด้วยแรงกดดันที่รุนแรงจนมีขนาดเล็กมากแบบไม่มีที่สิ้นสุด มีความหนาแน่นมากแบบไม่มีที่สิ้นสุด และมีความร้อนสูงมากแบบไม่มีที่สิ้นสุดเช่นกัน 

เนื่องจากไม่มีแสงใดสามารถหลุดรอดออกมาได้จึงมองไม่เห็นหลุมดำ อย่างไรก็ตามกล้องโทรทรรศน์อวกาศที่มีเครื่องมือพิเศษสามารถช่วยค้นหาหลุมดำได้ 

 

 

Luke Bryan – Down To One