วิวัฒนาการของดาวฤกษ์
วิวัฒนาการของดาวฤกษ์ เป็นกระบวนการที่ดาวฤกษ์เปลี่ยนแปลงองค์ประกอบภายในตามลำดับไปในช่วงอายุของมัน ซึ่งจะมีลักษณะแตกต่างกันตามขนาดของมวลของดาวฤกษ์นั้น ๆ อายุของดาวฤกษ์มีตั้งแต่ไม่กี่ล้านปี (สำหรับดาวฤกษ์ที่มีมวลมาก ๆ) ไปจนถึงหลายล้านล้านปี (สำหรับดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อย) ซึ่งอาจจะมากกว่าอายุของเอกภพเสียอีก
การศึกษาวิวัฒนาการของดาวฤกษ์มิได้ทำเพียงการเฝ้าสังเกตดาวดวงหนึ่งดวงใด ดาวฤกษ์ส่วนใหญ่มีการเปลี่ยนแปลงอย่างช้ามากจนยากจะตรวจจับได้แม้เวลาจะผ่านไปหลายศตวรรษ นักฟิสิกส์ดาราศาสตร์ทำความเข้าใจกับวิวัฒนาการของดาวฤกษ์โดยการสังเกตการณ์ดาวจำนวนมาก โดยที่แต่ละดวงอยู่ที่ช่วงอายุแตกต่างกัน แล้วทำการจำลองโครงสร้างของดาวออกมาโดยใช้แบบจำลองคอมพิวเตอร์ช่วย
กำเนิดของดาวฤกษ์[แก้]
วิวัฒนาการของดาวฤกษ์เริ่มต้นขึ้นตั้งแต่การพังทลายของแรงโน้มถ่วงของเมฆโมเลกุลขนาดยักษ์ (GMC) เมฆโมเลกุลโดยมากจะมีขนาดกว้างประมาณ 100 ปีแสง และมีมวลประมาณ 6,000,000 มวลดวงอาทิตย์ เมื่อแรงโน้มถ่วงพังทลายลง เมฆโมเลกุลขนาดยักษ์จะแตกออกเป็นชิ้นเล็กชิ้นน้อย แก๊สจากเศษเมฆแต่ละส่วนจะปล่อยพลังงานศักย์จากแรงโน้มถ่วงออกมากลายเป็นความร้อน เมื่ออุณหภูมิและความดันเพิ่มสูงขึ้น เศษซากจะอัดแน่นมากขึ้นกลายเป็นรูปทรงกลมหมุนของแก๊สที่ร้อนจัด รู้จักกันในชื่อว่า ดาวฤกษ์ก่อนเกิด (protostar)[1]
ดาวฤกษ์ก่อนเกิดที่มีมวลน้อยกว่า 0.08 มวลดวงอาทิตย์จะไม่สามารถทำอุณหภูมิได้สูงพอให้เกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันของไฮโดรเจนได้ ดาวเหล่านี้จะกลายเป็นดาวแคระน้ำตาล ดาวแคระน้ำตาลที่มีมวลมากกว่า 13 เท่าของมวลดาวพฤหัสบดี (ประมาณ 2.5 × 1028 กก.) จะสามารถทำให้ดิวเทอเรียมหลอมละลายได้ นักดาราศาสตร์จำนวนหนึ่งจะเรียกเฉพาะวัตถุทางดาราศาสตร์ที่มีคุณสมบัติดังกล่าวว่าเป็นดาวแคระน้ำตาล วัตถุที่มวลต่ำแบบนี้ซึ่งรวมถึงดาวแคราะน้ำตาลด้วยจะเรียกรวมว่าเป็นวัตถุมวลต่ำกว่าดาวฤกษ์ (substellar object) แต่ไม่ว่าจะเป็นดาวประเภทใด ดิวเทอเรียมจะหลอมเหลวได้หรือไม่ ต่างก็ส่องแสงเพียงริบหรี่และค่อย ๆ ตายไปอย่างช้า ๆ อุณหภูมิของมันลดลงเรื่อย ๆ ตลอดช่วงเวลาหลายร้อยล้านปี
สำหรับดาวฤกษ์ก่อนเกิดที่มีมวลมากกว่า อุณหภูมิที่แกนกลางสามารถขึ้นไปได้สูงถึง 10 เมกะเคลวิน ทำให้เริ่มต้นปฏิกิริยาลูกโซ่โปรตอน-โปรตอน และทำให้ไฮโดรเจนสามารถหลอมเหลวดิวเทอเรียมและฮีเลียมได้ สำหรับมวลมากกว่า 1 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ กระบวนการวงจร CNO จะทำให้เกิดองค์ประกอบสำคัญในการสร้างพลังงาน และทำให้ปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันดำเนินไปต่อเนื่องอย่างรวดเร็วจนกระทั่งเข้าสู่สภาวะสมดุลอุทกสถิต คือการที่พลังงานที่ปลดปล่อยจากแกนกลางทำให้เกิด "แรงดันการแผ่รังสี" ที่สมดุลกับมวลของดาวฤกษ์ ซึ่งจะป้องกันการยุบตัวจากแรงโน้มถ่วง ดาวฤกษ์นั้นก็จะเข้าสู่สภาวะที่เสถียร และเริ่มดำเนินไปตามแถบลำดับหลักของมันบนเส้นทางวิวัฒนาการ
ดาวฤกษ์เกิดใหม่จะเข้ามาอยู่ในช่วงหนึ่งช่วงใดบนแถบลำดับหลักตามแผนภาพของแฮร์ตสปรอง–รัสเซิล โดยที่ประเภทสเปกตรัมของแถบลำดับหลักขึ้นอยู่กับมวลของดาวฤกษ์ดวงนั้น ดาวแคระแดงมวลน้อยที่มีขนาดเล็กและอุณหภูมิค่อนข้างต่ำจะเผาผลาญไฮโดรเจนอย่างช้า ๆ และอยู่บนแถบลำดับหลักได้นานเป็นเวลาหลายแสนล้านปี ขณะที่ดาวยักษ์อุณหภูมิสูงและมีมวลมากจะออกจากแถบลำดับหลักไปในเวลาเพียงไม่กี่ล้านปีเท่านั้น ดาวฤกษ์ขนาดกลางเช่นดวงอาทิตย์ของเราจะอยู่บนแถบลำดับหลักได้ประมาณ 1 หมื่นล้านปี เชื่อว่าปัจจุบันดวงอาทิตย์อยู่ในช่วงกึ่งกลางของอายุของมันแล้ว แต่อย่างไรก็ยังคงอยู่บนแถบลำดับหลักอยู่
สภาวะทั่วไป[แก้]
![[icon]](/wiki/%E0%B9%84%E0%B8%9F%E0%B8%A5%E0%B9%8C:Wiki_letter_w_cropped.svg){kind=small} | ส่วนนี้รอเพิ่มเติมข้อมูล คุณสามารถช่วยเพิ่มข้อมูลส่วนนี้ได้ |
ซากดาวฤกษ์[แก้]
ดาวฤกษ์ เมื่อพลังงานความร้อนภายในดวงดาวจากปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันเริ่มหมดไป ดาวฤกษ์จะมีแรงดันลดลงจนถึงจุดวิกฤต เมื่อแรงดันมีค่าน้อยกว่าแรงดึงดูดซึ่งเกิดจากมวลของดาวฤกษ์ ดาวฤกษ์จะเริ่มยุบตัวลงจนกลายเป็นดาวแคระขาว ดาวนิวตรอน หรือ หลุมดำในที่สุด ในระหว่างการยุบตัวหากแกนกลางดาวดาวฤกษ์ไม่เสถียรและแตกออก จะเกิดการยุบตัวและปลดปล่อยแรงกระแทกสู่ชั้นอื่น ๆ ของดาวฤกษ์ เกิดเป็นมหานวดาราปลดปล่อยพลังงานมหาศาลออกมา เศษซากดาวจะกระจายออกเป็นวงกว้างกลายเป็นกลุ่มเมฆแก๊สขนาดใหญ่หรือที่เรียกว่าเนบิวลา
อ้างอิง[แก้]
- ↑ Dina Prialnik (2000). An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press. pp. chapter 10. ISBN 0521650658.
 | บทความดาราศาสตร์นี้ยังเป็นโครง คุณสามารถช่วยวิกิพีเดียได้โดยการเพิ่มเติมข้อมูล |