กำเนิดของดาว

ดาวก็เหมือนกับชีวิตของคนเราที่มีเกิด , เจริญเติบโต , แก่ , เจ็บและตาย แต่ช่วงชีวิตของดาวนั้นยาวนานมาก บางดวงอาจหลายสิบล้านปี แต่บางดาวอาจเป็นหมื่นล้านปี เช่น ดวงอาทิตย์ของเรา การศึกษาการเกิดของดาวต้องอาศัยกล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่และถ้าจะให้ดีต้องศึกษาในช่วงคลื่นอินฟาเรดและคลื่นวิทยุ เพราะดาวเกิดใหม่นั้นจะมีฝุ่นหุ้มมันอยู่ทำให้มองไม่เห็นในช่วงความยาวคลื่นที่ตามองเห็น แต่คลื่นอินฟาเรดและคลื่นวิทยุสามารถทะลุผ่านฝุ่นออกมาได้ทำให้เราสามารถศึกษาดาวตั้งแต่เกิดจนตายได้ ปัจจุบันยังมีดาวเกิดใหม่อยู่ตลอดเวลาในแกแลคซี่ทางข้างเผือกของเรามีดาวเกิดใหม่ประมาณ 3 ดวงทุกปี
การยุบตัวของกลุ่มเมฆ (Collapsing Clouds) 

ในอวกาศนั้นไม่ได้ว่างเปล่าเสียทีเดียว ยังมีกลุ่มแก๊สและฝุ่นที่มีอุณหภูมิต่ำอยู่เป็นจำนวนมาก ซึ่งเราจะเห็นมันได้ก็ต่อเมื่อมันบังดาวที่สว่างหรือบังเนบิวลาเรืองแสง เช่น กลุ่มเมฆบอก   
(Bok globules) องค์ประกอบส่วนมากของกลุ่มแก๊สพวกนี้จะเป็นโมเลกุลของไฮโดรเจนแต่ก็ยังมีโมเลกุลอย่างอื่นอีก เช่น น้ำหรือแอลกอฮอล์รวมอยู่ด้วย กลุ่มเมฆโมเลกุลขนาดใหญ่ (GMCs) อาจมีมวลหลายล้านเท่าของดวงอาทิตย์และกว้างหลายร้องปีแสง



group of Bok globules in IC 2948

เมื่อ GMCs ถูกชนโดยคลื่นกระแทกที่อาจมาจากซุปเปอร์โนวาก็จะทำให้เกิดดาวฤกษ์ดวงใหม่ขึ้นมาได้ โดยแรงโน้มถ่วงจะเริ่มดึงดูดอนุภาคหรือโมเลกุลต่าง ๆ เข้าสู่ศูนย์กลางมวลของกลุ่มเมฆ ตอนแรกจะเริ่มยุบตัวช้าๆ ก่อนจากนั้นเมื่อมีมวลมากขึ้นแรงโน้มถ่วงก็จะมากขึ้นด้วยทำให้การยุบตัวของกลุ่มเมฆเป็นไปอย่างรวดเร็ว เมื่อถึงระดับหนึ่งกลุ่มเมฆจะเริ่มแยกออกเป็นส่วนเล็กๆ แล้วยุบตัวต่อไปเรื่อย ๆ เมื่อดาวมีความหนาแน่นเพิ่มขึ้น อุณหภูมิของก๊าซก็จะสูงขึ้นด้วย แล้วก็เริ่มมีการหมุนรอบตัวเองเพื่อรักษาโมเมนตัม

ดาวที่มีอายุน้อย (Young stellar objects)
หลังจากกลุ่มเมฆยุบตัวไปประมาณ 100,000ปี จะกลายเป็นโปรโตสตาร์ (Protostar) มันจะมีสีแดงจากความร้อนที่เกิดจากแก๊สที่มีความหนาแน่นสูง แต่ยังไม่เกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์แบบฟิวชัน ถ้าพลอตตำแหน่งของโปรโตสตาร์ ใน HR-Diagram ตอนนี้มันจะอยู่ด้านบนขวาคือมีความสว่างมากแต่อุณหภูมิต่ำ เมื่อก้อนก๊าซยุบตัวต่อไปเรื่อย ๆ ก็จะเริ่มเข้าสู่แถบกระบวนหลัก (main sequence) คือแกนกลางของดาวร้อนมากพอที่จะจุดปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันของไฮโดรเจนได้ซึ่งตอนนี้ถึงจะเป็นดาวจริงๆ



วัตถุเฮอร์บิก-ฮาโร 30

ลักษณะของดาวฤกษ์ตอนแรกที่ปรากฏให้เราเห็นคือ แบบดาว T Tauri ซึ่งจะมีกลุ่มแก๊สล้อมรอบมันอยู่ทำให้เรามองไม่เห็นหรือเห็นแค่บางส่วนเท่านั้น ดาวเกิดใหม่ที่มวลมากจะหุ้มด้วยกลุ่มก๊าซคือ เฮอร์บิก-ฮาโร (Herbig-Haro objects) ซึ่งจะมีแก๊สที่พ่นออกมาจากขั้วของดาว T Tauri จนชนกับกลุ่มแก๊สที่อยู่ข้าง ๆ ทำให้กลุ่มแก๊สเหล่านั้นถูกผลักออกมาจากบริเวณที่ดาวเกิดใหม่ ทำให้เราสามารถหาดาวเกิดใหม่ได้โดยหาวัตถุพวกเฮอร์บิก-ฮาโร 

บริเวณที่มีดาวเกิดใหม่ (Stellar Nurseries) 
ในบริเวณที่ดาวเกิดใหม่(Stellar Forming Region)หรือ H II Region ซึ่งเป็นบริเวณที่มีแก๊สไฮโดรเจนหนาแน่นมาก อาจมีดาวเกิดใหม่เพียงไม่กี่สิบดวงหรืออาจหลายพันดวงก็ได้ขึ้นอยู่กับกลุ่มเมฆที่จะยุบตัวนั้นมีขนาดใหญ่แค่ไหน บริเวณขนาดใหญ่ที่มีดาวฤกษ์ที่ร้อนมาก คือพวกที่มีสเปกตรัม O และ B อยู่ตรงกลางจะเรียกว่า OB association สมาชิกของกระจุกดาวจะเริ่มแยกจากกันทำให้กลายเป็นดาวเดี่ยว แต่ก็ยังมีกลุ่มที่มีความหนาแน่นมากเนื่องจากแรงโน้มถ่วงดึงมันไว้ 



แผ่นฝุ่นดาวเคราะห์ใน M42

          ในตอนแรกดาวที่เกิดใหม่จะยังมีกลุ่มแก๊สหุ้มอยู่ แต่พอนานไปก็จะหายไปหมดเนื่องจากแรงดันการแผ่รังสีและลมอนุภาคจากผิวดาว ถึงตอนนี้ดาวก็จะสามารถส่องสว่างได้อย่างเต็มที่ ดาวที่ร้อนที่สุดคือ พวกสเปกตรัม O และ B จะไอออไนซ์แก๊สที่อยู่รอบๆ ดาวทำให้เกิดเป็นเนบิวลาแบบเรืองแสง เช่น เนบิวลาในกลุ่มดาวนายพราน (M42) ที่มีทั้งดาวเกิดใหม่ที่มีอายุเพียง 50 ล้านปี และมีแผ่นฝุ่นดาวเคราะห์ (protoplanetary disk) ที่อาจเปลี่ยนดาวเคราะห์ขนาดใหญ่หรืออาจมีดาวเคราะห์ขนาดเล็กด้วยก็ได้ ถ้าดูเนบิวลานี้ในช่วงอินฟาเรดจะเห็นดาวฤกษ์ใหม่หลายร้อยดวงเลยทีเดียวและยังเหลือกลุ่มก๊าซอยู่อีกเป็นจำนวนมาก

ครอบครัวดาวฤกษ์ (stellar Families)
ถ้าเป็นกลุ่มเมฆขนาดเล็กพอยุบตัวลงก็อาจเกิดเป็นดาวฤกษ์เพียง 2-3 ดวง ทำให้เกิดเป็นระบบดาวหลายดวงหรือระบบดาวคู่ที่โคจรรอบจุดศูนย์กลางมวล แต่โดยทั่วไประบบดาวคู่จะอยู่ได้ไม่นานเพราะถูกรบกวนโดยดาวดวงอื่นโดยเฉพาะกระจุกดาวที่หนาแน่น แต่อย่างไรก็ตามระบบดาวคู่ก็ยังเหลืออยู่มาก คือมากกว่าครึ่งของดาวบนท้องฟ้าจะเป็นระบบดาวคู่ ซึ่งตอนแรกอาจเกิดมาดวงเดียวแล้วจับคู่กับดาวอีกดวงหนึ่งทำให้เป็นดาวคู่

ดาวแคระน้ำตาล (Brown Dwarfs) 
ถ้ามวลของโปรโตสตาร์น้อยกว่า 0.08 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ (80 เท่าของดาวพฤหัสบดี) อุณหภูมิตรงใจกลางของก้อนก๊าซจะไม่มากพอที่จะจุดปฏิกิริยานิวเคลียร์ทำให้ไม่สามารถเกิดเป็นดาวฤกษ์ได้ เราจะเรียกก้อนก๊าซพวกนี้ว่า ดาวแคระน้ำตาลแต่มันมีอุณหภูมิพื้นผิวประมาณ 1,000-2,000 เซลเซียส เราสามารถหาดาวแคระน้ำตาลได้ในช่วงคลื่นอินฟราเรด สเปกตรัมของดาวแคระน้ำตาลจะมีธาตุลิเทียมปรากฏอยู่ ซึ่งถ้าเป็นดาวฤกษ์มวลน้อยจะไม่ปรากฏธาตุนี้ในสเปกตรัม ถ้าก้อนก๊าซนี้เล็กกว่าดาวแคระน้ำตาลคือมีมวลน้อยกว่า 10 เท่าของดาวพฤหัสดบดีก็จะกลายเป็นดาวเคราะห์เหมือนดาวพฤหัสบดีของระบบสุริยะของเรา



ดาวฤกษ์ขนาดเล็ก

 


หน้าแรก

 

กลับหน้าแรกโฮมเพจฟิสิกส์ราชมงคล