เอกภพ เป็นระบบที่มีขนาดใหญ่ที่สุดเท่าที่มนุษย์สามารถสังเกตได้ นักเอกภพวิทยาพบว่า เอกภพ มีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 28000 ล้านปีแสง
* 1 ปีแสง คือ ระยะทางที่แสงเดินทางในอวกาศเป็นเวลานาน 1 ปี คิดเป็นระยะทาง 9.461×1015 เมตร
หรือประมาณ 9.5 ล้านล้านกิโลเมตร
ชาวสุเมเรียนบันทึกตำแหน่งของดาวฤกษ์และดาวเคราะห์ โดยมีโลกแบนอยู่กับที่และศูนย์กลางของการเคลื่อนที่ทั้งหมดมีการตั้งชื่อกลุ่มคาวหลายกลุ่มในท่องฟ้า และอธิบายการเคลื่อนที่ของดาวต่างๆ ตามความเชื่อที่ว่าเทพเจ้าปกครองโลก ท้องฟ้าและแหล่งน้ำบันดาลให้เป็นไป ชาวบาบิโดลนอาศัยพื้นฐานของชาวสุเมเรียนมาใช้ในการอธิบายการเคลื่อนที่ของดาวฤกษ์และการเปลี่ยนแปลงฤดูกาลบนโลกได้อย่างถูกต้อง
ภาพที่
63 แบบจำลองเอกภพของชาวสุเมเรียนและแบบจำลองเอกภพของชาวบาบิโลน
ที่มา : //3.bp.blogspot.com/-KYr4axpBL6c/Us_PO5clZLI/AAAAAAAAARE/Lm7xtUtLzoQ/s1600/197712.jpg
ชาวกรีกได้ประยุกต์ความรู้ทางคณิตศาสตร์ในเรื่องจำนวนและเรขาคณิตในการพัฒนา แบบจำลองเอกภพ “อริส โตเติล” เป็นชาวกรีกคนแรกที่พบว่า โลกมีลักษณะเป็นทรงกลม นอกจากนี้ “อริส ตาร์คัส” เป็นบุคคลแรกที่ระบุว่า โลกโคจรรอบดวงอาทิตย์เป็นจุดศูนย์กลาง และโลกจะโคจรครบรอบ 1 ปี ในเวลา 1 ปี ทำให้แบบจำลองของชาวกรีกมีลักษณะที่อธิบายได้ทางเรขาคณิต
ARISTOTLE (384 – 325 ปี ก่อนคริสตศักราช)
ภาพที่ 64 แบบจำลองเอกภพของอลิสโตเติล
ที่มา : //www.physicsoftheuniverse.com/cosmological.htm
ARICTARCHUS (310–230ปี ก่อนคริสต์ศักราช)
ภาพที่
65 แบบจำลองเอกภพของอลิคทาคัท
ที่มา : //www.atnf.csiro.au/outreach/education/senior/cosmicengine/classicalastronomy.html
C.PTOLEME ( คริสต์ศักราช 300)
ภาพที่ 66 แบบจำลองเอกภพของโทเลมี
ที่มา : //castinet.castilleja.org/users/pmckee/scientific.awakening/sci-awake2.html
ไทโค บราเฮ (Tycho Brahe, ค.ศ.1546 – ค.ศ.1601) นักดาราศาสตร์ชาวฮอลแลนด์ได้ทำ การสังเกตการเคลื่อนที่ของดาวเคราะห์ต่างๆและจดบันทึกตำแหน่งอย่างละเอียดทุกวันเป็นเวลานับสิบปี ผลจากการสังเกตของเขานี้ทำให้เขาไม่เชื่อในคำอธิบายการโคจรของดาวเคราะห์ต่างๆรอบดวงอาทิตย์ของโคเปอร์นิคัสที่ว่า ดาวเคราะห์ต่างๆเคลื่อนที่รอบๆดวงอาทิตย์ เป็นรูปวงกลมสมบูรณ์แบบ แต่ผลงานการสังเกตการณ์และสรุปผลนี้ยังไม่เป็นผลสำเร็จเขาก็ได้มาเสียชีวิตไปเสียก่อน แต่อย่างไรก็ตามเขาได้มอบบันทึกของการสังเกตนี้ให้แก่ผู้ช่วยของเขาซึ่งเป็นชาวเยอรมัน คือ โจฮันเนส เคพเลอร์ (Johannes Kepler) ดังนั้นจึงทำให้เคพเลอร์ได้ทำการสังเกตการณ์เพิ่มเติมแล้วจึงได้ตั้งแบบจำลองเอกภพที่ได้อธิบาย การเคลื่อนที่ของดาวเคราะห์ต่างๆเอาไว้ว่า ดวงอาทิตย์ยังคงเป็นจุดศูนย์กลางการเคลื่อนที่ของระบบโดยที่ดาวฤกษ์ต่างๆจะอยู่ในตำแหน่งประจำที่ ส่วนดาวเคราะห์ต่างๆจะโคจรรอบดวงอาทิตย์เป็นรูปวงรีไม่ใช่ วงโคจรรูปวงกลมสมบูรณ์แบบดังที่แสดงอยู่ในแบบจำลองของโคเปอร์นิคัส และดวงอาทิตย์จะตั้งอยู่ที่ จุดโฟกัสจุดหนึ่งของวงโคจรรูปวงรีนั้น
ภาพที่ 67 แบบจำลองเอกภพของเคพเลอร์
ที่มา : //www.keplerlatinoamerica.com/
กฎของเคปเลอร์
กฎข้อที่ 1: ดาวเคราะห์โคจรรอบดวงอาทิตย์เป็นวงรี โดยมีดวงอาทิตย์อยู่ที่โฟกัสจุดหนึ่ง
กฎข้อที่ 2: เวลาที่ดาวเคราะห์ใช้โคจรรอบดวงอาทิตย์ คาบเวลาเท่ากันจะกวาดได้พื้นที่เท่ากัน
กฎข้อที่ 3: กำลังสองของคาบวงโคจรรอบดวงอาทิตย์ แปรผันตามกำลังสามของระยะห่างจากดวงอาทิตย์ (p2/a3 = k, k เป็นค่าคงที่)
-
แบบจำลองเอกภพของกาลิเลโอ
กาลิเลโอเป็นชาวอิตาลี เป็นคนแรกที่ได้ใช้กล้องโทรทัศน์ เพื่อการสังเกตการณ์ทางดาราศาสตร์ แบบจำลองของกาลิเลโอเชื่อว่า ดวงอาทิตย์เป็นศูนย์กลางของระบบสุริยะ โดยมี ดาวเคราะห์ต่างๆ เคลื่อนที่รอบดวงอาทิตย์เป็นวงกลม แบบจำลองของเขาเป็นแบบจำลองที่มีขนาดไม่จำกัด
ซึ่งเชื่อว่ายังมีวัตถุอื่นที่อยู่ไกลกว่าดาวเสาร์ ต่อมา “เซอร์ ไอแซก นิวตัน” ค้นพบว่า ลักษณะการโคจรของดาวเคราะห์เกิดจากผลของแรงโน้ม ทำให้ปัจจุบันนักดาราศาสตร์ยอมรับ กฎการเคลื่อนที่ดาวเคราะห์ 3 ข้อ ของเคปเลอร์
กำเนิดเอกภพเริ่มนับจากจุดที่เรียกว่า บิกแบง (Big Bang) ซึ่งเป็นทฤษฎีที่อธิบายการระเบิดใหญ่ที่ทำให้พลังงาน ส่วนหนึ่งเปลี่ยน เป็นสสาร มีวิวัฒนาการต่อเนื่องจนเกิดเป็นกาแล็กซี เนบิวลา ดาวฤกษ์ ระบบสุริยะ โลก ดวงจันทร์ มนุษย์ และสิ่งมีชีวิตต่าง ๆ
ภาพที่ 68 ทฤษฎีบิกแบง (Big Bang)
ที่มา :
//sites.google.com/site/megaistoriakosmogenez/bolsoj-vzryv
นักวิทยาศาสตร์ได้สร้างแบบจำลองอายุของเอกภพในแต่ละขั้นตอน อธิบายตามภาพที่ 68 ได้ดังนี้
| 10-43 วินาที เอกภพมีอุณหภูมิสูงถึง 1032 K จึงยังไม่มีอนุภาคใดๆ เกิดขึ้น | |
| 10-10 วินาที อุณหภูมิลดลงเหลือ 1032 K กำเนิดอนุภาคขนาดเล็ก | |
| 1 วินาที อุณหภูมิ 1010 K กำเนิดโปรตรอนและอิเล็กตรอน | |
| 3 นาที อุณหภูมิ 109 K โปรตรอนและนิวตรอนรวมกันเป็นนิวเคลียส | |
| 300,000 ปี อุณหภูมิลดลงเหลือ 6,000 K กำเนิดอะตอม | |
| 1,000 ล้านปี อุณหภูมิลดลงเหลือ 18 K อะตอมรวมตัวเป็นโมเลกุล กำเนิดกาแล็กซีและ ดาวฤกษ์ | |
| 13,000 ล้านปี อุณหภูมิลดลงเหลือ 3 K เอกภพในสภาพปัจจุบัน |
หลักฐานที่สนับสนุนทฤษฎีบิกแบง
1. การขยายตัวของเอกภพ
ในปีค.ศ.1920 เอ็นวิน พีฮับเบิล นักดาราศาสตร์ชามอเมริกัน ได้ตีพิมพ์รายงานการค้นพบเรื่อง
แสงสเปกตรัมของกาแล็กซี่ที่อยู่ไกลออกไปว่า ลำแสงเปลียนความถี่ หมายความว่า ความถี่ของแสง จากกาแล็กซีที่อยู่ไกลออกไปเปลี่ยนเป็นคลื่อน มีความยาวคลื่นมากยิ่งขึ้น จากการวัดความยาวคลื่น ที่เปลี่ยนแปลงไปแสดงให้เห็นว่า
กาแล็กซีกำลังเคลื่อนตัวออกไปจากกาแล็กซีทางช้างเผือก
ด้วยความเร็วเป็นสัดส่วนกัยระยะทางที่อยู่ไกลออกไป คือ ความเร็วของการเคลื่อนตัวออกไปเท่ากับ ระยะทางหารด้วยปริมาณเวลา
เป็นอย่างเดียวกันหมดทุกกาแล็กซี กฏนี้เรียกว่า กฏของฮับเบิล และ T ซึ่งเป็นมิติของเวลาเรียกว่า “เวลาฮับเบิล” หากกฏนี้ใช้ได้กับทุกกาแล็กซี ก็หมายความว่า กาแล็กซีทั้งหมดที่มี อยู่ใน เอกภพ จะอยู่ในตำแหน่งเดียวกันหมดเมื่อเวลาผ่านไปหลายปีมาเเล้ว
ภาพที่ 69 ปรากฏการณ์ดอปเปลอร์
ที่มา : //suphansanumnansripang.blogspot.com/p/5.html
นักดาราศาสตร์ศึกษาการขยายตัวของเอกภพโดยใช้ปรากฏการด็อปเปลอร์เป็นเครื่องมือ (Doppler Effect) เมื่อกาแล็กซีเคลื่อนที่ออกจากโลก รังสีที่กาแล็กซีแผ่ออกมาจะมีความยาวคลื่นมากกว่าความเป็นจริง ซึ่งเรียกว่า "การเลื่อนทางแดง" (Redshift) การขยายตัวของเอกภพทำให้เกิดการเลื่อนทางแดงของกาแล็กซี กาแล็กซียิ่งอยู่ไกลก็ยิ่งมีค่าการเลื่อนทางแดงสูง เราสามารถคำนวณหาค่าการเลื่อนทางแดงได้โดยใช้สูตรต่อไปนี้
= ความเร็วในการถอยห่างของกาแล็กซี
H0 = ค่าคงที่ของฮับเบิล
= 71 km/s/Mpc
(กิโลเมตร/วินาที/พันพาร์เซก)
d = ระยะทางจากโลกถึงกาแล็กซี
2. อุณหภูมิพื้นหลังของเอกภพปัจจุบันลดลงเหลือ 2.73 เควิล
มีการตรวจพบคลื่นรังสีความร้อนระดับไมโครเวฟ อุณหภูมิประมาณ 3 เคลวิน กระจายอยู่ทั่วไปในจักรวาลอย่างสม่ำเสมอ โดยนักวิทยาศาสตร์สองคน คือ โรเบิร์ต วิลสัน (Robert Wilson) และ อาร์โน
เพนเซียส ( Arno Penzius ) เมื่อปี ค.ศ. 1965 ซึ่งทำให้จักรวาลมีสภาพคล้ายจมอยู่ในทะเลพลังงานความร้อนคลื่นรังสีความร้อนที่กระจายอยู่ทั่วไปในจักรวาลนี้ สอดคล้องรับกับทฤษฎีกำเนิดจักรวาลจากการระเบิดครั้งยิ่งใหญ่ได้อย่างดีว่า เป็นพลังงานของการระเบิดที่ยังหลงเหลืออยู่ถึงปัจจุบัน เพราะเมื่อคำนวณจากขนาดของพลังงานความร้อนที่เหลืออยู่ในปัจจุบัน ย้อนหลังไปสู่จุดกำเนิดที่มา ก็จะลงตัวได้อย่างค่อนข้างดี
จนกระทั่งคลื่นรังสีความร้อนประมาณ 3 เคลวินนี้ ถูกเปรียบเทียบเรียกเป็น เสียงจากการระเบิดครั้งยิ่งใหญ่ที่ยังเหลืออยู่ให้ได้ยินกันในปัจจุบัน
ภาพที่ 70 อุณหภูมิพื้นหลังของเอกภพ
ที่มา : //www.nasa.gov/multimedia/imagegallery/image_fearture_1521.html
กาแล็กซี่ หรือดาราจักร คือ ระบบของดาวฤกษ์จำนวนนับแสนล้านดวง อยู่รวมกันด้วยแรงโน้มถ่วงระหว่างดวงดาวกับ หลุมดำ ที่มีมวลมหาศาล ซึ่งอยู่ ณ ศูนย์กลางของกาแล็กซี่ โดยมีเนบิวลาซึ่งเป็นกลุ่มแก๊สและฝุ่นละอองที่เกาะกลุ่มอยู่ในที่ว่างบางแห่งระหว่างดาวฤกษ์
กาแล็กซีมีรูปทรงแตกต่างกันหลายประเภท ซึ่งสามารถแบ่งเป็นประเภทใหญ่ๆ ได้ 2 ประเภทคือ กาแล็กซีปกติ (Regular galaxy) ที่มีสัณฐานรูปทรงชัดเจนสามารถแบ่งได้ตามแผนภาพส้อมเสียง (Hubble Turning Fork) และกาแล็กซีไม่มีรูปแบบ (Irregular Galaxy) ที่ไม่มีรูปทรงสัณฐานชัดเลย เช่น เมฆแมก เจลแลนใหญ่ เมฆแมกเจลแลนเล็ก ซึ่งเป็นกาแล็กซีบริวารของทางช้างเผือก
ภาพที่ 71 รูปแบบกาแลกซี่
ที่มา :
//www.lesa.biz/astronomy/galaxy/galaxies
- กาแล็กซีรูปเกลียวหรือกาแล็กซีแบบกังหัน ( Spiral Galaxies )
กาแล็กซี่ชนิดนี้จะมีรูปร่างลักษณะกลมแบนมีส่วนที่คล้ายแขนยืดออกมา ซึ่งดูแล้วจะมีลักษณะคล้ายกังหันที่กำลังหมุน ภายในเต็มไปด้วยมวลสสารของดวงดาว และประกอบไปด้วยกระจุกดาวจำนวนมาก ดวงดาวที่มีอายุน้อยมักจะพบมากบริเวณ แขนของกาแล็กซี่แบบกังหัน ส่วนกลุ่มดาวเก่าแก่มักมีกระจุกดาวแบบทรงกลมอยู่ในบริเวณกระเปาะ ของกาแล็กซี่
ภาพที่ 72 กาแล็กซีรูปเกลียวหรือกาแล็กซีแบบกังหัน ( Spiral Galaxies )
ที่มา : //www.spacedaily.com/reports/Galex_Celebrates_Four_Years_In_Space_999.html
มีทั้งรูปร่างกลมและรี กาแล็กซี่แบบนี้มักจะประกอบไปด้วยดาวที่มีอายุมาก บางดวงใกล้จะใกล้จะดับ ศูนย์กลางของกาแล็กซี่จะเคลื่อนที่ช้าๆ แทบจะสังเกตไม่ออกว่ามันกำลังเคลื่อนที่อยู่ รูปร่างของมันมีตั้งแต่กลมไปจนถึงรี โดยรูปร่างจะมีความสัมพันธ์กับการหมุนของมันหากหมุนช้าก็จะมีรูปร่างค่อน ข้างกลม แต่หากหมุนเร็วก็จะมีรูปร่างค่อนข้างรี
ภาพที่ 73 กาแล็กซีรูปกลมรี
ที่มา : //suphansanumnansripang.blogspot.com/p/5.html
ลักษณะคล้ายกาแล็กซี่แบบกังหัน แต่ตรงกลางเป็นกระเปาะกลมมีแขนที่ยื่นออกมาในแนวขวางพาดผ่านกาแล็กซี่ซึ่งดูคล้ายกับคาน
ภาพที่ 74 กาแล็กซีคานรูปเกลียว
ที่มา : //gallsource.com/space-wallpaper/universo-web-recursos-de-internet-del-el-espacio-pc-wallpaper
ทางช้างเผือก (Milky Way)
กาแลกซีของเราชื่อ “ทางช้างเผือก” (The Milky Way Galaxy) ที่มีชื่อเช่นนี้เป็นเพราะ คนไทยถือว่ากษัตริย์เป็นเทวดาซึ่งอวตารมาจากสรวงสวรรค์ ช้างเผือกเป็นสัตว์คู่บุญบารมี ของกษัตริย์ทางช้างเผือกจึงปรากฎอยู่บนท้องฟ้าซึ่งเป็นที่อยู่ของเทวดาและนางฟ้า
กาแล็กซีทางช้างเผือก เป็นกาแล็กซีแบบกังหัน มีดาวฤกษ์ประมาณแสนล้านดวง มีมวลรวมประมาณ 9 หมื่นล้านเท่าของมวลดวงอาทิตย์ แบ่งเป็น 3 ส่วน ดังนี้
ภาพที่
75 ทางช้างเผือก (Milky Way)
ที่มา : //aomaamkim.wixsite.com/universe/about1-c1rks
- จาน (Disk) ประกอบด้วยแขนของกาแล็กซี
มีขนาดเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 100,000 ปีแสง องค์ประกอบหลักเป็นฝุ่น แก๊ส และประชากรดาวประเภทหนึ่ง (Population I) ซึ่งมีสเปคตรัมของโลหะอยู่มาก
- ส่วนโป่ง (Bulge)
คือบริเวณใจกลางของกาแล็กซี มีขนาดประมาณ 6,000 ปีแสง มีฝุ่นและแก๊สเพียงเล็กน้อย องค์ประกอบหลักเป็นประชากรดาวประเภทหนึ่งที่เก่าแก่ และประชากรดาวประเภทสอง (Population II) ซึ่งเป็นดาวเก่าแก่แต่มีโลหะเพียงเล็กน้อย
- เฮโล (Halo) อยู่ล้อมรอบส่วนโป่งของกาแล็กซี มีองค์ประกอบหลักเป็น “กระจุกดาวทรงกลม” (Global Cluster) อยู่เป็นจำนวนมาก กระจุกดาวทรงกลมแต่ละกระจุกประกอบด้วยดาวฤกษ์นับล้านดวง
ซึ่งล้วนเป็นประชากรดาวประเภทสองซึ่งมีอายุมาก นักดาราศาสตร์สันนิษฐานว่า กระจุกดาวทรงกลมเป็นโครงสร้างเก่าแก่ของกาแล็กซี โคจรขึ้นลงผ่านส่วนโป่งของกาแล็กซี
กาแล็กซีคล้ายเลนซ์ ( Lenticular Galaxies )
เป็นกาแล็กซีที่ไม่มีลักษณะก้ำกึ่งระหว่างกาแล็กซีรีและกาแล็กซีกังหัน กล่าวคือ ส่วนโป่งขนาดใหญ่และไม่มีแขนกังหัน
ภาพที่ 76 กาแล็กซีคล้ายเลนซ์
ที่มา : //patyot34850.wixsite.com/test1/4
เป็นกาแล็กซี่ที่มีรูปร่างแตกต่างกับกาแล็กซี่ในชนิดอื่นๆ ไม่มีรูปร่างที่แน่ชัด
ภาพที่ 77 กาแล็กซีไร้รูปร่าง
ที่มา : //www.mrao.cam.ac.uk/~pa/galaxy_evolution/science_ISM.html
เมฆแมกเจลแลนใหญ่มีขนาดประมาณ 17,000 ปีแสง อยู่ห่างจากกาแล็กซีทางช้างเผือก 160,000 ปีแสง
ภาพที่ 78
เมฆแมกเจนแลนใหญ่
ที่มา : //pics-about-space.com/large-magellanic-cloud-galaxy?p=2#img15729550264436086085
เมฆแมกเจลแลนเล็กมีขนาดประมาณ 7,500 ปีแสง อยู่ห่างจากกาแล็กซีทางช้างเผือก 200,000 ปีแสง
ภาพที่ 79 เมฆแมกเจนแลนเล็ก
ที่มา : //earthsky.org/clusters-nebulae-galaxies/the-small-magellanic-cloud
มีขนาดใหญ่กว่ากาแล็กซีทางช้างเผือกเล็กน้อย ซึ่งอยู่ห่างออกไป 2.9 ล้านปีแสง สามารถมองเห็น ได้ด้วยตาเปล่า
ภาพที่ 80 กาแล็กซีแอนโดรมีดา
ที่มา : //nicktron.com/index.php/90-games/133-mtg
ดาวฤกษ์ คือ ก้อนแก๊สร้อนขนาดใหญ่มีองค์ประกอบส่วนใหญ่ประมาณ 99% เป็นธาตุไฮโดรเจน รองลงมาคือฮีเลียมรวมตัวอยู่ในสภาวะสมดุลระหว่างแรงโน้มถ่วงที่มีทิศทางเข้าสู่ศูนย์กลางกับแรงดันของแก๊สในทิศทางตรงกันข้าม
-ขั้นแรกของการเกิดดาวฤกษ์ คือ แรงโน้มถ่วงของเมฆฝุ่น และกลุ่มแก๊สขนาดใหญ่ที่เรียกว่า “เนบิวลา” ได้หดยุบตัวลง ขณะที่ยุบตัวลงเป็นก้อนกลม โมเลกุลของแก๊สเข้าใกล้กันมากขึ้น เคลื่อนตัวด้วยความเร็วสูง-ก้อนแก๊สกลายเป็นดาวที่ยังไม่คลอด หรือที่เรียกว่า “Protostar” จนกระทั่งอุณหภูมิสูงขึ้นเป็น 15 ล้านองศาเซียลเซียส จึงเกิดปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์ได้พลังงานมหาศาลออกมา เป็นการสร้างพลังงานของดาวฤกษ์ ทำให้ดาวเปล่งแสงคลอดออกมาเป็นดาวฤกษ์เกิดใหม่
-วิวัฒนาการของดาวฤกษ์ ขึ้นอยู่กับมวลว่ามีมากแค่ไหน “จุดจบของดาวฤกษ์จะช้าหรือเร็ว ขึ้นอยู่กับมวลสารของดาวฤกษ์นั้น”
-ในดาวฤกษ์ทุกดวง จะมีความสมดุลกันระหว่างแรงโน้มถ่วงที่พยายามทำให้ดาวแตกสลายและยุบตัวลงเข้าสู่ใจกลางของตัวเอง กับผลของความร้อนที่พยายามจะทำให้มันแยกเป็นเสี่ยงๆ ความสมดุลนี้จะอยู่ได้นานตราบเท่าที่มีไฮโดรเจนเหลืออยู่ เมื่อขาดเชื้อเพลิงความสมดุลจะหมดไปและดาวก็จะเริ่มดับลง แรงโน้มถ่วงจะเริ่มมีพลังเหนือ
ภาพที่ 81 วิวัฒนาการของดาวฤกษ์
ที่มา :
//universe37421space.blogspot.com/2016/02/blog-post_17.html
การสิ้นอายุขัยของดาวฤกษ์มวลน้อย
ดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อย จะมีขนาดเล็ก เช่น ดวงอาทิตย์
มีแสงสว่างไม่มากจะใช้เชื้อเพลิงในอัตรา ที่น้อย จึงมีช่วงชีวิตยาว จะถึงจุดจบเมื่อเชื้อเพลิงของมันหมดลง ก่อนอื่นมันจะพ่นควันไฟออกมาจนกลายเป็น ดาวยักษ์สีแดง (Red Giant) จากนั้นก็กลืนดาวพุธและดาวศุกร์เข้าไปแล้วระเบิดส่วนเปลือกนอกออกสู่อวกาศแล้วยุบตัวลงเป็นวัตถุขนาดเล็กที่เรียกว่า ดาวแคระขาว (White Dwarf) ในที่สุดสีของมันจะจางลงและกลายเป็น ดาวแคระดำ (Black Dwarf) ในที่สุด
การสิ้นอายุขัยของดาวฤกษ์มวลปานกลาง
ดาวฤกษ์ระดับปานกลาง (มวลมากกว่า 2 เท่า แต่น้อยกว่า 8 เท่าของมวลดวงอาทิตย์) จะมีจุดจบใน
ลักษณะเดียวกับมวลน้อย คือ
จบชีวิตลงอย่างสงบและกลายเป็นดาวแคระขาวที่ห้อมล้อมไปด้วยเนบิวลา ดาวเคราะห์ สิ่งที่แตกต่างเป็นเพียงผลเนื่องมาจากมวลที่มากกว่าเท่านั้น คือ
(1) กิจกรรมในทุกช่วงของชีวิตและทุกขั้นตอนของการสิ้นอายุขัยจะดำเนินไปอย่างรวดเร็วกว่าดาวมวลน้อยอย่างมาก
(2) มวลที่มากขึ้นส่งผลให้ความร้อนและความดันที่แกนกลางมากขึ้นไปด้วย ดาวฤกษ์มวลปานกลางจึงมีมวลพอที่จะกดดันให้แกนกลางมีอุณหภูมิ 600 ล้านเคลวิน เพียงพอสำหรับจุด ฟิวชันหลอมรวมคาร์บอนให้เป็นออกซิเจนและนีออนได้
การสิ้นอายุขัยของดาวฤกษ์มวลมาก
ดาวฤกษ์ที่มีขนาดใหญ่ มีมวลมาก สว่างมากจะใช้เชื้อเพลิงอย่างสิ้นเปลืองในอัตราที่สูงมาก
จึงมีช่วงชีวิตที่สั้นกว่า ดาวฤกษ์ที่มีขนาดใหญ่กว่าจะขยายตัวกลายเป็นดาวยักษ์สีแดง เมื่อเชื้อเพลิงหมดใจกลางของมันจะยุบลงส่วนเปลือกนอกจะระเบิดออกกลายเป็น ซุปเปอร์โนวา (Supernova) ซึ่งจะปล่อยพลังงานอย่างมากมายมหาศาล
ดวงอาทิตย์เป็นดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยถึงปานกลางและอยู่ใกล้โลกที่สุดจึงเป็นดาวฤกษ์ ที่นักดาราศาสตร์ศึกษามากที่สุด ดวงอาทิตย์เกิด จากการยุบรวมตัวของเนบิวลาเมื่อประมาณ 5,000 ล้านปีมาแล้ว
ภาพที่ 82 ดวงอาทิตย์
ที่มา : //www.inmeteo.net/blog/astronomia/
การยุบตัวของเนบิวลา เกิดจากแรงโน้มถ่วงของเนบิวลาเอง เมื่อแก๊สยุบตัวลง ความดันของแก๊ส จะสูงขึ้น ผลที่ตามมาคือ อุณหภูมิของแก๊สจะสูงขึ้น กลายเป็นProtosun
ภาพที่ 83 //www.linkedin.com/pulse/introduction-black-holes-no-nonsense-usman-kayani
เมื่อแรงโน้มถ่วงดึงให้แก๊สยุบตัวลงไปอีก ความดัน ณ แก่นกลางสูงขึ้น และอุณหภูมิก็สูงขึ้นเป็น 15 ล้านเคลวิน เป็นอุณหภูมิสูงมากพอที่จะเกิดปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์ (thermonuclear reaction)
พลังงานของดวงอาทิตย์เกิดที่แก่นกลาง ซึ่งเป็นชั้นในที่สุดของดวงอาทิตย์ เป็นบริเวณที่มีอุณหภูมิและความดันสูงมากทำให้เกิดปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์ ที่แก่นกลาง ของดวงอาทิตย์ นักวิทยาศาสตร์คาดคะเนว่า ในอนาคตเมื่อธาตุไฮโดรเจนที่ใช้เป็นเชื้อเพลิงเหลือน้อย แรงโน้มถ่วงเนื่องจากมวลของดาวฤกษ์สูงกว่าแรงดัน ทำให้ดาวยุบตัวลง ส่งผลให้แก่นกลางของดาวฤกษ์มีอุณหภูมิสูงขึ้นมากกว่าเดิมเป็น 100 ล้านเคลวิน ขณะเดียวกันไฮโดรเจนที่อยู่รอบนอกแกนฮีเลียม จะมีอุณหภูมิสูงขึ้นตามไปด้วย เมื่ออุณหภูมิสูงถึง 15 ล้านเคลวิน จะเกิดปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์หลอมไฮโดรเจนเป็นฮีเลียมครั้งใหม่ ผลก็คือ ได้พลังงานออกมาอย่างมหาศาล ทำให้ดวงอาทิตย์มีขนาดใหญ่ขึ้นเป็น 100 เท่า ของขนาดปัจจุบัน เมื่อผิวด้านนอกขยายตัว อุณหภูมิผิวจะลดลง สีจะเปลี่ยนจากเหลืองเป็นแดง ดวงอาทิตย์จึงกลายเป็นดาวฤกษ์สีแดงขนาดใหญ่มาก เรียกว่า ดาวยักษ์แดง (redgiant)
ภาพที่ 84 ดาวยักษ์แดง (redgiant)
ที่มา : //pics-about-space.com/what-would-look-like-a-red-giant?p=1#img12221107940613993565
ดาวฤกษ์ที่เรามองเห็นด้วยตาเปล่าเป็นรูปกลุ่มดาว อยู่ห่างจากโลกประมาณ 4 - 1500 ปีแสง นักดาราศาสตร์ทำการศึกษาดาวฤกษ์ได้โดยการวิเคราะห์คลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าที่ดาวแผ่ออกมา เพื่อให้ได้ทราบสมบัติ ดังนี้
- ระยะห่างของดาว
- โชติมาตร
- กำลังส่องสว่าง
- สเปกตรัม
- องค์ประกอบทางเคมี
-
ทิศทางการเคลื่อนที่และความเร็วเชิงเรเดียน
- อุณหภูมิ
- รัศมีของดาว
- มวลของดาว
แพรัลแลกซ์ (Parallax) เป็นการวัดระยะห่างระหว่างดวงอาทิตย์กับดาวฤกษ์โดยใช้หลักการของ สามเหลี่ยมคล้าย โดยกำหนดให้รัศมีวงโคจรโลก รอบดวงอาทิตย์เท่ากับ 1 หน่วยดาราศาสตร์ หรือ 1 astronomy unit (AU)
ภาพที่ 85 แพรัลแลกซ์
ที่มา : //www.lesa.biz/astronomy/star-properties/parallax
สูตร การหาระยะทางด้วยมุมแพรัลแลกซ์
d = ระยะทางถึงดวงดาว (distance)
หน่วยเป็นพาร์เสค (pc)
p = มุมแพรัลแลกซ์ (parallax
angle) หน่วยเป็นฟิลิบดา (arc second)
โดยที่ 1 องศา = 60 ลิบดา (arc minute), 1 ลิบดา =
60 ฟิลิบดา (arc second)
ตัวอย่างที่ 3.1 ดาวหัวใจสิงห์ (Regulus) ในกลุ่มดาวสิงโต มีมุมแพรัลแลกซ์ 0.04 ฟิลิบดา มีระยะทางห่างจากโลกเท่าไร
วิธีคิด
d = 1/p = 1/(0.04) ฟิลิบดา
= 25 พาร์เซก
= 25 x 3.26 = 81.5 ปีแสง
ตัวอย่างที่
3.2 ดาวโจรเป็นดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุดบนท้องฟ้าห่างจากโลก 2.6 พาร์เซก เมื่อนักดาราศาสตร์ถ่ายภาพห่างกัน 6 เดือน ภาพของดาวดวงนี้จะขยับไปจากเดิมเมื่อเทียบกับดาวที่อยู่ด้านหลังเป็นมุมเท่าใด
วิธีคิด
2.6 pc = 1/
= 1/2.6 = 0.38
2
= 0. 76 หรือ ประมาณ 0.77
เป็นพลังงานที่ดาวฤกษ์ปลดปล่อยออกมาต่อหน่วยเวลา มีหน่วยเป็นวัตต์/ตารางเมตร แต่เนื่องจากดวงตาของมนุษย์ไม่มีความละเอียดพอที่จะจำแนกพลังงานในระดับนี้ได้ นักดาราศาสตร์จึงกำหนดค่าเปรียบเทียบอันดับความสว่างของดาวซึ่งเรียกว่า "โชติมาตร" (Magnitude) เมื่อเรากล่าวถึงโชติมาตรโดยทั่วไปเราหมายถึง "โชติมาตรปรากฏ" (Apparent magnitude) ซึ่งหมายถึงการจัดอันดับความสว่างของดาวบนท้องฟ้าซึ่งมองเห็นจากโลก
ภาพที่ 86 ค่าโชติมาตรปรากฏ
ความสัมพันธ์ระหว่างโชติมาตรปรากฎ และความสว่างปรากฏ
นักดาราศาสตร์กำหนดให้ ดาวโชติมาตร 1 สว่างเป็น 100 เท่า ของดาวโชติมาตร 6 ดังนั้นความสว่างของแต่ละโชติมาตรจะแตกต่างกัน 2.512 เท่า ทั้งนี้สามารถคำนวณความแตกต่างระหว่างโชติมาตร โดยใช้สูตรเปรียบเทียบความส่องสว่างดังนี้
m2 – m1 = 2.5 log (b1/b2)
โดยที่ m1, m2 = โชติมาตรปรากฏของดาวดวงที่ 1 และดวงที่ 2
b1, b2 = อัตราส่วนของความสว่างปรากฏความสว่างปรากฏของดาวดวงที่ 1 และดวงที่ 2
ตัวอย่างที่ 3.3 ดาวศุกร์เป็นดาวเคราะห์ที่สว่างที่สุดบนท้องฟ้ามีโชติมาตร -4 ขณะที่ดาวที่สว่างน้อยที่สุด ที่มองเห็นได้ด้วยตาเปล่ามีโชติมาตร 6 ดาวทั้งสองมีความสว่างต่างกันเท่าไหร่
ภาพที่ 87 ความสัมพันธ์ระหว่างโชติมาตรปรากฎ และความสว่างปรากฏ
เราเรียกค่าความแตกต่างระหว่างโชติมาตรปรากฏและโชติมาตรสัมบูรณ์ (m - M) ว่า Distance modulus ถ้าเราทราบโชติมาตรปรากฏ และระยะทางของดาว เราก็จะทราบโชติมาตรสัมบูรณ์
โดยที่ m = โชติมาตรปรากฏ
M = โชติมาตรสัมบูรณ์
(m-M) = Distance modulus หาได้จากระยะทางของดาว (d)
ตัวอย่างที่ 3.4 ดาวหัวใจสิงห์ (Regulus) อยู่ห่างจากโลก 25 พาร์เซก มีโชติมาตรปรากฏ 1.36 จะมีโชติมาตรสัมบูรณ์เท่าใด
m – M = 5 log d – 5
1.36 – M = 5 (log 25) – 5
= 5
(1.4) – 5
= 2
M = 1.36 –
2 = - 0.64
ภาพที่ 88 ความสัมพันธ์ระหว่างแมกนิจูดปรากฎ ความสว่างสัมบูรณ์ และระยะทาง
ตัวอย่างที่ 3.5 ดาวฮาดาร์ (Beta Centauri) ในกลุ่มดาวคนครึ่งสัตว์ อยู่ห่างจากโลก 100 พาร์เซก มีโชติมาตรปรากฏ 0.6 จะมีโชติมาตรสัมบูรณ์เท่าใด
จากภาพที่ 88 ระยะทาง d = 100 พาร์เซค, m - M = 5
0.6 - M = 5
ดังนั้น M = -5 + 0.6
โชติมาตรสัมบูรณ์ = -4.6
กำลังส่องสว่าง (Luminosity) หมายถึง พลังงานที่ดาวฤกษ์ปลดปล่อยออกมา/หน่วยเวลา ซึ่งเป็นสมบัติเฉพาะตัวของดาวแต่ละดวง ไม่ขึ้นอยู่กับระยะห่างของผู้สังเกตการณ์
ภาพที่ 89 กำลังส่องสว่าง (Luminosity)
ที่มา : //www.universeadventure.org/fundamentals/light-magnitude.htm
การคำนวณหากำลังส่องสว่าง จาก ระยะห่าง และความสว่างปรากฏ
โดยที่ b = ความสว่างปรากฏของดาว (Apparent Brightness)
มีหน่วยเป็น วัตต์/ตารางเมตร
L =
กำลังส่องสว่างของดาว (Luminosity) มีหน่วยเป็น วัตต์
d =
ระยะทางถึงดาว (distance) มีหน่วยเป็น เมตร
ตัวอย่างที่ 3.6 ดวงอาทิตย์อยู่ห่างจากโลก 1 au หรือ 149,600,000 km ความสว่างปรากฏของดวงอาทิตย์มีค่าเท่ากับ 1,370 W/m2 จงคำนวณหาว่า ดวงอาทิตย์จะมีกำลังส่องสว่างกี่วัตต์
L = 4
d2 b
L
= 4 (1.496 × 1011m)2 (1370 W/m2)
L =
3.9 × 1026 วัตต์
นอกจากนั้นเรายังคำนวณหาระยะทางของดาวฤกษ์ โดยการนำค่ากำลังส่องสว่าง (L) ระยะทาง (d) และความสว่างปรากฏของดาว (b) มาเปรียบเทียบกับดวงอาทิตย์ ตามสูตร
โดยที่ L/LSun = อัตราส่วนกำลังส่องสว่างของดาว เปรียบเทียบกับดวงอาทิตย์
d/dSun = อัตราส่วนระยะทางของดาว เปรียบเทียบกับดวงอาทิตย์
b/bSun = อัตราส่วนความสว่างของดาว เปรียบเทียบกับดวงอาทิตย์
ตัวอย่างที่ 3.7 ดาวหัวใจสิงห์ (Regulus) มีกำลังส่องสว่าง 140 เท่าของดวงอาทิตย์ ความสว่างปรากฏ 5.2 x 10-12 เท่าของดวงอาทิตย์ มีระยะห่างจากโลกเท่าไร
ทั้งนี้ ระยะทางมีหน่วยเป็น au เนื่องจากค่า d/dSun ที่ได้เป็นการเปรียบเทียบกับ ระยะทางระหว่างโลกกับดวงอาทิตย์ เนื่องจาก 1 พาร์เซก
= 206,265 au
= (5.2 x 106 au) / (206,265 au)
= 25 พาร์เซก
นักดาราศาสตร์ศึกษาดาวฤกษ์โดยการสังเกตจากสเปกตรัมของดาวว่า "สเปกโตรสโคปี" (Spectroscopy)
ภาพที่ 90 สเปกตรัมของดาวฤกษ์
ที่มา :
//opticalengineering.spiedigitallibrary.org/article.aspx?articleid=1076935
สเปกตรัมบอกสมบัติของดาว 3 ประการคือ
- อุณหภูมิพื้นผิว
- องค์ประกอบทางเคมีของบรรยากาศ
- ทิศทางการเคลื่อนที่ของดาวซึ่งสัมพันธ์กับโลก
ภาพที่ 91 อุณหภูมิพื้นผิวของดาวฤกษ์
ภาพที่ 92 องค์ประกอบทางเคมีของดาวฤกษ์
ทิศทางการเคลื่อนที่ของดาวฤกษ์
นักดาราศาสตร์ศึกษาทิศทางการเคลื่อนที่ของดาวฤกษ์ที่สัมพันธ์กับโลก โดยอาศัยปรากฎการณ์ ดอปเปลอร์ได้ 2 แบบ ดังนี้
- สเปกตรัมของดาวฤกษ์ในสภาวะปกติแสดงอยู่ตรงกลาง มีเส้นดูดกลืนรังสีซึ่งเกิดจากการยกตัวของอิเล็กตรอนวงโคจรของอิเล็กตรอนในอะตอมของธาตุไฮโดรเจน จากชั้นที่ 2 ไปยังชั้นที่ 6, 5,
4, 3 ทำให้เกิดเส้นสเปกตรัมที่ความยาวคลื่น 410 nm (H-delta), 434 nm (H-gamma), 486nm (H-beta), 656 nm (H-alpha) ตามลำดับ เรียกว่า บาลเมอร์ซีรีส์
- การเลื่อนทางน้ำเงิน (Blueshift) ซึ่งแสดงในแถบล่าง เกิดขึ้นเมื่องดาวเคลื่อนที่ในทิศทางเข้าหาโลก
ทำให้เราสังเกตเห็นความยาวคลื่นสั้นกว่าความเป็นจริง เส้นดูดกลืนรังสีทั้งสี่เส้นจึงเคลื่อนที่ไปทางด้านสีม่วง
- การเลื่อนทางแดง (Redshift) ซึ่งแสดงในแถบบน
เกิดขึ้นเมื่องดาวเคลื่อนที่ในทิศทางออกห่างจากโลก ทำให้เราสังเกตเห็นความยาวคลื่นมากกว่าความเป็นจริง เส้นดูดกลืนรังสีทั้งสี่เส้นจึงเคลื่อนที่ไปทางด้านสีแดง
ภาพที่ 93 การเคลื่อนที่ของเส้นดูดกลืนในแถบสเปกตรัม
ที่มา : //www.lesa.biz/astronomy/star-properties/stellar-spectrum
เราไม่สามารถวัดขนาดของดาวฤกษ์ด้วยวิธีตรง นักดาราศาสตร์คำนวณขนาดรัศมีของดาวฤกษ์ โดยการนำกำลังส่องสว่างและอุณหภูมิพื้นผิวของดาวมาเปรียบเทียบกับดวงอาทิตย์ ในขั้นตอนแรกนัก ดาราศาสตร์จะใช้ CCD บันทึกภาพและตรวจนับโฟตอนที่มากับแสงดาว จากนั้นจะหาค่าความยาวคลื่นเข้มที่สุดที่ดาวแผ่รังสีออกมา เพื่อคำนวณหาค่าอุณหภูมิพื้นผิวของดาวด้วยกฎของวีน
การคำนวณหารัศมีของดาว จากกำลังส่องสว่าง และอุณหภูมิของผิวดาว
เมื่อนำค่ารัศมี กำลังส่องสว่าง และอุณหภูมิผิวของดาว มาเปรียบเทียบกับดวงอาทิตย์ จะได้สูตร
โดยที่
R/RSun = รัศมีของดาว เปรียบเทียบกับดวงอาทิตย์
T/TSun = อุณหภูมิของดาว เปรียบเทียบกับดวงอาทิตย์
L/LSun
= อัตราส่วนกำลังส่องสว่างของดาว เปรียบเทียบกับดวงอาทิตย์
ตัวอย่างที่ 3.9 ดาวหัวใจสิงห์ มีค่าความสว่าง L = 140 LSun มีอุณหภูมิพื้นผิว T = 16,000 K รัศมีมีขนาดกี่เท่าของดวงอาทิตย์
รัศมีของดาวหัวใจสิงห์มีขนาด 1.55 เท่า ของดวงอาทิตย์
ดาวเกิดจากการรวมตัวของแก๊สและฝุ่นในอวกาศ (Interstellar medium) เมื่อมีมวล มวลมีแรงดึงดูดซึ่งกันและกันตามกฎความโน้มถ่วงแห่งเอกภพ (The Law of Universal) ของนิวตันที่มีสูตรว่า F = G (m1m2/r2) แรงดึงดูดแปรผันตามมวล มวลยิ่งมากแรงดึงดูดยิ่งมาก เราเรียกกลุ่มแก๊สและฝุ่นซึ่งรวมตัวกันในอวกาศว่า “เนบิวลา” (Nebula) หรือ “หมอกเพลิง” เนบิวลาเป็นกลุ่มแก๊สที่ขนาดใหญ่หลายปีแสง แต่เบาบางมีความหนาแน่น ต่ำมาก องค์ประกอบหลักของเนบิวลาคือแก๊สไฮโดรเจน เนื่องจากไฮโดรเจนเป็นธาตุ ที่มีโครงสร้างพื้นฐาน ซึ่งเป็นธาตุตั้งต้นของทุกสรรพสิ่งในจักรวาล
เนบิวลาเป็นกลุ่มแก๊สที่ขนาดใหญ่หลายปีแสง แต่เบาบางมีความหนาแน่นต่ำมาก องค์ประกอบหลักของเนบิวลาคือแก๊สไฮโดรเจน เนื่องจากไฮโดรเจนเป็นธาตุที่มีโครงสร้างพื้นฐาน ซึ่งเป็นธาตุตั้งต้นของทุกสรรพสิ่งในจักรวาล เนบิวลามีอุณหภูมิต่ำ เนื่องจากไม่มีแหล่งกำเนิดความร้อน ในบริเวณที่แก๊สมีความหนาแน่นสูง อะตอมจะยึดติดกันเป็นโมเลกุล ทำให้เกิดแรงโน้มถ่วงดึงดูดแก๊สจากบริเวณโดยรอบมารวมกันอีก ทำให้มีความหนาแน่นและมวลเพิ่มขึ้น จนกระทั่งอุณหภูมิภายในสูงประมาณ 10 เคลวิน มวลที่เพิ่มขึ้นทำให้พลังงานศักย์โน้มถ่วงของแต่ละโมเลกุลที่ตกเข้ามายังศูนย์กลางของกลุ่มแก๊ส เปลี่ยนรูปเป็นพลังงานความร้อน และแผ่รังสีอินฟราเรดออกมา ต่อมาเมื่อกลุ่มแก๊สมีความหนาแน่นสูงขึ้นจนความร้อนภายในไม่สามารถแผ่ออกมาได้ อุณหภูมิภายในแกนกลางจึงสูงขึ้นอย่างรวดเร็ว มวลของแก๊สมีแรงโน้มถ่วงสูงจนเอาชนะแรงดันซึ่งเกิดจากการขยายตัวของแก๊สร้อน กลุ่มแก๊สจึงยุบตัวเข้าสู่ศูนย์กลางจนมีอุณหภูมิสูงถึง 10 ล้านเคลวิน จุดปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันทำให้อะตอมของไฮโดรเจนหลอมรวมกันเป็นธาตุใหม่คือ ฮีเลียม
ภาพที่ 94 เนบิวลาสว่างใหญ่ในกลุ่มดาวนายพราน
ที่มา : //pics-about-space.com/m42-orion-nebula?p=3#img4848584365801585036
ดาวฤกษ์ที่เกิดขึ้นใหม่มีอุณหภูมิสูงประมาณ 25,000 K เป็นดาวสเปกตรัมประเภท O แผ่รังสีเข้มสุดในช่วงอัลตราไวโอเล็ต เนบิวลาที่ห่อหุ้มดาวดูดกลืนพลังงานจากรังสีอัลตราไวโอเล็ต และแผ่รังสีเข้มสุดในช่วง H-alpha ซึ่งมีความยาวคลื่น 656 nm ออกมาทำให้เรามองเห็นเป็น “เนบิวลาสว่าง” (Diffuse Nebula) สีแดง เนื่องจากเนบิวลามีแก๊สและฝุ่นอยู่หนาแน่น บางครั้งอนุภาคขนาดใหญ่เป็นอุปสรรคขวางกั้นการแผ่รังสี จึงเกิดการกระเจิงของแสง (Scattering) ทำให้มองเห็นเป็นเนบิวลาสีฟ้า เช่นเดียวกับที่การกระเจิงของแสงอาทิตย์ในบรรยากาศโลกที่ทำให้ท้องฟ้าเป็นสีฟ้า เราเรียกเนบิวลาประเภทนี้ว่า “เนบิวลาสะท้อนแสง” (Reflection Nebula) บางส่วนของเนบิวลาเป็นกลุ่มแก๊สที่มีอุณหภูมิต่ำอยู่อย่างหนาแน่น กลุ่มแก๊สเหล่านี้เหล่านี้บดบังแสงสว่างจากดาวฤกษ์เกิดใหม่หรือเนบิวลาสว่างซึ่งอยู่ด้านหลัง เราจึงมองเห็นเป็น “เนบิวลามืด” (Dark Nebula)
ภาพที่ 95 เนบิวลามืด
ที่มา : //ircamera.as.arizona.edu/NatSci102/NatSci102/lectures/ism.html
เนบิวลาเป็นกลุ่มแก๊สที่มีความหนาแน่นและอุณหภูมิต่างๆ กัน แสดงส่วนขยายของเนบิวลานกอินทรี (M 16 Eagle Nebula) จากภาพซ้ายมือด้านบนเรียงลำดับจากซ้ายไปขวา และจากบนลงล่าง จนถึงภาพขวามือด้านล่าง บริเวณที่ปรากฏให้เห็นเป็นจะงอยสีดำ คือ กลุ่มแก๊สความหนาแน่นสูงที่กำลังจะยุบตัวกำเนิดเป็นดาวฤกษ์
เมื่อกลุ่มแก๊สในเนบิวลาสะสมตัวกันมากขึ้น จนกระทั่งแรงโน้มถ่วงสามารถเอาชนะแรงดันซึ่งเกิดจากการขยายตัวของแก๊ส กลุ่มแก๊สจะยุบตัวลงอย่างต่อเนื่องและหมุนรอบตัวตามกฎอนุรักษ์โมเมนตัมเชิงมุม (Angular Momentum) เป็นจานรวมมวล แกนกลางของกลุ่มแก๊สเรียกว่า “โปรโตสตาร์”(Protostar)
ภาพที่ 96 โปรโตสตาร์
ที่มา : //messier.seds.org/more/m016_hst.html
เมื่อกลุ่มแก๊สในเนบิวลาสะสมตัวกันมากขึ้น จนกระทั่งแรงโน้มถ่วงสามารถเอาชนะแรงดันซึ่งเกิดจากการขยายตัวของแก๊ส
กลุ่มแก๊สจะยุบตัวลงอย่างต่อเนื่องและหมุนรอบตัวตามกฎอนุรักษ์โมเมนตัมเชิงมุม (Angular Momentum) เป็นจานรวมมวล แกนกลางของกลุ่มแก๊สเรียกว่า “โปรโตสตาร์” (Protostar) เมื่อโปรโตสตาร์มีอุณหภูมิสูงถึงระดับล้านเคลวิน จะปล่อยอนุภาคพลังงานสูงที่มีลักษณะคล้ายลมสุริยะเรียกว่า “Protostellar Wind” ออกมา เมื่อโปรโตสตาร์ยุบตัวต่อไป กระแสอนุภาคพลังงานสูงจะมีความรุนแรงมาก จนปรากฏเป็นลำพุ่งขึ้นจากขั้วของดาวตามแกนหมุนรอบตัวเองของโปรโตสตาร์
การยุบตัวของโปรโตสตาร์ดำเนินต่อไป จนกระทั่งแกนของโปรโตสตาร์มีอุณหภูมิสูงถึง 10 ล้านเคลวิน จุดปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชัน (Nuclear Fusion) ทำให้อะตอมไฮโดรเจนหลอมรวมกันกลายเป็นธาตุ ที่หนักกว่าคือฮีเลียม
ขณะนั้นแก๊สที่แก่นกลางจะมีอุณหภูมิสูงมากและมีความดันสูงพอที่จะต้านทานแรงโน้มถ่วงของดาว การยุบตัวของดาวจึงยุติลง สมดุลระหว่างแรงโน้มถ่วงและแรงดันของแก๊สร้อนรักษาขนาดของดาวให้คงที่เป็นรูปทรงกลม ณ จุดนี้ถือว่า ดาวฤกษ์ได้ถือกำเนิดขี้นแล้ว (The star is born) โปรโตสตาร์ทุกดวงไม่จำเป็นต้องประสบความสำเร็จในการพัฒนาเป็นดาวฤกษ์เสมอไป หากกลุ่มแก๊ส มีมวลตั้งต้นน้อยกว่าดวงอาทิตย์ 0.08
เท่า มวลไม่มากพอที่จะสร้างแรงกดดันให้เกิดอุณหภูมิสูงพอที่จะจุดนิวเคลียร์ฟิวชัน โปรโตสตาร์จึงยุบตัวลงกลายเป็นดาวแคระน้ำตาล (Brown Dwarf)
ภาพที่ 97 โปรโตสตาร์
ที่มา : //www.emaze.com/@AQRWOQIC/The-amazing-cycle-of
หลังจากที่โปรโตสตาร์จุดปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันกลายเป็นดาวฤกษ์ที่มีอุณหภูมิสูงมากจนแผ่รังสี อัลตราไวโอเล็ตและลมดาราวาต (Stellar Winds) ซึ่งเป็นกระแสอนุภาคพลังงานสูงที่มีลักษณะ เช่นเดียวกับลมสุริยะของดวงอาทิตย์ พัดกวาดแก๊สในเนบิวลาให้สลายตัวไป เห็นดาวฤกษ์เกิดใหม่นับร้อยดวงซึ่งซ่อนตัวภายในเรียกว่า “กระจุกดาวเปิด ” (Open Cluster)
ภาพที่ 98 การเกิดกระจุกดาวเปิด
ที่มา : //imgur.com/gallery/ANdUo
ระบบกลไกนี้ช่วยรักษาสมดุลของดาวฤกษ์ ให้มีอัตราการเกิดปฏิกิริยาฟิวชันคงที่สม่ำเสมอเกือบตลอดทั้งชีวิตของดาว อายุขัยของดาวในช่วงเวลานี้เราเรียกว่า “ดาวลำดับหลัก” (Main sequence stars)
เมื่อพิจารณาเปรียบเทียบสเปกตรัมของดาวแต่ละประเภทจะพบองค์ประกอบดังนี้
ภาพที่ 99 สเปกตรัมของดาวประเภทต่างๆ
ที่มา : //www.lesa.biz/astronomy/star/main-sequence
- ดาวสเปกตรัม O อุณหภูมิมากกว่า 25,000 K มีเส้นดูดกลืนของไฮโดรเจนอยู่อย่างเบาบาง
เนื่องจากดาวมีอุณหภูมิสูงมากกว่าสามหมื่นเคลวิน ประจุไม่สามารถเกาะตัวเป็นอะตอม จึงอยู่ในสถานะ ไอโอไนเซชัน(Ionization)
- ดาวสเปกตรัม B มีอุณหภูมิพื้นผิว 25,000 - 10,000 K มีเส้นดูดกลืนของไฮโดรเจนและฮีเลียม
เนื่องจากดาวมีอุณหภูมิต่ำลงพอที่ประจุจะจับตัวกันเป็นอะตอมได้แล้ว
- ดาวสเปกตรัม A มีอุณหภูมิพื้นผิว 10,000 - 8,000 K อุณหภูมิประมาณ10,000 - 25,000 K มีเส้นดูดกลืนของไฮโดรเจนชัดเจนยิ่งขึ้น เนื่องจากดาวมีอุณหภูมิต่ำกว่าสเปกตรัม B
- ดาวสเปกตรัม F มีอุณหภูมิพื้นผิว 8,000 - 6,000 K ยังคงมีเส้นดูดกลืนของไฮโดรเจน และเริ่มมีเส้นดูดกลืนอะตอมของธาตุหนักหลายชนิด เช่น แคลเซียม
- ดาวสเปกตรัม G มีอุณหภูมิพื้นผิว 6,000 - 5,000 K เช่น ดวงอาทิตย์ มีเส้นดูดกลืนของทั้งธาตุหนักและธาตุเบาหลายชนิด เช่น ไฮโดรเจน แคลเซียม และเหล็ก เป็นต้น
- ดาวสเปกตรัม K มีอุณหภูมิพื้นผิว 5,000 - 4,000 K มีเส้นดูดกลืนของทั้งธาตุหนักและธาตุเบา หลายชนิด เช่น ไฮโดรเจน แคลเซียม และเหล็ก เป็นต้น
- ดาวสเปกตรัม M มีอุณหภูมิพื้นผิว 4,000 - 3,000 K มีเส้นดูดกลืนของโมเลกุล เช่น ไททาเนียมออกไซด์ (TiO) และไฮโดรคาร์บอน (CH) เนื่องจากที่อุณหภูมิประมาณ 3,000 เคลวิน อะตอมสามารถเกาะตัวกันเป็นโมเลกุล
ระบบดาวฤกษ์ คือ ดาวฤกษ์กลุ่มเล็กๆ จำนวนหนึ่งที่โคจรอยู่รอบกันและกันโดยมีแรงดึงดูดระหว่างกันทำให้จับกลุ่มกันไว้ เช่น ดาวซีรีอัส ซึ่งเป็นดาวคู่ เป็นระบบดาวฤกษ์ 2 ดวง เคลื่อนรอบซึ่งกันและกันด้วยแรงโน้มถ่วง ดาวแอลฟาเซน-เทารี เป็นระบบดาวฤกษ์ 3 ดวง ระบบดาวฤกษ์ที่มีดาวฤกษ์เป็นจำนวนมาก เราเรียกว่า กระจุกดาว เช่น กระจุกดาวลูกไก่ ซึ่งมีดาวฤกษ์มากกว่าร้อยดวง กระจุกดาวทรงกลมเอ็ม 13 มีดาวฤกษ์มากกว่าแสนดวง สาเหตุที่เกิดดาวฤกษ์เป็นระบบต่างๆกัน เพราะเนบิวลาเนบิวลาต้นกำเนิดมีปริมาณและขนาดต่างๆกัน
ภาพที่ 100 ระบบดาวฤกษ์
ที่มา : //clavedosul.blogspot.com.br/2014/03/com-13-anos-ekaterina-trusheva-projeta.html
มวลของดาวฤกษ์แต่ละดวงจะแตกต่างกัน เพราะเนบิวลาที่ก่อกำเนิดเป็นดาวฤกษ์มีมวลไม่เท่ากัน มวลจึงเป็นสมบัติที่แตกต่างกันของดาวฤกษ์ นักดาราศาสตร์สามารถหามวลของดาวฤกษ์ได้หลายวิธี
เช่น การใช้กฎเคพเลอร์ในการหามวลของดวงอาทิตย์ หรือ จากการสังเกตแสงจากดาว นักดาราศาสตร์ แบ่งมวลของดาวฤกษ์เป็น 3 ระดับโดยเทียบจากดวงอาทิตย์ได้ดังนี้
- ดาวฤกษ์มวลน้อย
- ดาวฤกษ์มวลปานกลาง
- ดาวฤกษ์มวลมาก
เป็นดาวฤกษ์ที่มีขนาดเล็กและมีมวลน้อย ประมาณมวลของดวงอาทิตย์หรือน้อยกว่า ในแผนภาพเฮิทซ์ปรุง – รัสเซล ดาวฤกษ์มวลต่ำจะมีตำแหน่งอยู่บริเวณด้านขวาล่างของแถบกระบวนหลัก (Main Sequence) แสดงให้เห็นว่าดาวฤกษ์มวลต่ำมีความสว่างน้อยและมีอุณหภูมิผิวต่ำ มีสีเหลือง ส้ม หรือแดง
ดาวฤกษ์มวลปานกลาง ดาวฤกษ์ระดับปานกลาง มีมวลมากกว่า 2 เท่า แต่น้อยกว่า 8 เท่า ของมวลดวงอาทิตย์
ภาพที่
101 Sirius White Dwarf Star
ที่มา : //pics-about-space.com/white-dwarf-sirius-b?p=2#img5869006610509607406
ดาวฤกษ์มวลมาก มีมวล 8 เท่าของดวงอาทิตย์จะมีแรงดันและอุณหภูมิที่บริเวณใจกลางของดาว สูงมากทำให้ปฏิกิริยานิวเคลียร์ที่แกนกลางเป็นไปอย่างรวดเร็ว
ภาพที่ 102 ดาวนิวตรอน
ที่มา : //www.eso.org/public/chile/images/eso0831a/
เนื่องจากดาวมีขนาดใหญ่มาก เราจึงไม่สามารถทำการหามวลของดาวด้วยวิธีชั่งตวงวัด นักดาราศาสตร์ไม่สามารถคำนวณหาขนาดมวลของดาวดวงเดียวโดดๆ ได้ แต่จะคำนวณหามวลของระบบดาวคู่ซึ่งโคจรรอบกันและกัน โดยอาศัยความสัมพันธ์ระหว่างคาบวงโคจรและระยะห่างระหว่างดาวทั้งสอง ตามกฎของเคปเลอร์-นิวตัน ตามสูตร
M1, M2 = มวลของดาวทั้งสองในระบบดาวคู่ มีหน่วยเป็นจำนวนเท่าของดวงอาทิตย์
a = ความยาวของเส้นผ่านครึ่งวงโคจรตามแกนยาว (Semimajor
axis) ของดาวดวงใดดวงหนึ่งมีหน่วยเป็น AU
p = คาบการโคจร หน่วยเป็นปี
ตัวอย่างที่ 3.10 ระบบดาวคู่ 70 Ophiuchi ในกลุ่มดาวคนแบกงู มีขนาดเส้นผ่านครึ่งวงโคจรตามแกนยาว (Semimajor axis) 22.3 AU มีคาบวงโคจร 87.7 ปี ตามภาพที่ 1
จะมีมวลเท่าไร
M1 +
M2 = a3 / p2
= (22.3 AU)3 / (87.7 ปี)2
= 1.44 เท่าของดวงอาทิตย์
ระบบสุริยะเกิดจากกลุ่มฝุ่นและแก๊สในอวกาศซึ่งเรียกว่า “โซลาร์เนบิวลา” (Solar Nebula) รวมตัวกันเมื่อประมาณ 4,600 ล้านปีเมื่อสสารมากขึ้นแรงโน้มถ่วงระหว่างมวลสารมากขึ้นตามไปด้วย กลุ่มฝุ่นและแก๊สยุบตัวหมุนเป็นรูปจานตามหลักอนุรักษ์โมเมนตัมเชิงมุม แรงโน้มถ่วงที่เพิ่มขึ้นสร้างแรงกดดันที่ใจกลางจนอุณหภูมิสูงถึง 15 ล้านเคลวิน จุดปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชัน หลอมรวมอะตอมของไฮโดรเจนให้เป็นฮีเลียม ดวงอาทิตย์กำเนิดเป็นดาวฤกษ์
ภาพที่ 103 การกำเนิดระบบสุริยะ
ที่มา : (A) //i0.wp.com/www.trueplookpanya.com/data/product/media/KNOWLEDGE/picknowledge/solar_birth.jpg?zoom=2
(B) //www.derekscope.co.uk/wp-content/uploads/2014/11/
วัสดุรอบๆ ดวงอาทิตย์ (Planetisimal) ยังคงหมุนวนและโคจรรอบดวงอาทิตย์ด้วยโมเมนตัมที่มีอยู่เดิม มวลสารในวงโคจรแต่ละชั้นรวมตัวกันเป็นดาวเคราะห์ อิทธิพลจากแรงโน้มถ่วงทำให้วัสดุที่อยู่รอบๆ พุ่งเข้าหาดาวเคราะห์จากทุกทิศทาง ถ้าทิศทางของการเคลื่อนที่มีมุมลึกก็จะพุ่งชนดาวเคราะห์ ทำให้ดาวเคราะห์นั้นมีขนาดใหญ่และมีมวลเพิ่มขึ้น ถ้ามุมของการพุ่งชนตื้นเกินไปก็อาจจะทำให้แฉลบเข้าสู่วงโคจร และเกิดการรวมตัวกลายเป็นดวงจันทร์บริวาร
หลักฐานที่ยืนยันทฤษฏีกำเนิดระบบสุริยะก็คือ ถ้ามองจากด้านบนของระบบสุริยะ (Top view) จะสังเกตได้ว่า ทั้งดวงอาทิตย์ ดาวเคราะห์ และดวงจันทร์บริวารเกือบทุกดวง หมุนรอบตัวเองในทิศทวนเข็มนาฬิกา และโคจรรอบดวงทิตย์ในทิศทวนเข็มนาฬิกา หากมองจากด้านข้างของระบบสุริยะ (Side view) ก็จะสังเกตได้ว่า ดาวเคราะห์และดวงจันทร์บริวารเกือบทุกดวง มีระนาบวงโคจรใกล้เคียงกับระนาบสุริยวิถี (Ecliptic plane)ภาพที่ 104 ระบบสุริยะ (Top view)
ที่มา : //www.go-astronomy.com/
ภาพที่
105 ระบบสุริยะ (side view)
ที่มา : //astrobob.areavoices.com/2010/06/20/this-comet-was-far-out-man/
1. ดวงอาทิตย์ (The Sun)
เป็นดาวฤกษ์ซึ่งมีมวลร้อยละ 99 ของระบบสุริยะ จึงทำให้อวกาศโค้งเกิดเป็นศูนย์กลางของแรงโน้มถ่วง โดยมีดาวเคราะห์และบริวารทั้งหลายโคจรล้อมรอบดวงอาทิตย์มีองค์ประกอบหลักเป็นไฮโดรเจนซึ่งเป็นอยู่ในสถานะพลาสมา (แก๊สที่มีอุณหภูมิสูงมากจนประจุหลุดออกมา)
2. ดาวเคราะห์ (Planets)
คือบริวารขนาดใหญ่ของดวงอาทิตย์ 8 ดวง เรียงลำดับจากใกล้ไปไกล ได้แก่ พุธ ศุกร์ โลก อังคาร พฤหัสบดี เสาร์ ยูเรนัส และเนปจูน
ดาวเคราะห์ทั้งแปดโคจรรอบดวงอาทิตย์ โดยมีระนาบใกล้เคียงกับระนาบสุริยวิถี
ภาพที่ 106 ดาวเคราะห์ในระบบสุริยะ
ที่มา : //www.wallpapers13.com/planets-and-solar-system-hd-wallpaper-9877/
เป็นดาวที่เป็นบริวารโคจรรอบดาวเคราะห์อีกที่หนึ่ง มิได้โคจรรอบดวงอาทิตย์โดยตรง
ภาพที่ 107 ดวงจันทร์บริวาลของดาวพฤหัสบดี
ที่มา : //solarviews.com/eng/jupiter.htm
วัตถุขนาดเล็กที่มีรูปร่างคล้ายทรงกลม ที่มีวงโคจรเป็นรอบดวงอาทิตย์ ซ้อนทับกับดาวเคราะห์ดวงอื่น และไม่อยู่ในระนาบของสุริยวิถี
5. ดาวเคราะห์น้อย
(Asteroids)
วัตถุที่ไม่สามารถรวมตัวกันเป็นดาวเคราะห์ได้ เนื่องจากถูกรบกวนจากแรงโน้มถ่วงของดาวเคราะห์ขนาดใหญ่ เช่น ดาวพฤหัสบดี และดาวเสาร์ ทำให้แรงไทดัลที่เกิดขึ้นมีกำลังมากกว่าแรงยึดเหนี่ยวระหว่างสสารภายในดาว
ดาวเคราะห์น้อยส่วนใหญ่มีองค์ประกอบหลักเป็นหิน แต่บางดวงมีโลหะปนอยู่ ดาวเคราะห์น้อยส่วนใหญ่อยู่ที่ "แถบดาวเคราะห์น้อย" (Asteroid belt) ซึ่งอยู่ระหว่างวงโคจรของดาวอังคารและดาวพฤหัสบดี ดาวเคราะห์น้อยมีรูปทรงเหมือนอุกกาบาต เนื่องจากมวลน้อยจึงมีแรงโน้มถ่วงน้อยไม่สามารถยุบรวมเนื้อดาวให้มีรูปร่างทรงกลม วงโคจรของดาวเคราะห์น้อยมีความรีมากกว่าวงโคจรของดาวเคราะห์ ในปัจจุบันได้มีการค้นพบดาวเคราะห์น้อยมากกว่า 3 แสนดวง เนื่องจากดาวเคราะห์น้อยไม่สามารถรวมตัวเป็นดาวเคราะห์ได้
มันจึงไม่มีการเปลี่ยนแปลงโครงสร้างภายในมาหลายพันล้านปีแล้ว นักดาราศาสตร์จึงเปรียบว่า ดาวเคราะห์น้อยเป็นเสมือนฟอสซิลของระบบสุริยะ
ภาพที่ 108 แถบดาวเคราะห์น้อย
ที่มา : //pics-about-space.com/asteroid-belts-awesome?p=1#img957652148959780795
6. วัตถุในแถบคอยเปอร์ (Kuiper Belt Objects)
- เมฆออร์ต (Oort Cloud)
มีองค์ประกอบหลักเป็นหินปนน้ำแข็ง มีวงโคจรรอบดวงอาทิตย์อยู่ถัดจากดาวเนปจูนออกไป วงโคจรของวัตถุในแถบคอยเปอร์เอียงทำมุมกับระนาบสุริยวิถีเล็กน้อย โดยมีระยะห่างจากดวงอาทิตย์ 40 – 500 AU ดาวพลูโตและดาวเคราะห์แคระซึ่งถูกค้นพบใหม่เป็นวัตถุในแถบคอยเปอร์ นักดาราศาสตร์ชาวเนเธอร์แลนด์ชื่อ แจน ออร์ต (Jan Oort) ตั้งทฤษฏีว่า
บริเวณขอบนอกของระบบสุริยะเป็นทรงกลม ซึ่งมีขนาดรัศมีประมาณ 50,000 AU จากดวงอาทิตย์ ห่อหุ้มด้วยวัสดุจำพวกน้ำแข็ง หากมีแรงโน้มถ่วงจากภายนอกมากระทบกระเทือน น้ำแข็งเหล่านี้จะหลุดเข้าสู่วงโคจรรอบดวงอาทิตย์ กลายเป็นดาวหาง
- ดาวหาง (Comets)
เมื่อดาวหางเคลื่อนที่เข้าหาดวงอาทิตย์ พลังงานจากดวงอาทิตย์ทำให้มวลของดาวหางระเหิดกลายเป็นแก๊ส ลมสุริยะเป่าให้แก๊สเหล่านี้ให้พุ่งไปในทิศทางตรงข้ามกับดวงอาทิตย์ ปรากฏเป็นหางยาวหลายล้านกิโลเมตร
ภาพที่ 109 วัตถุในแถบคอยเปอร์
ที่มา : //earthsky.org/space/hubble-moon-dwarf-planet-2007-or103
นักดาราศาสตร์แบ่งเขตพื้นที่ของระบบสุริยะออกเป็น 4 เขต โดยใช้ลักษณะการก่อตัวของบริวารของดวงอาทิตย์เป็นเกณฑ์ ดังนี้
เป็นดาวเคราะห์ที่มีพื้นผิวแข็งหรือเป็นหินเหมือนโลก บางครั้งจึงเรียกว่า ดาวเคราะห์แบบโลก ดาวเคราะห์ชั้นในเกิดจากมวลสารของเนบิวลาที่อยู่ถัดออกมาจากบริเวณใจกลาง ที่ไม่ได้เคลื่อนที่ไปรวมกับมวลสารที่เกิดดวงอาทิตย์ แต่เคลื่อนที่รอบดวงอาทิตย์และมีอุณหภูมิพอเหมาะที่จะเกิดเป็นก้อนหินขนาดต่างๆ กันจำนวนมาก ได้แก่
ดาวพุธ
(Mercury)
- ดาวเคราะห์ที่อยู่ใกล้ดวงอาทิตย์มากที่สุด
- ดาวเคราะห์ที่อยู่ใกล้ดวงอาทิตย์มากที่สุด
- ดาวเคราะห์ที่เล็กที่สุดในระบบสุริยะ
ภาพที่ 110 ดาวพุธ
ที่มา : //www.space.com/4839-enduring-mysteries-mercury.html
ดาวพุธมีชั้นบรรยากาศเบาบางและมีสเถียรภาพต่ำอันเกิดจากการที่ดาวพุธมีขนาดเล็ก จนไม่มีแรงดึงดูดเพียงพอในการกักเก็บอะตอมของก๊าซเอาไว้ ชั้นบรรยากาศของดาวพุธประกอบไปด้วยไฮโดรเจน, ฮีเลียม, ออกซิเจน, โซเดียม, แคลเซียม, โพแทสเซียม และ น้ำ ดาวพุธมีหลุมอุกกาบาตจำนวนมากจนดูคล้ายดวงจันทร์ ภูมิลักษณ์ที่เด่นที่สุดบนดาวพุธ คือ แอ่งแคลอริส หลุมอุกกาบาตที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 1,350 กิโลเมตร
ภาพที่ 111 พื้นผิวดาวพุธ
ที่มา : //www.bbc.co.uk/news/science-environment-10650039
ภูมิประเทศของดาวพุธมีผาชัน อยู่ทั่วไป ซึ่งก่อตัวขึ้นเมื่อหลายพันล้านปีที่แล้ว ขณะที่ใจกลาง ดาวพุธเย็นลงพร้อมกับหดตัว จนทำให้เปลือกดาวพุธย่นยับและประกอบด้วยเหล็กในสัดส่วนที่สูง เป็นโลหะประมาณ 70% ที่เหลืออีก 30% เป็นซิลิเกต
ภาพที่ 112 โครงสร้างดาวพุธ
ที่มา : //commons.wikimedia.org/wiki/File:Mercury_Internal_Structure.svg
ยานอวกาศที่เข้าไปเฉียดใกล้ๆ ดาวพุธและนำภาพมาต่อกันจนได้ภาพพื้นผิวดาวพุธเป็นครั้งแรกคือ ยานอวกาศมารีเนอร์ 10 ของสหรัฐอเมริกาเมื่อ พ.ศ. 2517
ภาพที่ 113 ยานอวกาศมารีเนอร์
ที่มา :
//s-media-cache-ak0.pinimg.com/736x/33/83/dc/3383dc396366ce4fed08554a0055e9bd
--space-probe-space-program.jpg
เป็นดาวเคราะห์ที่อยู่ห่างจากดวงอาทิตย์เป็นลำดับที่ 2 ดาวศุกร์เป็นดาวเคราะห์หิน มีขนาดใกล้เคียงกับโลก
ภาพที่ 114 ดาวศุกร์ vs ดาวเสาร์
ที่มา : //www.garanuug.com/abwaan/waxaraxir/
สำหรับวัตถุในธรรมชาติ ดาวศุกร์เป็นวัตถุท้องฟ้าที่สว่างที่สุดเป็นลำดับที่ 3 รองจากดวงอาทิตย์และดวงจันทร์ มองเห็นได้เฉพาะในเวลาเช้ามืดหรือหัวค่ำเท่านั้น ขณะปรากฏในท้องฟ้าเวลาหัวค่ำทางทิศตะวันตก เรียกว่า "ดาวประจำเมือง" และเมื่อปรากฏในท้องฟ้าเวลาเช้ามืดทางทิศตะวันออก เรียกว่า "ดาวประกายพรึก" หรือ "ดาวรุ่ง" บรรยากาศของดาวศุกร์ ประกอบด้วยก๊าซคาร์บอนไดออกไซด์ 97% ไนโตรเจน 3.5% ซัลเฟอร์ไดออกไซด์ และอาร์กอน 0.5% มีชั้นเมฆคาร์บอนไดออกไซด์ที่หนาทึบมาก ปกคลุมดาวศุกร์ทั้งดวงทำให้สะท้อนแสงอาทิตย์ได้ดี จึงเห็นดาวศุกร์เป็นดาวเคราะห์ที่สว่างสุกใสมาก อุณหภูมิของดาวศุกร์ ด้วยชั้นเมฆหนาของดาวศุกร์ทำให้เกิดสภาวะเรือนกระจก อุณหภูมิบนดาวศุกร์สูงมาก ประมาณ 500 องศาเซลเซียส ตลอดทั้งกลางวันและกลางคืน ดาวศุกร์หมุนรอบตัวเอง 1 รอบใช้เวลานานกว่าการเคลื่อนที่รอบดวงอาทิตย์ 1 รอบ และถ้าเราอยู่บนดาวศุกร์เวลา 1 วัน จะไม่ยาวเท่ากับเวลาที่ดาวศุกร์หมุนรอบตัวเอง 1 รอบ
ภาพที่ 115 วงโคจรดาวศุกร์
ที่มา : //www.geekygags.com/did-you-know-these-facts-about-our-solar-system/category/all
ยานอวกาศที่สำรวจดาวศุกร์ มีด้วยกันหลายลำ ได้แก่
- มาริเนอร์ 2 เมื่อ 14 ธันวาคม พ.ศ. 2505
- เวเนรา 4 เมื่อ 18 ตุลาคม พ.ศ. 2510
- เวเนรา 7 เมื่อ 15 ธันวาคม พ.ศ. 2513
- มาริเนอร์ 10 เมื่อ 5 กุมภาพันธ์ พ.ศ. 2517
- เวเนรา 9 เมื่อ 23 ตุลาคม พ.ศ. 2518
- เวเนรา 15 เมื่อ 10 ตุลาคม พ.ศ. 2526
- ไพโอเนียร์-วีนัส 2 เมื่อ 9 ธันวาคม พ.ศ. 2521
- แมกเจลแลน เมื่อ 10 สิงหาคม พ.ศ. 2533
โลก (The Earth) เป็นดาวเคราะห์ดวงเดียวในระบบสุริยะที่มีสภาวะแวดล้อมเอื้ออำนวย
ต่อการดำรงชีวิตของสิ่งมีชีวิต โลกอยู่ห่างจากดวงอาทิตย์เป็นลำดับที่ 3 และมีขนาดใหญ่เป็นอันดับที่ 5 โลกมีสัณฐานเป็นทรงกลมแป้นมีรัศมีเฉลี่ย 6,371 กิโลเมตร โครงสร้างภายในของโลกประกอบไปด้วยแก่นชั้นในที่เป็นเหล็ก มีรัศมีประมาณ 1,200 กิโลเมตร ห่อหุ้มด้วยแก่นชั้นนอกที่เป็นของเหลว (Liquid) ประกอบด้วยเหล็กและนิเกิล มีความหนาประมาณ 2,200 กิโลเมตร ถัดขึ้นมาเป็นชั้นแมนเทิลซึ่งเป็นของแข็งเนื้ออ่อนที่ยืดหยุ่นได้ (Plastic) ประกอบไปด้วย เหล็ก แมกนีเซียม ซิลิกอน และธาตุอื่นๆ มีความหนาประมาณ 3,000 กิโลเมตร เปลือกโลกเป็นของแข็ง (Solid) มีองค์ประกอบส่วนใหญ่เป็นเฟลด์สปาร์ และควอตช์ (ซิลิกอนไดออกไซด์)
บรรยากาศของโลกประกอบด้วยไนโตรเจน 77 % ออกซิเจน 21% ที่เหลือเป็นอาร์กอน คาร์บอนไดออกไซด์ และน้ำ คาร์บอนไดออกไซด์ช่วยในการกักเก็บความร้อนไว้ภายใต้ชั้นบรรยากาศโดยอาศัยภาวะเรือนกระจก ทำให้โลกมีความอบอุ่น ไม่หนาวเย็นจนเกินไปสำหรับสิ่งมีชีวิต อย่างไรก็ตามถ้าปริมาณคาร์บอนไดออกไซด์เพิ่มขึ้นมากขึ้นก็จะทำให้เกิดสภาวะโลกร้อน ซึ่งอาจส่งผลให้สิ่งมีชีวิตไม่สามารถดำรงอยู่ได้ นอกจากนี้โลกยังมีสนามแม่เหล็กซึ่งเกิดจากการเคลื่อนที่ของแก่นชั้นนอกซึ่งเป็นเหล็กเหลว ถึงแม้ว่าสนามแม่เหล็กโลกจะมีความเข้มไม่มาก แต่ก็ช่วยปกป้องไม่ให้อนุภาคที่มีพลังงานสูงจากดวงอาทิตย์ (Solar wind) เดินทางผ่านมาที่ผิวโลกได้ โดยสนามแม่เหล็กจะกักให้อนุภาคเดินทางไปตามเส้นแรงแม่เหล็ก และเข้าสู่ชั้นบรรยากาศได้เพียงที่ขั้วโลกเหนือและขั้วโลกใต้เท่านั้น เมื่ออนุภาคพลังงานสูงปะทะกับโมเลกุลของแก๊สในชั้นบรรยากาศ ทำให้เกิดแสงสีสวยงาม สังเกตเห็นบนท้องฟ้ายามค่ำคืน เรียกว่า "แสงเหนือแสงใต้" (Aurora)
ภาพที่ 116 แกนแม่เหล็กโลก
ที่มา : //www.atom.rmutphysics.com/charud/oldnews/117/earth_cores.gif
สนามแม่เหล็กโลก
แก่นโลกมีองค์ประกอบหลักเป็นเหล็ก แก่นโลกชั้นใน (Inner core) มีความกดดันสูงจึงมีสถานะเป็นของแข็ง ส่วนแก่นชั้นนอก (Outer core)
มีความกดดันน้อยกว่าจึงมีสถานะเป็นของเหลวหนืด แก่นชั้นในมีอุณหภูมิสูงกว่าแก่นชั้นนอก พลังงานความร้อนจากแก่นชั้นใน จึงถ่ายเทขึ้นสู่แก่นชั้นนอกด้วยการพาความร้อน (Convection) เหล็กหลอมละลายเคลื่อนที่หมุนวนอย่างช้าๆ ทำให้เกิดการเคลื่อนที่ของกระแสไฟฟ้า และเหนี่ยวนำให้เกิดสนามแม่เหล็กโลก (The Earth’s magnetic field) อย่างไรก็ตามแกนแม่เหล็กโลกและแกนหมุนของโลกมิใช่แกนเดียวกัน แกนแม่เหล็กโลกมีขั้วเหนืออยู่ทางด้านใต้
และมีแกนใต้อยู่ทางด้านเหนือ แกนแม่เหล็กโลกเอียงทำมุมกับแกนเหนือ-ใต้ทางภูมิศาสตร์ (แกนหมุนของโลก) 12 องศา
ภาพที่ 117 สนามแม่เหล็กโลก
ที่มา : //www.lesa.biz/earth/lithosphere/earth-structure/magnetosphere
สนามแม่เหล็กโลกเป็นรูปทรงรีไม่สมมาตร อิทธิพลของลมสุริยะทำให้ด้านที่อยู่ใกล้ดวงอาทิตย์ มีความกว้างน้อยกว่าด้านตรงข้ามดวงอาทิตย์ สนามแม่เหล็กโลกไม่ใช่สิ่งคงที่ แต่มีการเปลี่ยนแปลง ความเข้มและสลับขั้วเหนือ-ใต้ ทุกๆ หนึ่งหมื่นปี ในปัจจุบันสนามแม่เหล็กโลกอยู่ในช่วงที่มีกำลังอ่อน สนามแม่เหล็กโลกเป็นสิ่งที่จำเป็นที่เอื้ออำนวยในการดำรงชีวิต หากปราศจากสนามแม่เหล็กโลกแล้ว อนุภาคพลังงานสูงจากดวงอาทิตย์และอวกาศ จะพุ่งชนพื้นผิวโลก ทำให้สิ่งมีชีวิตไม่สามารถดำรงอยู่ได้
ดวงจันทร์ (The Moon)
ดวงจันทร์เป็นบริวารดวงเดียวของโลก มีพื้นผิวที่เป็นของแข็ง เต็มไปด้วยหลุมอุกกาบาตมากมาย แสงจันทร์ที่เรามองเห็นนั้นเป็นแสงอาทิตย์ที่สะท้อนจากพื้นผิวดวงจันทร์ สำหรับปัจจุบันนักวิทยาศาสตร์เชื่อว่า ดวงจันทร์กำเนิดขึ้นมาเนื่องจาก การชนระหว่างวัตถุที่มีมวลประมาณดาวอังคารกับโลก เมื่อประมาณ 4,500 ล้านปีมาแล้ว แต่แรงระเบิดจากการชน
ก็โยนสาดมวลสารจากเปลือกโลกออกไปวนฟุ้งกระจายรอบๆ โลก นานๆ เข้า ก็จับตัวเกาะกันเข้ามามีมวลเพิ่มขึ้น เมื่อมวลเพิ่มขึ้นก็ยิ่งมีแรงดึงดูดมากขึ้น จึงดึงดูดและ เก็บกวาดเศษมวลสารจากการสาดกระจายทั้งหมด รวมเข้าเป็นตัวดาวบริวารของโลก คือ ดวงจันทร์นั่นเอง
ปรากฏการณ์ที่เกี่ยวข้องกับดวงจันทร์
น้ำขึ้นน้ำลง (tide)
เกิดขึ้นเนื่องจากอิทธิพลดึงดูดระหว่างโลกกับดวงจันทร์และดวงอาทิตย์
ภาพที่ 118 น้ำขึ้นน้ำลง
ที่มา : //image.3bmeteo.com/images/newarticles/w_663/maree-sizigie-e-di-quadratura-3bmeteo-61030.jpg
ข้างขึ้น – ข้างแรม
ภาพที่ 119 ข้างขึ้น – ข้างแรม
ที่มา :
//www.lesa.biz/astronomy/astro-events/moon-phases
จันทรุปราคา (lunar eclipse)
ภาพที่ 120 จันทรุปราคา (lunar eclipse)
ที่มา :
//www.lesa.biz/astronomy/astroevents/lunareclipse?tmpl=%2Fsystem%2Fapp% 2Ftemplates%2Fprint%2F&showPrintDialog=1
สุริยุปราคา (Solar Eclipse)
ภาพที่
121 สุริยุปราคา (Solar Eclipse)
ที่มา : //endecor.us/when-is-the-next-solar-eclipse-in-charlotte/
ดาวอังคาร (MARS) ดาวอังคาร เป็นดาวเคราะห์ ในระบบสุริยะที่อยู่ห่างจากดวงอาทิตย์เป็นลำดับที่ 4 ดาวอังคารปรากฏเป็นสีแดงคล้ายสีโลหิต บางครั้งจึงเรียกว่า "ดาวแดง" หรือ "Red Planet" ดาวอังคารมีดาวบริวารหรือดวงจันทร์ขนาดเล็ก 2 ดวง คือ โฟบอสและไดมอส โดยทั้งสองดวง มีรูปร่างบิดเบี้ยวไม่เป็นรูปกลม ซึ่งคาดกันว่าอาจเป็นดาวเคราะห์น้อยที่หลงเข้ามาแล้วดาวอังคารคว้าดึงเอาไว้ให้อยู่ในเขตแรงดึงดูดของตน
ภาพที่ 122 ดาวอังคาร
ที่มา : //3.bp.blogspot.com/-RUJSgJNJ36M/VE0BAUk5BOI/AAAAAAAAAJY/Gzdz84jvjDQ/s1600/mars.jpg
ดาวอังคารเป็นดาวเคราะห์หิน (terrestrial planet) มีชั้นบรรยากาศเบาบาง สีของดาวที่เห็นเป็นสีส้ม-แดงนั้น เกิดจาก ไอร์ออน(II) ออกไซด์ ซึ่งเป็นที่รู้กันคือ แร่เหล็ก หรือสนิมเหล็กนั่นเอง พื้นผิวมีลักษณะคล้ายคลึงทั้งหลุมอุกกาบาตบนดวงจันทร์ และภูเขาไฟ หุบเขา ทะเลทราย และบริเวณน้ำแข็งขั้วโลก บนโลก ดาวอังคารมีภูเขา ที่สูงที่สุดในระบบสุริยะคือ ภูเขาไฟโอลิมปัส (OlympusMons) และหุบเขาลึกที่มีชื่อว่า มาริเนริส (Marineris) ที่ใหญ่ที่สุดในระบบสุริยะ
ยานอวกาศที่สำรวจดาวอังคาร มีด้วยกันหลายลำได้แก่
- มาริเนอร์ 4
- มาริเนอร์ 9
- มาร์ส 3
- ไวกิ้ง
- มาร์สพาทไฟเดอร์
เป็นมวลสารที่อยู่ระหว่างวงโคจรของดาวอังคารและดาวพฤหัสบดี คาดว่ามี การก่อตัวเช่นเดียวกับวัตถุที่ก่อกำเนิดเป็นดาวเคราะห์ชั้นใน
ภาพที่ 123 เขตดาวเคราะห์น้อย
(Asteroid)
ที่มา : //www.haikudeck.com/kjs-solar-system-uncategorized-presentation-V4rV7jiHUi
เศษที่เหลือของการสร้างดาวเคราะห์หินถูกแรงรบกวนของดาวพฤหัสบดีที่มีขนาดใหญ่และเกิดพร้อมดวงอาทิตย์ ทำให้มวลสารในบริเวณแถบดาวเคราะห์น้อยจับตัวเป็นก้อนขนาดใหญ่ไม่ได้
จึงกลายเป็นดาวเคราะห์น้อยที่มีขนาดเล็กจำนวนมาก นักดาราศาสตร์ทำการศึกษา ดาวเคราะห์น้อยเพื่อศึกษาวิวัฒนาการของระบบสุริยะ โดยจำแนกดาวเคราะห์น้อยออกเป็น 3 แบบ ตามองค์ประกอบทางเคมี ดังนี้
1 C-type (Common) เป็นดาวเคราะห์น้อยที่พบเห็นประมาณร้อยละ 75 มีองค์ประกอบเป็นคาร์บอน มีสีเข้มเพราะพื้นผิวสะท้อนแสงได้ไม่ดี
ภาพที่ 124C-Type Asteroid
ที่มา : //en.wikipedia.org/wiki/C-type_asteroid#/media/File:(253)_mathilde.jpg
2 S-type (Stone) เป็นดาวเคราะห์น้อยที่มีอยู่ประมาณร้อยละ 17 มีองค์ประกอบหลักเป็น หินซิลิเกตมีเหล็กและนิเกิลปนอยู่เล็กน้อย
ภาพที่ 125 S-Type Asteroid
ที่มา : //en.wikipedia.org/wiki/S-type_asteroid#/media/File:Eros_-_PIA02923_(color).jpg
3 M-type (Metal) เป็นดาวเคราะห์น้อยที่สว่างมาก เนื่องจากมีองค์ประกอบเป็นโลหะเหล็กและนิเกิล สะท้อนแสงอาทิตย์ได้ดี
ภาพที่ 126 M-Type Asteroid
ที่มา : //www.astronomysource.com/tag/m-type-asteroids/
เกิดจากมวลสารของเนบิวลาที่อยู่ถัดออกมาจากดาวเคราะห์หิน ดาวเคราะห์ยักษ์เกิดจากการสะสมของแก๊สและสารที่ระเหยง่าย เช่น น้ำ เข้าไว้เป็นก้อนใหญ่
ดาวพฤหัสบดี (JUPITER)ดาวพฤหัสบดี เป็นดาวเคราะห์ที่อยู่ห่างจากดวงอาทิตย์เป็นลำดับที่ 5 และเป็นดาวเคราะห์ที่มีขนาดใหญ่ที่สุดในระบบสุริยะ ดาวพฤหัสบดีหนักว่าโลก 318 เท่า เส้นผ่านศูนย์กลาง ยาวกว่าโลก 11 เท่า และมีปริมาตรคิดเป็น 1,300 เท่าของโลก เชื่อกันว่าหากดาวพฤหัสบดีมีมวลมากกว่านี้สัก 60-70 เท่า อาจเพียงพอที่จะให้เกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์จนกลายเป็นดาวฤกษ์ได้
ภาพที่ 127 ดาวพฤหัสบดี
ที่มา :
//dreamicus.com/jupiter.html
ดาวพฤหัสบดีหมุนรอบตัวเองด้วยอัตราเร็วสูงที่สุด เมื่อเทียบกับดาวเคราะห์ ดวงอื่นในระบบสุริยะ ทำให้มีรูปร่างแป้นเมื่อดูผ่านกล้องโทรทรรศน์ นอกจากชั้นเมฆที่ห่อหุ้มดาวพฤหัสบดี ร่องรอยที่เด่นชัดที่สุดบนดาวพฤหัสบดี คือ จุดแดงใหญ่ ซึ่งเป็นพายุหมุนที่มีขนาดใหญ่กว่าโลก ดาวพฤหัสบดีมีวงแหวนเช่นเดียวกับดาวเสาร์ แต่มีความเลือนลางและขนาดเล็กกว่า สามารถเห็นได้ในรังสีใต้แดงทั้งจากกล้องโทรทรรศน์ ที่พื้นโลกและจากยานกาลิเลโ
ดาวเสาร์ (SATURN)เป็นดาวเคราะห์ที่อยู่ห่างจากดวงอาทิตย์เป็นลำดับที่ 6 จัดเป็นดาวเคราะห์แก๊ส มีขนาดใหญ่ที่สุดเป็นอันดับสองในระบบสุริยะรองจากดาวพฤหัสบดี ดาวเสาร์มีรูปร่างป่องออกตามแนวเส้นศูนย์สูตร ที่เรียกว่าทรงกลมแป้น (oblate spheroid) เส้นผ่านศูนย์กลางตามแนวขั้วสั้นกว่าตามแนวเส้นศูนย์สูตรเกือบ 10% เป็นผลจากการหมุนรอบตัวเองอย่างรวดเร็ว
ภาพที่ 128 ดาวเสาร์
ที่มา : //www.haikudeck.com/saturn-science-and-technology-presentation-EODxQzrEg8
ดาวเสาร์เป็นดาวเคราะห์ที่มีระบบวงแหวนดาวเคราะห์ ขนาดใหญ่มากกว่าดาวเคราะห์อื่นในระบบสุริยะ วงแหวนของดาวเสาร์ประกอบด้วยอนุภาคขนาดเล็กจำนวนมากนับไม่ถ้วน กระจุกตัวรวมกันอยู่และโคจรไปรอบๆดาวเสาร์ อนุภาคในวงแหวนส่วนใหญ่เป็นน้ำแข็งมีบางส่วนที่เป็นฝุ่นและสสารอื่น
ภาพที่ 129 วงแหวนดาวเสาร์ตัดผ่านฉากหลังที่มีดวงจันทร์ไททัน (รูปเสี้ยวขอบสีขาว) และดวงจันทร์เอนเซลาดัส (ขวาล่างสีดำ) ปรากฏอยู่
ที่มา : //www.pillartopost.org/2012/10/one-picture-worth-1000-words-saturns.html
ภาพที่ 130 ดวงจันทร์ของดาวเสาร์
ที่มา : //www.seasky.org/solar-system/saturn-menu.html
เป็นดาวเคราะห์ที่อยู่ห่างจากดวงอาทิตย์เป็นลำดับที่ 7 ในระบบสุริยะจัดเป็นดาวเคราะห์แก๊ส มีขนาดใหญ่เป็นอันดับที่ 3 บรรยากาศชั้นนอก ประกอบด้วยไฮโดรเจนและฮีเลียมเป็นส่วนใหญ่ แต่ลึกลงไป มีส่วนประกอบของ แอมโมเนีย มีเทนผสมอยู่ด้วย ดาวยูเรนัสแผ่ความร้อนออกจากตัวดาวน้อยมาก ดาวยูเรนัสโคจรรอบดวงอาทิตย์ใช้เวลา 84 ปี แกนของดาวทำมุมกับระนาบระบบสุริยะถึง 98 องศา ทำให้ฤดูกาลบนดาวยาวนานมาก คือ ด้านหนึ่งจะมีฤดูหนาว 42 ปี และอีกด้านจะร้อนนาน 42 ปี
ภาพที่ 131
ดาวยูเรนัส
ที่มา : //s3.amazonaws.com/kidzworld_photo/images/201562/b96379d2-a7f2-4f01-a2d2-83712931c25e/uranus.jpg
ดาวยูเรนัส เป็นดาวเคราะห์แก๊สขนาดยักษ์ในระบบสุริยะ มีดวงจันทร์ที่รู้จักแล้ว 27 ดวง ดวงจันทร์ของดาวยูเรนัสถูกแบ่งออกเป็น 3 กลุ่ม ได้แก่
1. กลุ่มดวงจันทร์รอบในสิบสามดวง (thirteen inner moons)
2. กลุ่มดวงจันทร์ขนาดใหญ่ห้าดวง (five major moons)
3. กลุ่มดวงจันทร์ทรงแปลกเก้าดวง (nine irregular moons)
ภาพที่ 132 ดวงจันทร์ของดาวยูเรนัส
ที่มา :
//s-media-cache-ak0.pinimg.com/736x/61/02/09/61020970451ef667fae14b04f7132931--solar-system-exploration-space-exploration.jpg
เป็นดาวเคราะห์ที่อยู่ห่างจากดวงอาทิตย์เป็นลำดับที่ 9 ในระบบสุริยะ มีขนาดเส้นผ่านศูนย์กลางใหญ่เป็นอันดับที่ 4 รองจากดาวพฤหัส ดาวเสาร์ ดาวยูเรนัส ดาวเนปจูน มีสีน้ำเงิน เนื่องจากองค์ประกอบหลักของบรรยากาศผิวนอกเป็น ไฮโดรเจน ฮีเลียม และมีเทน บรรยากาศของดาวเนปจูน มีกระแสลมที่รุนแรง (2500 กม/ชม.) อุณหภูมิพื้นผิวอยู่ที่ประมาณ -220℃ (- 364 °F) ซึ่งหนาวเย็นมาก
ภาพที่ 133 ดาวเนปจูน
ที่มา : //www.trbimg.com/img-51955bc6/turbine/la-sci-sn-neptune-uranus-windy-atmosphere-ice--001/600/600x591
ภาพที่ 134 ยานวอยเอเจอร์ 2 ยานสำรวจดาวเนปจูนเพียงลำเดียว
ที่มา : //upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/d/d2/Voyager.jpg/240px-Voyager.jpg
ดาวพลูโต (PLUTO)
- สีของดาวพลูโต - สีแดง/ส้มแดง
- ชั้นบรรยากาศ - จะประกอบด้วย ไนโตรเจน และ มีเทน
ภาพที่ 135 ดาวเคราะห์แคระ (ดาวพลูโต)
ที่มา :
//theconversation.com/in-focus-new-horizons-crisp-images-shed-new-light-on-the-origins-of-pluto-and-its-moons-44451
อยู่บริเวณขอบนอกของระบบสุริยะ ดาวหางเกิดจากเศษที่เหลือจากการสร้าง ดาวเคราะห์ยักษ์ ดาวหางเป็นวัตถุท้องฟ้าที่ประกอบด้วยน้ำและแก๊สที่เย็นจัด รวมตัวกันเป็นก้อนน้ำแข็ง โดยมีฝุ่นและแร่ธาตุต่างๆ มารวมตัวกัน เมื่อดาวหางโคจรมาใกล้ดวงอาทิตย์ จะดูดพลังงานจากดวงอาทิตย์ในรูปของพลังงานความร้อนและรังสี ทำให้ก้อนน้ำแข็งกลายเป็นไอกระจายออกไป
ภาพที่ 136 โครงสร้างของดาวหาง
ที่มา : //www.lesa.biz/astronomy/solar-system/small-bodies/comet
ดาวหางคาบสั้น (Short-period comets) เป็นดาวหางที่มีคาบการโคจรรอบดวงอาทิตย์น้อยกว่า 200 ปี โดยทั่วไปมักมีระนาบวงโคจรใกล้เคียงกับระนาบสุริยวิถี และเคลื่อนที่ไปในทิศทางเดียวกับดาวเคราะห์
ดาวหางคาบยาว (Long-period comets) มีความรีของวงโคจรมากกว่า และมีคาบโคจรตั้งแต่ 200 ปีขึ้นไปจนถึงหลายพันหรือหลายล้านปี (ตามนิยามแล้ว ดาวหางเหล่านี้จะต้องยังคงอยู่ภายใต้แรงโน้มถ่วงของดวงอาทิตย์
ภาพที่ 137 วงโคจรของดาวหาง
ที่มา : //i.kinja-img.com/gawker-media/ima
ดวงอาทิตย์เป็นดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยถึงปานกลางและอยู่ใกล้โลกที่สุด จงเป็นดาวฤกษ์ที่ นักดาราศาสตร์ศึกษามากที่สุด ดวงอาทิตย์เกิด จากการยุบรวมตัวของเนบิวลาเมื่อประมาณ 5,000 ล้านปีมาแล้ว การยุบตัวของเนบิวลา เกิดจากแรงโน้มถ่วงของเนบิวลาเอง เมื่อแก๊สยุบตัวลง ความดันของแก๊สจะสูงขึ้น ผลที่ตามมาคือ อุณหภูมิของแก๊สจะสูงขึ้นกลายเป็น PROTOSUN
ภาพที่ 138 PROTOSUN
ที่มา : //www.kcvs.ca/martin/astro/kingsu/unit7/161/chp16_1_files/fig4.jpg
เมื่อแรงโน้มถ่วงดึงให้แก๊สยุบตัวลงไปอีก ความดัน ณ แก่นกลางสูงขึ้น และอุณหภูมิก็สูงขึ้นเป็น 15 ล้านเคลวิน เป็นอุณหภูมิสูงมากพอที่จะเกิดปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์ (thermonuclear reaction) พลังงานของดวงอาทิตย์เกิดที่แก่นกลาง ซึ่งเป็นชั้นในที่สุดของดวงอาทิตย์ เป็นบริเวณที่มีอุณหภูมิและความดันสูงมาก ทำให้เกิดปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์ ที่แก่นกลางของดวงอาทิตย์ นักวิทยาศาสตร์คาดคะเนว่าในอนาคตเมื่อธาตุไฮโดรเจนที่ใช้เป็นเชื้อเพลิงเหลือน้อย แรงโน้มถ่วงเนื่องจากมวลของดาวฤกษ์สูงกว่าแรงดัน ทำให้ดาวยุบตัวลง ส่งผลให้แก่นกลางของดาวฤกษ์มีอุณหภูมิสูงขึ้นมากกว่าเดิมเป็น 100 ล้านเคลวินขณะเดียวกันไฮโดรเจนที่อยู่รอบนอกแกนฮีเลียม จะมีอุณหภูมิสูงขึ้นตามไปด้วย เมื่ออุณหภูมิสูงถึง 15 ล้านเคลวิน จะเกิดปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์หลอมไฮโดรเจนเป็นฮีเลียมครั้งใหม่ ผลก็คือ ได้พลังงานออกมาอย่างมหาศาล ทำให้ดวงอาทิตย์มีขนาดใหญ่ขึ้นเป็น 100 เท่า ของขนาดปัจจุบัน เมื่อผิวด้านนอกขยายตัว อุณหภูมิผิวจะลดลง สีจะเปลี่ยนจากเหลืองเป็นแดง ดวงอาทิตย์จึงกลายเป็นดาวฤกษ์สีแดงขนาดใหญ่มาก เรียกว่า ดาวยักษ์แดง (redgiant)
ภาพที่ 139 ดาวยักษ์แดง
ที่มา :
//saypeople.com/2011/12/11/inner-core-of-the-red-giant-stars-rotate-ten-times-faster/
ดวงอาทิตย์มีความหนาแน่นมากที่สุดบริเวณแกน ซึ่งเป็นแหล่งผลิตพลังงาน และมีค่าน้อยลงเกือบเป็นรูปเอ็กโพเนนเชียลตามระยะทางที่ห่างออกมาจากแกน และแม้ว่าภายในดวงอาทิตย์นั้นจะไม่สามารถมองเห็นได้ แต่นักวิทยาศาสตร์ก็สามารถศึกษาภายในได้ผ่านทางการใช้คลื่นสะเทือนในดวงอาทิตย์ โครงสร้างของดวงอาทิตย์แบ่งได้ดังนี้
ภาพที่ 140 โครงสร้างของดวงอาทิตย์
ที่มา : //www.lesa.biz/astronomy/solar-system/sun
แก่นปฏิกรณ์นิวเคลียร์ (Fusion core)
ส่วนแกนของดวงอาทิตย์สันนิษฐานว่ามีรัศมีเป็น 0.2 เท่าของรัศมีดวงอาทิตย์ ความหนาแน่นประมาณ 150,000
กิโลกรัมต่อลูกบาศก์เมตร หรือ 150 เท่าของความหนาแน่น ของน้ำบนโลก อุณหภูมิประมาณ 13,600,000 เคลวิน แก่นปฏิกรณ์นิวเคลียร์อยู่ที่ใจกลางของ ดวงอาทิตย์ถึงระยะ 25% ของรัศมี แรงโน้มถ่วงของดวงอาทิตย์ทำให้มวลสารของดาวกดทับกันจนอุณหภูมิที่ใจกลางสูงถึง 15 ล้านเคลวิน จุดปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันหลอมอะตอมของไฮโดรเจนให้กลายเป็นฮีเลียม
และปลดปล่อยพลังงานออกมา
โซนการแผ่รังสี (Radiative zone)
อยู่ที่ระยะ 25 - 70% ของรัศมี
พลังงานที่เกิดขึ้นจากแก่นปฏิกรณ์นิวเคลียร์ถูกนำขึ้นสู่ ชั้นบนโดยการ แผ่รังสีด้วยอนุภาคโฟตอน
โซนการพาความร้อน (Convection zone)
อยู่ที่ระยะ 70 - 100% ของรัศมี พลังงานที่เกิดขึ้นไม่สามารถแผ่สู่อวกาศได้โดยตรง เนื่องจากมวลของดวงอาทิตย์เต็มไปด้วยแก๊สไฮโดรเจนซึ่งเคลื่อนที่หมุนวนด้วยกระบวนการ พาความร้อน
พลังงานจากภายในจึงถูกพาออกสู่พื้นผิวด้วยการหมุนวนของแก๊สร้อน
โฟโตสเฟียร์ (Photosphere)
โฟโตสเฟียร์ (Photosphere) คือบรรยากาศชั้นล่างสุดของดวงอาทิตย์ ซึ่งเรามองเห็นเมื่อมองดูจากโลก ใต้ชั้นโฟโตสเฟียร์ลงไปแก๊สร้อนอัดตัวกันแน่น จนแสงไม่สามารถทะลุขึ้นมาได้ แสงอาทิตย์ที่เรามองเห็นมาจากชั้นโฟโตสเฟียร์ ซึ่งมีความหนาเพียง 400 กิโลเมตร มีอุณหภูมิประมาณ 5,800 เคลวิน โฟโตสเฟียร์ประกอบด้วย
"แกรนูล" (Granule) ซึ่งเป็นเซลล์ของแก๊สร้อนหมุนวนด้วยการพาความร้อน (Convection cell) จากเบื้องล่างขึ้นมาเมื่อเย็นแล้วตัวจมลง พื้นผิวของโฟโตสเฟียร์มีจุดสีคล้ำเรียกว่า "จุดดวงอาทิตย์" (Sunspots) ซึ่งมีขนาดและจำนวนเปลี่ยนแปลงไปในแต่ละวัน จุดขนาดใหญ่อาจปรากฏให้เห็นนานหลายวัน แต่จุดเล็กๆ อาจมีอายุเพียงวันเดียว จุดดวงอาทิตย์เกิดจากการที่สนามแม่เหล็กของดวงอาทิตย์เบี่ยงเบน เนื่องจากดวงอาทิตย์มีสถานะเป็นแก๊ส แต่ละส่วนของดวงอาทิตย์หมุนรอบตัวเองด้วยความเร็วไม่เท่ากัน (Differential
rotation) ความแตกต่างเช่นนี้มีผลทำให้สนามแม่เหล็กเบี่ยงเบน
ภาพที่ 141 จุดดำบนดวงอาทิตย์
ที่มา : //www.haikudeck.com/sun-science-and-technology-presentation-u1mAHEgzME
โคโมสเฟียร์ (Chromosphere)
เป็นบรรยากาศชั้นกลางของดวงอาทิตย์ โคโมสเฟียร์แปลว่า “ทรงกลมสี” เพราะเราสามารถมองเห็นมันได้เป็นสีแดงตามขอบของดวงอาทิตย์
ขณะที่เกิดสุริยุปราคาเต็มดวง หรือมองดูด้วยกล้องโทรทรรศน์ติดตั้งแผ่นกรองแสงไฮโดรเจน-อัลฟา โครโมสเฟียร์มีความหนาประมาณ 2,000 กิโลเมตร และมีอุณหภูมิเกือบ 25,000 เคลวิน
คอโรนา (Corona)
คอโรนา (Corona) เป็นบรรยากาศชั้นบนสุด สามารถมองเห็นได้เป็นแสงสีขาว เฉพาะเวลาที่เกิดสุริยุปราคาเต็มดวงมาก โดยมีรูปทรงสอดคล้องกับสนามแม่เหล็กของดวงอาทิตย์ คอโรนา มีอุณหภูมิสูงกว่า 1 ล้านเคลวิน
พวยก๊าซ และการประทุจ้า
ก๊าซร้อนบนดวงอาทิตย์พุ่งตัวสูงเหนือชั้นโฟโตสเฟียร์ขึ้นมาหลายหมื่นกิโลเมตร เรียกว่า “พวยก๊าซ” (Prominences)
ในบางครั้งมีการระเบิดใหญ่กว่าเรียกว่า “การประทุจ้า” (Solar flare) ทำให้เกิดประจุ (ion) พลังงานสูง แผ่รังสีเอ็กซ์ และอุลตราไวโอเล็ต ซึ่งเรียกว่า “พายุสุริยะ”
ภาพที่ 142 บรรยากาศชั้นคอโรนา (Corona)
ที่มา :
//astroschool.science.cmu.ac.th/dara/sites/default/files/pictures/lesson7_pic9.gif