วัฎจักรของดาวฤกษ์ จัดทำโดย นายปัณณทัต สิงห์งาม

1. วัฎจักรของดาวฤกษ์

2. การกาเนิดดาวฤกษ์
จุดจบของดาวฤกษ์
next

3. จุดจบของดาวฤกษ์
เมื่อไฮโดรเจนที่แก่นของดาวหลอมรวมเป็นฮีเลียมหมด ปฏิกิริยาฟิวชันที่แก่นดาวจะ
หยุด และเปลือกไฮโดรเจนที่ห่อหุ้มแก่นฮีเลียมจะจุดฟิวชันแทน ดาวจะขยายตัวออก ณ
จุดนี้ดาวจะพ้นจากลาดับหลักกลายเป็นดาวยักษ์แดง เปลือกไฮโดรเจนที่หลอมรวมเป็น
ฮีเลียมจมลงสะสมตัว ทาให้เกิดแรงกดดันให้แก่นฮีเลียมร้อนขึ้นจนกระทั่งอุณหภูมิสูงถึง
100 ล้านเคลวิน ฮีเลียมก็จะจุดฟิวชันหลอมรวมเป็นธาตุหนักอื่นๆ ต่อไป ได้แก่ คาร์บอน
และออกซิเจน

4. เมื่อแก่นฮีเลียมฟิวชัน ดาวที่มีมวลน้อยกว่า 2 – 3 เท่าของดวงอาทิตย์ จะเกิดการระเบิด
อย่างฉับพลัน เรียกว่า “ฮีเลียมแฟลช” (Helium Flash) ส่วนดาวที่มีมวลมากกว่า 2 –
3 เท่าของดวงอาทิตย์ จะเกิดการหลอมรวมอย่างค่อยเป็นค่อยไป อุณหภูมิผิวดาวจะสูงขึ้น
อีกครั้งหนึ่ง หากพิจารณาแผนภาพ H-R ในภาพที่ 2 จะเห็นว่า เมื่อเกิดการฟิวชันไฮโดรเจน
ดาวจะอยู่ในลาดับหลัก หลังจากนั้นก๊าซร้อนบนผิวดาวจะขยายตัวและมีอุณหภูมิต่าลง
พื้นที่ผิวซึ่งมากขึ้นทาให้ดาวมีความสว่างมากขึ้น ดาวจะเคลื่อนตัวเหนือแถบลาดับหลัก
เล็กน้อย เมื่อดาวเผาผลาญไฮโดรเจนที่แกนหมด ดาวจะก้าวพ้นลาดับหลัก เมื่อเกิดการเผา
ผลาญเปลือกไฮโดรเจน ดาวจะขยายตัวอย่างรวดเร็วและอุณหภูมิลดต่าลงกลายเป็นดาว
ยักษ์แดง กระทั่งดาวยุบตัวลงและเกิดการฟิวชันที่แก่นฮีเลียม ดาวก็จะมีอุณหภูมิสูงขึ้นอีก
ครั้ง ดาวที่มีมวลมากกว่าดวงอาทิตย์ 9 เท่า จะเปลี่ยนสภาพเป็นดาวยักษ์น้าเงิน

5. การพ้นจากดาวลาดับหลักไปสู่ดาวยักษ์แดง

6. การจบสิ้นชีวิตของดาวขึ้นอยู่กับมวลเริ่มต้นที่ก่อกาเนิดดาวขึ้นมา ดาวที่มีมวลมากมีช่วง
ชีวิตสั้นกว่าดาวที่มวลน้อย เนื่องจากปฏิกิริยาฟิวชันที่รุนแรงเผาไหม้เชื้อเพลิงภายในดาว
อย่างรวดเร็ว นักดาราศาสตร์จาแนกประเภทจุดจบของดาวฤกษ์
ดาวที่มีมวลตั้งต้นน้อยกว่า 2 เท่าของดวงอาทิตย์
ดาวที่มีมวลตั้งต้น 2 - 8 เท่าของดวงอาทิตย์
ดาวที่มีมวลตั้งต้นมากกว่า 8 เท่า แต่น้อยกว่า 18 เท่าของดวงอาทิตย์
ดาวที่มีมวลตั้งต้นมากกว่า 18 เท่า ของดวงอาทิตย์

7. การสิ้นอายุขัยของดาวมวลน้อย (< 2 Msun)
ดาวที่มีมวลตั้งต้นน้อยกว่า 2 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ เมื่อดาวฟิวชันฮีเลียมที่แก่น
ดาวกลายเป็นคาร์บอนจนหมดแล้ว ดาวไม่สามารถฟิวชันคาร์บอน (เลขอะตอม 6) ให้เป็น
ธาตุหนักต่อไปได้ เนื่องจากมวลของดาวไม่มากพอที่จะทาให้เกิดความกดดันที่แก่นดาวให้
มีอุณหภูมิสูงถึง 600 ล้านเคลวิน แก่นดาวจึงยุบตัวเป็น “ดาวแคระขาว” (Dwarf star)
ซึ่งมีองค์ประกอบเป็นคาร์บอน มีขนาดประมาณโลกแต่มีความหนาแน่นสูงมาก เนื่องจาก
การจัดเรียงอิเล็กตรอนในวงโคจรรอบอะตอมแน่นเต็มที่แล้ว เราเรียกสถานการณ์เช่นนี้ว่า
“อิเล็กตรอนดีเจนเนอเรซี” (Electron Degeneracy)

8. ส่วนเนื้อสารของดาวจะถูกแรงดันของแก๊สร้อนสาดกระจายออกสู่อวกาศ มองเห็นเป็น
กลุ่มควันรูปทรงกลม เรียกว่า “เนบิวลาดาวเคราะห์” (Planetary Nebula)
อย่างไรก็ตามเนบิวลาดาวเคราะห์ไม่มีส่วนเกี่ยวข้องกับดาวเคราะห์ ที่เรียกเช่นนี้เป็น
เพราะว่า เนบิวลาดาวเคราะห์มีขนาดเชิงมุมใหญ่เท่าดาวเคราะห์ นักดาราศาสตร์ในยุค
ก่อนจึงเรียกเช่นนี้เนบิวลาดาวเคราะห์ที่มีความสว่างมากพอที่จะใช้กล้องดูดาวขนาด
เล็กส่องดู ได้แก่
เนบิวลาวงแหวนในกลุ่มดาวพิณ

9. การสิ้นอายุขัยของดาวมวลปานกลาง (2 - 8 Msun)
ดาวที่มีมวลตั้งต้น 2 – 8 เท่ามวลของดวงอาทิตย์ ก้าวพ้นลาดับหลักกลายเป็นดาว
ยักษ์สีแดง แล้วจบชีวิตเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์และดาวแคระขาว เช่นเดียวกับดาวมวล
น้อย หากแต่ดาวมวลปานกลางมีมวลมากพอที่จะกดดันให้แก่นดาวมีอุณหภูมิสูง 600 ล้าน
เคลวิน จุดฟิวชันคาร์บอนให้หลอมรวมเป็นออกซิเจน (เลขอะตอม 8) ดาวแคระขาวที่เกิด
จากดาวมวลปานกลางจึงเป็นดาวออกซิเจน
อย่างไรก็ตามดาวแคราะขาวไม่จาเป็นจะต้องอยู่ในเนบิวลาดาวเคราะห์เสมอไป ดาว
แคระขาวอาจอยู่ในระบบดาวคู่ เช่น ดาวซิริอุส เอ และดาวซิริอุส บี ในภาพที่ 5 ดาวแคระ
ขาวบางดวงมีคู่เป็นดาวยักษ์ เช่น ดาวไรเจล เอ เป็นดาวยักษ์น้าเงิน ส่วนดาวไรเจล บี เป็น
ดาวแคระขาว

10. ถ้าดาวเคราะขาวอยู่ใกล้ชิดกับคู่ของมันมาก จนแรงโน้มถ่วงของดาวแคระขาวดึงดูดมวล
จากคู่ของมันมาเพิ่มเติมบนดาวแคระขาว ทาให้มีมวลสารและแรงกดดันมากขึ้น อุณหภูมิ
สูงจนจุดฟิวชันที่แก่นกลาง ระเบิดสว่างเป็นช่วงเวลาสั้นๆ เรียกว่า “โนวา” (Nova)

11. การสิ้นอายุขัยของดาวมวลมาก (> 8 Msun)
ลิมิตของดาวแคระขาวมีมวลไม่เกิน 1.4 เท่าของดวงอาทิตย์ ถ้ามวลมากกว่านี้จะเกิด
การฟิวชันธาตุหนักในลาดับต่อไป ดาวแคระขาวทรงตัวอยู่ได้ด้วยแรงดันดีเจนเนอเรซีของ
อิเล็กตรอน แต่ถ้าหากดาวมีมวลมากพอ แรงโน้มถ่วงก็จะเอาชนะแรงดันดีเจนเนอเรซีได้ ทา
ให้เกิดฟิวชันของธาตุหนักในลาดับต่อไป ตัวอย่างเช่น ดาวที่มีมวลตั้งต้นมากกว่า 8 เท่าของ
มวลดวงอาทิตย์ แรงโน้มถ่วงของดาวสามารถสร้างความกดดัน เอาชนะความดันดีเจนเนอเร
ซีของอิเล็กตรอนภายในอะตอมของออกซิเจน และทาให้อุณหภูมิที่แก่นดาวสูงถึง 1,500
ล้านเคลวิน หลอมออกซิเจนให้กลายเป็นธาตุหนักลาดับต่อๆ ไปถ้าหากดาวมีมวลมาก
พอที่จะทาให้อุณหภูมิที่แก่นดาวสูงถึง 2,700 ล้านเคลวิน จะเกิดฟิวชันซิลิกอน (เลขอะตอม
14) ที่แก่นดาวให้กลายเป็นธาตุเหล็ก (เลขอะตอม 26) เหล็กเป็นธาตุสุดท้ายของปฏิกิริยาฟิว
ชัน หากแรงกดดันยังมีมากกว่านี้แก่นของดาวจะถึงจุดวิกฤต

12. แรงโน้มถ่วงเอาชนะแรงดันดีเจนเนอเรซีของอิเล็กตรอนเหล็ก อิเล็กตรอนจะรวมตัวกับ
โปรตอนเป็นนิวตรอน แก่นของดาวจะยุบตัวเป็น “ดาวนิวตรอน” (Neutron Star)
ปลดปล่อยพลังงานระเบิดดาวทั้งดวงเกิดเป็น “ซูเปอร์โนวา” (Supernova) ให้แสง
เจิดจ้าในช่วงเวลาสั้นๆ แต่มีอุณหภูมิสูงจนกระทั่งเกิดธาตุหนักกว่าเหล็ก (เลขอะตอม
>26) เช่น เงิน ทอง ยูเรเนียม เป็นต้น สาหรับดาวที่มีมวลมากกว่า 18 เท่าของมวลดวง
อาทิตย์ แรงโน้มถ่วงจะเอาชนะแรงดันดีเจนเนอเรซีของดาวนิวตรอน แก่นของดาวจะ
ยุบลงเป็น “หลุมดา” (Black Hole) แรงโน้มถ่วงของหลุมดามากจนกระทั่งคลื่น
แม่เหล็กไฟฟ้าไม่สามารถแผ่ออกมาได้

13. ตาราสรุปวัฎจักรของดาวฤกษ์

14. การกาเนิดดาวฤกษ์
เนบิวลา
โปรโตสตาร์
กระจุกดาวเปิด

15. เนบิวลา
ดวงดาวเกิดจากการรวมตัวของก๊าซและฝุ่นในอวกาศ (Interstellar
medium) มวลจะมีแรงดึงดูดซึ่งกันและกัน ตาม “กฎความโน้มถ่วงแห่งเอกภพ”
(The Law of Universal) ของนิวตันที่มีสูตรว่า F = G (m1m2/r2)
เมื่อกลุ่มก๊าซและฝุ่นรวมตัวกันในอวกาศ เรียกว่า “เนบิวลา” (Nebula) หรือ
“หมอกเพลิง”

16. เนบิวลามีอุณหภูมิต่า เนื่องจากไม่มีแหล่งกาเนิดความร้อน ในบริเวณที่ก๊าซมีความ
หนาแน่นสูง อะตอมจะยึดติดกันเป็นโมเลกุล ทาให้เกิดแรงโน้มถ่วงดูดก๊าซจากบริเวณ
โดยรอบมารวมกันอีก ณ จุดนี้อุณหภูมิภายในเนบิวลาประมาณ 10 K เมื่อมวลเพิ่มขึ้น
พลังงานศักย์โน้มถ่วงของแต่ละโมเลกุลที่ตกเข้ามายังศูนย์กลางของกลุ่มก๊าซ เปลี่ยนรูปเป็น
พลังงานความร้อน แผ่รังสีอินฟราเรดออกมา

17. เมื่อกลุ่มก๊าซมีความหนาแน่นสูงขึ้น ความร้อนภายในไม่สามารถแผ่ออกมาได้ อุณหภูมิ
ภายในแกนกลางจะสูงขึ้นอย่างรวดเร็ว มวลของก๊าซที่มีแรงโน้มถ่วงสูงสามารถเอาชนะ
แรงดันซึ่งเกิดจากการขยายตัวของก๊าซร้อน กลุ่มก๊าซจึงยุบตัวเข้าสู่ศูนย์กลางกาเนิดเป็นดาว
ฤกษ์ เมื่อดาวสเปกตรัม O ที่เกิดใหม่แผ่รังสีอัลตราไวโอเล็ตออกมา กลุ่มก๊าซเหล่านี้จะ
ดูดกลืนพลังงานไว้แล้วแผ่รังสีในช่วงคลื่น H-alpha ออกมา
เราจึงมองเห็นเป็น “เนบิวลาสว่าง” (Diffuse Nebula) สีแดง ได้แก่ เนบิวลาสว่าง
ใหญ่ในกลุ่มดาวนายพราน เราจะเห็นได้ว่า ใจกลางของเนบิวลาสว่าง มักมีดาวเกิดใหม่อยู่
ภายในหลายร้อยดวง
การกาเนิดดาวฤกษ์

18. โปรโตสตาร์
เมื่อมวลของกลุ่มก๊าซรวมตัวกันมากขึ้นจนแรงโน้มถ่วงมาก พอที่จะเอาชนะแรงดันซึ่งเกิด
จากการขยายตัวของก๊าซร้อน กลุ่มก๊าซจะยุบตัวลงอย่างต่อเนื่องและหมุนรอบตัวตามกฎ
อนุรักษ์โมเมนตัมเชิงมุม (Angular Momentum) เป็นจานรวมมวล แกนกลางของ
กลุ่มก๊าซเรียกว่า “โปรโตสตาร์” (Protostar)

19. เมื่อแกนกลางของโปรโตสตาร์มีอุณหภูมิสูงถึงระดับล้านเคลวิน โปรโตสตาร์จะปล่อยอนุภาค
พลังงานสูงคล้ายลมสุริยะเรียกว่า “Protostellar Wind” เมื่อโปรโตสตาร์ยุบตัวต่อไป
กระแสอนุภาคพลังงานสูงจะมีความรุนแรงมาก จนปรากฏเป็นลาพุ่งขึ้นจากรวมมวลใน
แนวแกนหมุนรอบตัวเองของโปรโตสตาร์
การยุบตัวของโปรโตสตาร์ดาเนินต่อไป จนกระทั่งแกนของโปรโตสตาร์มีอุณหภูมิสูงถึง 10
ล้านเคลวิน ปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันจุดตัวเอง ไฮโดรเจนหลอมรวมเป็นฮีเลียม ก๊าซที่
แกนกลางร้อนจนมีความดันสูงพอที่จะต้านทานแรงโน้มถ่วงของดาว การยุบตัวของดาวยุติ
ลง ความสมดุลระหว่างแรงโน้มถ่วงและแรงดันของก๊าซร้อน รักษาขนาดของดาวให้คงรูปร่าง
ทรงกลม ณ จุดนี้เราถือว่า “ดาวฤกษ์” ได้ถือกาเนิดขี้นแล้ว

20. กระจุกดาวเปิด
ดาวฤกษ์มิได้เกิดขึ้นทีละดวงโดดๆ เนบิวลาเปรียบเสมือนรังของดาว กลุ่มก๊าซขนาดหลาย
ปีแสงให้กาเนิดดาวจานวนหลายร้อยดวง ในระยะเวลาไล่เลี่ยกัน หลังจากดาวเกิดปฏิกิริยา
นิวเคลียร์ฟิวชันแล้ว ลมดารา (Stellar Winds) ซึ่งเป็นกระแสอนุภาคพลังงานสูง
ลักษณะคล้ายลมสุริยะ พัดกวาดก๊าซในเนบิวลาให้สลายตัวไป เผยให้เห็นดวงดาวนับร้อยที่
อยู่ภายในเรียกว่า “กระจุกดาวเปิด” (Open Cluster) เราจะพบว่า ใจกลางของเนบิวลา
ทุกชนิดจะมีกระจุกดาวเปิดอยู่ภายในเสมอ เช่น เนบิวลานายพราน และหากเราถ่ายรูป
กระจุกดาวลูกไก่ซึ่งถือกาเนิดมาได้หนึ่งร้อยล้านปีแล้วก็จะเห็นกลุ่มก๊าซจางๆ ห่อหุ้มดาวแต่
ละดวง

21. แต่กระจุกดาวที่มีอายุแก่กว่านั้น เช่น กระจุกดาวหน้าวัว (Hyades) ซึ่งเรียงตัวเป็นรูป
ตัว V ในกลุ่มดาววัว ก็จะไม่มีเนบิวลาปรากฏให้เห็นแล้ว