สมุดเล่มเล็กดาราศาสตร์

วิท วิ ยาศาสตร์โร์ ลกและอวกาศ จัดจัทำ โดย นางสาวพิม พิ พ์ม พ์ าดา ทูคำ ทูคำมี ม.411 เลขที่ 27 โรงเรีย รี นสวนกุห กุ ลาบวิท วิ ยาลัยลัรังรัสิต สิ

คำ นำ สมุดเล่มเล็กแบบอิเล็กทรอนิกส์ฉบับนี้เป็นส่วนหนึ่งของรายวิชา วิทยาศาสตร์โลกและอวกาศรหัสวิชา ว30161 ซึ่งผู้จัดทำ ได้รับ ผิดชอบในเนื้อหา เอกภพ กาแล็กซี และ ดาวฤกษ์ เพื่อให้ความรู้ ในการเปลี่ยนแปลงของโลกและสิ่งที่ส่งผลต่อโลก ผู้จัดทำ หวังอย่างยิ่งว่าผู้อ่านจะได้รับความรู้และสามารถนำ ไป ประยุกต์ใช้ได้จากหนังสือเล่มเล็กอิเล็กทรอนิกส์ฉบับนี้ นางสาวพิมพ์มาดา ทูคำ มี ผู้จัดทำ

สารบัญ หน้า ก ข 1 2 3 5 5 7 8 11 12 12 13 14 14 16 17 คำ นำ สารบัญ บทที่ 1 เอกภพและกาและกาแล็กซี 1.1 กำ เนิดและวิวัฒนาการของเอกภพ -อนุภาคมูลฐานและปฏิอนุภาค 1.2 หลักฐานที่สนับสนุนทฤษฎีบิกแบง -การขยายตัวของเอกภพ -ไมโครเวฟพื้นหลังจากอวกาศ 1.3 กาแล็กซีและกาแล็กซีทางช้างเผือก บทที่ 2 ดาวฤกษ์ 2.1 สมบัติของดาวฤกษ์ -ความส่องสว่างของโชติมาตรของดาวฤกษ์ -สี อุณหภูมิผิว และชนิดสเปตรัมของดาวฤกษ์ 2.2 กำ เนิดและวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ -กำ เนิดดาวฤกษ์ -วิวัฒนาการของดาวฤกษ์ บรรณานุกรม

เอกภพ และกาแล็กซี

1.1 กำ เนิดเอกภพและวิวัฒนาการของเอกภพ 2 เอกภพในช่วงก่อน 10 ⁻⁶ วินาทีหลังบิกแบงจะมีสสารเกิดขึ้นในรูปของ อนุภาค มูลฐาน เมื่ออนุภาคมูณฐาน+ปฏิอนุภาคของอนุภาคมูลฐานในประเภทเดียวกันเกิดการรวมตัวจะเกิด “กระบวนการประลัย” กลายเป็นพลังงานซึ่งอยู่ในรูปโฟตอนของคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้า แต่เนื่องจากเอกภพมี อณุภาค > ปฏิอนุภาค ทำ ให้หลังจากนั้นเหลือเฉพาะอนุภาคมูลฐาน เมื่ออุณหภูมิของเอกภพลดเหลือประมาณ 10¹³ เคลวินทำ ให้ควากร์รวมตัวกันเป็นโปรตอน หรือ นิวเคลียสของไฮโดรเจนและนิวตรอนประมาณ 3 นาทีหลังบิกแบงอุณหภูมิเอกภพลด เหลือประมาณ 1,000 ล้านเคลวินจะเริ่มเกิดนิวเคลียสของธาตุฮีเลียมเกิดจาก โปรตอน+นิวตรอนประมาณ 300,000 ปีหลังบิกแบงอุณหภูมิเอกภพลดเหลือประมาณ 5,000 เคลวินอิเล็กตรอนมีพลังงานจลน์ลดลงทำ ให้นิวเคลียสของไฮโดรเจนและฮีเลียมดึง อิเล็ตรอนเข้ามาอยู่รวมกับแรงแม่เหล็กไฟฟ้า เกิดเป็นอะตอมของไฮโดรเจนและฮีเลียม ประมาณ 1,000 ล้านปีหลังบิกแบง อุณหภูมิเอกภพลดเหลือประมาณ 100 เคลวินอะตอม ของธาตุไฮโดรเจนธาตุฮีเลียมรวมกันด้วยแรงโน้มถ่วงเกิดเป็นเนบิวลารุ่นแรกที่ก่อกำ เนิดเป็น ดาวฤกษ์และกาแล็กซีรุ่นแรก ซึ่งปัจจุบันเอกภพมีอายุประมาณ 13,800 ล้านปี

อนุภาคมูลฐานและปฏิอนุภาค 3 อนุภาคมูลฐาน คือ หน่วยที่เล็กที่สุดที่ไม่สามารถแบ่งย่อยลงไปได้อีก แบ่งย่อยเป็น 3 อย่าง 1.ควาร์ก(quark) เป็นส่วนประกอบพื้นฐานของสสารแบ่งเป็น 6 ชนิดได้แก่ อัพควาร์ก ดาวน์ควาร์ก ชาร์มควาร์ก สเตรนจ์ควาร์ก ท็อปควาร์ก และบ็อททอมควาร์ ก เมื่อควาร์กรวมตัวกันจะกลายเป็นอีกอนุภาคหนึ่งเรียกว่า แฮดรอน โดยแอชฮดรอนที่ เสถียรที่สุดสองดันดับแรกคือ โปรตอน และ นิวตรอน 2.อิเล็กตรอน(electron) เป็นอนุภาคที่มีประจุไฟฟ้าเป็นลบ วิ่งอยู่รอบ ๆ นิวเคลียส ตามระดับพลังงานของอะตอมนั้น ๆ 3.นิวทริโน(neutrino) เป็นอนุภาคที่เป็นกลางทางไฟฟ้ามวลของนิวทริโนมีขนาด เล็กมากเมื่อเทียบกับอนุภาคอื่น ๆ นักวิทยาศาสตร์สันนิษฐานว่านิวทริโนอาจเป็น สสารมืด นิวทริโนไม่มีประจุไฟฟ้าจึงไม่เกิดปฏิกิริยากับแรงแม่เหล็กไฟฟ้า ปฏินุภาค คือ สมบัติที่เหมือนอนุภาคแต่มีประจุไฟฟ้าตรงข้ามกัน แบ่งย่อยเป็น 3 อย่าง 1.แอนติควาร์ก(antiquark) เป็นปฏิอนุภาคของควาร์ก 2.โพซิตรอน(positron) หรือ แอนติอิเล็กตรอน(anti electron) เป็นปฏิอนุภาคของ อิเล็กตรอนมีประจุ +1 ซึ่งอิเล็กตรอนมีประจุเป็น -1 3.แอนตินิวทริโน(antineutrino) เป็นปฏิอนุภาคของควาร์ก โฟตอน คือ อนุภาคแสง(เมื่อพิจารณาในลักษณะของอนุภาค)โดยโฟตอนไม่มีมวลจะไม่มี ประจุไฟฟ้า แต่มีความเสถียร

4 หมายเหตุ https://sciencenotes.org/what-is-antimatter-definition-andexamples/ เมื่ออนุภาคมูลฐานยึดเกาะกันสองอนุภาคเป็นต้นไป จะเกิดเป็นอนุกาคใหม่ เช่น โปรตอนเป็นอนุภาคที่มีประจุไฟฟ้าเป็นบวกเกิดจากอนุภาคอัพควาร์กสองอนุภาคและดา วน์ควาร์หนึ่งอนุภาคยึดเกาะกัน นิวตรอน เป็นอนุภาคที่มีประจุไฟฟ้าเป็นกลางเกิดจากอนุ ภาคอัพควาร์กหนึ่งอนุภาคและดาวน์ควาร์กสองอนุภาคยึดเกาะกัน หมายเหตุ : https://revisionworld.com/a2-level-level-revision/physics/particles-radiation-quantumphenomena/quarks-antiquarks

5 1.2 หลักฐานที่สนับสนุนทฤษฎีบิกแบง การขยายตัวของเอกภพ ในปี พ.ศ. 2465 อเล็กซานเดอร์ ฟรีดแมนน์ (Alexander Friedmann) และในพ.ศ. 2470 จอร์จ เลอแมทร์ (Georges Lemaitre) มีแนวคิดที่สอดคล้องกันในเรื่องการขยาย ตัวของเอกภพทำ ให้ สามารถจินตนาการย้อนกลับไปที่จุดกำ เนิดของเอกภพซึ่งต่อมา แนวคิดนี้ได้ถูกพัฒนาเป็นทฤษฎีบิกแบง (Big Bang theory) ที่อธิบายว่า เอกภพเริ่มต้น จากจุดเล็ก ที่เรียกว่า บิกแบง (Big Bang) ซึ่งขณะนั้น เอกภพมีอุณหภูมิสูงมาก (มากกว่า 10 เคลวิน) ขนาดเล็กและมีมวลมหาศาลจึงมีความหนาแน่นสูงมากจากนั้นเอกภพเกิดการ ขยายตัวอย่างรวดเร็วทำ ให้อุณหภูมิลดลงสสารต่าง ๆ จึงอยู่ในรูปอนุภาคและปฏิอนุภาค และมีวิวัฒนาการต่อเนื่องจนเป็นเอกภพในยุคปัจจุบันโดยทฤษฎีบิกแบงเป็นทฤษฎีที่ได้การ ยอมรับในปัจจุบันเพราะมีหลักฐานจากการสังเกตการณ์ทางดาราศาสตร์สนับสนุนดังต่อไป นักดาราศาสตร์ศึกษาการเคลื่อนที่ของกาแล็กซีโดยใช้ปรากฎการณ์ด็อปเปลอร์ (Doppler Effect) เป็นเครื่องมือ ในต้นศตวรรษที่ 20 เอ็ดวิน ฮับเบิล (Edwin Hubble) นัก ดาราศาสตร์ชาวอเมริกันได้ทำ การศึกษาความสัมพันธ์ระยะทางของกระจุกกาแล็กซีกับการ เลื่อนทางแดง (Redshift)แล้วพบว่า“การเลื่อนทางแดงของกระจุกกาแล็กซีที่อยู่ห่างไกล แปรผันตามระยะทางระหว่างโลกถึงกระจุกกาแล็กซี” นั่นหมายความว่ากาแล็กซียิ่งอยู่ห่าง ไกลเท่าไรการเลื่อนทางแดงก็ยิ่งมากขึ้นเท่านั้น ตัวอย่างเช่น สเปกตรัมในภาพที่ 1 แสดงให้ เห็นว่า การวิเคราะห์การเคลื่อนทางแดงที่เส้นสเปกตรัม Calcium H และ Calcium K (H+K) พบว่า กระจุกกาแล็กซีเวอร์โก (Virgo cluster) ซึ่งอยู่ห่างจากโลกประมาณ 50 – 70 ล้านปีแสง เคลื่อนที่ออกจากโลกด้วยความเร็ว 1,200 กิโลเมตรต่อวินาที ส่วนกระจุก กาแล็กซีไฮดราซึ่งอยู่ห่างเกือบหนึ่งพันล้านปีแสง เคลื่อนที่ออกจากโลกด้วยความเร็ว 61,000 กิโลเมตรต่อวินาที

6 เอ็ดวิน ฮับเบิล วิเคราะห์ความสัมพันธ์ระหว่างระยะทางของกาแล็กซีกับความเร็วในการถอย ห่าง ด้วยสมการกราฟเส้นตรงในภาพที่ 2 ซึ่งต่อมาถูกเรียกว่า “กฏฮับเบิล” (Hubble Law) โดยสารมารถเขียนเป็นสูตรสมการได้ดังนี้ หมายเหตุ : http://www.lesa.biz/astronomy/universe/hubble-law v =H₀D v คือ ความเร็วออกจากผู้สังเกตการของกาแล็กซี D คือ ระยะของกาแล็กซีจากผู้สังเกต H₀ คือ ค่าคงตัวของฮับเบิล มีหน่วยเป็น มีหน่วยเป็น มีหน่วยเป็น กิโลเมตร/วินาที เมกะพาร์เซก กิโลเมตร/วินาที/เมกะพาร์เซก

7 ไมโครเวฟพื้นหลังจากอวกาศ นักวิทยาศาสตร์ได้ตั้งสมมติฐานว่าถ้าเอกภพเริ่มต้นจากบิกแบงเมื่อประมาณกว่าหมื่นล้านปีมา แล้ว ให้ปัห้ ปัจจุบันเอกภพควรจะมีคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าเหลืออยู่และเนื่องจากการขยายตัวของเอกภพอุณหภูมิพื้น หลังโดยเฉลี่ยของเอกภพควรจะลดลงจนมีอุณหภูมิสอดคล้องกับการแผ่รังสีที่เหลืออยู่นั้นใน ปีพ.ศ.2491 รัลฟ์ อัลเฟอร์ (Ralph AI pher) และ รอเบิร์ต เมอร์แมน (Robert Merman) ได้ พยายามคำ นวณหาอุณหภูมิพื้นหลังของเอกภพ พบว่าควรจะมีค่าประมาณ 5 เคลวินต่อมาในปี พ.ศ. 2508 อาร์โน เพนเซียส (Arno Penzias) และรอเบิร์ต วิลสัน (Robert Wilson)ได้ตรวจพบ ไมโครเวฟที่มาจากอวกาศเป็นครั้งแรกด้วยความบังเอิญขณะทดสอบระบบเครื่องรับสัญญาณของ กล้องโทรทรรศน์ช่วงคลื่นวิทยุ เมื่อได้เปรียบเทียบผลจากแบบจำ ลองตามทฤษฎีบิกแบงของรอเบิร์ต ดิก (Robert Dicke) และ คณะแห่งมหาวิทยาลัยปรินซ์ตันจึงทำ ให้รู้ว่า ได้ค้นพบคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าที่เหลือจากการขยายตัวของ เอกภพในช่วงคลื่นไมโครเวฟซึ่งตรงกับการแผ่รังสีของวัตถุดำ ที่อุณหภูมิประมาณ 2.73 เคลวิน และใน ปี พ.ศ. 2532 นักวิทยาศาสตร์ได้ส่งดาวเทียมสำ รวจชื่อว่า โคบี (Cosmic Background Explorer: COBE) เพื่อตรวจสอบและยืนยันการพบไมโครเวฟพื้นหลังจากอวกาศ ดังนั้นการพบไมโครเวฟพื้นหลัง จากอวกาศจึงเป็นหลักฐานสำ คัญที่สนับสนุนว่าเอกภพขยายตัว ตามทฤษฎีบิกแบง โดยอุณหภูมิของเอกภพจะลดลงจนเหลืออุณหภูมิที่สอดคล้องตามทฤษฎีบิกแบง ซึ่งปัจจุบันเอกภพมีอุณหภูมิประมาณ 2.73 เคลวินประมาณ 5,000 เคลวิน ทำ ให้อิเล็กตรอนที่เคยอยู่ อย่างอิสระจะเคลื่อนที่ช้าลงจึงถูกนิวเคลียสของนักวิทยาศาสตร์อธิบายว่าไมโครเวฟนหลังจากอวกาศนี้ เกิดขึ้นเมื่อเอกภพมีอุณหภูมิลดลงเหลือไฮโดรเจนและฮีเสียมดึงให้มาอยู่ร่วมกัน ทำ ให้เกิดเป็นอะตอม ไฮโดรเจนและอะตอมฮีเลียม ทำ ให้เอกภพโปร่งแสงและมีคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าคงเหลือในอวกาศ ซึ่งต่อ มาเมื่ออุณหภูมิของเอกภพลดลงคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าดังกล่าวจะอยู่ในช่วงคลื่นไมโครเวฟ ซึ่งไมโครเวฟ พื้นหลังจากอวกาศนี้จะเป็นคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าที่เหลืออยู่จากการขยายตัวของเอกภพตามทฤษฎีบิกแบง

8 1.3 กาแล็กซีและกาแล็กซีทางช้างเผือก กาแล็กซี (Galaxy) หรือ ดาราจักร หมายถึง อาณาจักรของดาว กาแล็กซีหนึ่งๆ ประกอบด้วย ก๊าซ ฝุ่น และดาวฤกษ์หลายพันล้านดวง กาแล็กซีมีขนาดใหญ่หมื่นล้านถึงแสนล้านปีแสง “ทางช้างเผือก” เป็นกาแล็กซีของเรามีขนาดประมาณหนึ่งแสนปีแสง

กาแล็กซีเกิดหลังบิกแบงประมาณ1,000ล้านปีประกอบด้วยดาวฤกษ์จำ นวนมาก เนบิวลาสสารระหว่างดาว (interstellar medium) ซึ่งอยู่รวมกันด้วยแรงโน้มถ่วง กาแล็กซี มีรูปทรงและขนาด เช่น รูปทรงรีหรือทรงกลม รูปทรงกังหัน รูปทรงคล้ายเลนส์นูนหรือลูก สะบ้ายังมีกาแล็กซีจำ นวนมากที่ไม่มีรูปทรงดังกล่าวจึงจัดเป็นกาแล็กซี่ไร้รูปแบบ (irregulargalaxy) จำ นวนมาก (มากกว่า 200,000 ล้านดวง) รวมทั้งระบบสุริยะอยู่รวมกันด้วยแรงโน้ม ถ่วงและโครกาแล็กชีที่ระบบสุริยะและโลกเป็นสมาชิกอยู่เรียกว่ากาแล็กซี่ทางช้างเผือกที่จุด ศูนย์กลากกาแล็กชีโดยบริเวณใกล้ศูนย์กลางกาแล็กซีมีแรงโน้มถ่วงมากจึงทำ ให้ดาวฤกษ์ อยู่ร่วมกันอย่างหนาแน่นกว่าบริเวณที่ไกลออกไปซึ่งนักดาราศาสตร์ได้อธิบายโครงสร้างใน ส่วนของกาแล็กซีทางช้างเผือก หมายเหตุ : http://www.satriwit3.ac.th/files/1501221313052458_2012150885824.pdf 9

บริเวณใจกลางของกาแล็กทางข้างเผือก มีดาวฤกษ์รวมตัวกันอยู่หนาแน่นมีลักษณะโป่ง ตรงกลางจะเรียกว่า ดุมกาแล็กซี(bulge) ความหนาประมาณ 3,000 ปีแสง และมี นิวเคลียส (nucleus)อยู่ตรงกลาง บริเวณรอบ ๆ นิวเคลียสมีดาวฤกษ์เรียงตัวกันมีลักษณะ เหมือนคาน ส่วนบริเวณที่อยู่ห่างจากศูนย์กลางของกาแล็กซีจะมีดาวฤกษ์กระจายตัวเป็นระนาบล้อมรอบ นิวเคลียสและคานในลักษณะเป็นจาน (disk) ขนาดเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 100,000 ปีแสง มีความหนาโดยเฉลี่ยประมาณ 1,000 ปีแสง มีดาวฤกษ์ที่กระจายตัวต่อจากปลาย คานมีลักษณะเหมือนแขนของกังหันวางตัวอยู่บนระนาบของจาน และในบริเวณที่ไกลออก ไปจะมี ฮาโล (halo) หรือ กลดดาราจักรมีลักษณะเป็นทรงกลมมีขนาดกว้างใหญ่ไพศาล ครอบคลุมกาแล็กซีทางช้างเผือก ดังนั้นกาแล็กซีทางช้างเผือกจึงมีรูปร่างเป็นกังหันมีคาน หมายเหตุ : https://78462f86-a-f62e00d1-s-sites.googlegroups.com/a/lesa.biz/www/astronomy/galaxy/milkyway-galaxy/milkyway_gal.jpg? attachauth=ANoY7cra3sfsmkrYY5vlLQcmJaPpNr0Et4TNa5ep8B_SljTRB8N0MORsZVmBzH1ZVfW1wLMTN6LQsY5bo7axBxGJDXZGiKrfp07lR2ia9WNJiNcbddDORIpuoFgYK2- Yew2xjc1wxxfoHaXvqEcHK9x1if_tLjqp4dYRDmLtzzDlQga1WXiHZcKiSISk9cBxJAdQ3xh3oZY67ek2A6LXz9N3Su0ngquGY10Wlt7q0hnCm4CfALBIZIEvOQl_PBNyOQ-L6lhYNUJ9&attredirects=0 10

ด า ว ฤ ก ษ์

2.1 สมบัติของดาวฤกษ์ 12 ความส่องสว่าง และโชติมาตรปรากฎ โชติมาตร (magnitude) หรืออันดับความสว่างซึ่งไม่มีหน่วยโดยดาวฤกษ์ที่มีความส่อง สว่างมากกว่าจะมีค่าโชติมาตรน้อยกว่าดาวฤกษ์ที่มีความสว่างน้อยกว่ากับโชติมาตรปราก ฎ (apparent magnitude)โชติมาตรที่แสดงถึงความส่องสว่างบนท้องฟ้ามากกว่าดาวที่มี โชติมาตรปรากฎมากกว่า เนื่องจากโชติมาตรปรากฏเป็นการเปรียบเทียบความส่องสว่างของดาวที่สังเกตได้จาก โลก ทำ ให้ไห้ม่สามารถเปรียบเทียบกำ ลังส่องสว่างของดาวได้เพราะดาวแต่ละดวงอยู่ห่าง จากโลกไม่เท่ากันดังนั้นเพื่อให้สามารถเปรียบเทียบความส่องสว่างจริงของดาวฤกษ์ได้ดัง นั้นนักดาราศาสตร์จึงกำ หนดโชติมาตรสัมบูรณ์ (absolute magnitude) เพื่อเปรียบ เทียบความส่องสว่างของดาวฤกษ์ที่ระยะห่างจากผู้สังเกตเท่ากันคือ 10 พาร์เซก หรือ ประมาณ 32.6 ปีแสง ตัวอย่างของดวงดาวโชติมาตรปรากฏและโชติมาตรสัมบูรณ์

13 สี อุณหภูมิ และชนิดสเปกตรัมของดาวฤกษ์ ในช่วงปลายคริสต์ศตวรรษที่ 19 นักดาราศาสตร์ที่มหาวิทยาลัยฮาร์วาร์ด ประเทศ สหรัฐอเมริกา ได้ถ่ายภาพสเปกตรัมของดาวฤกษ์จำ นวนมากและจัดกลุ่มของดาวฤกษ์ตามชนิดสเปกตรัมได้ เป็น7 กลุ่มโดยเรียงลำ ดับตามอุณหภูมิผิวของดาวฤกษ์ พบว่าดาวฤกษ์ที่มีอุณหภูมิผิวมากที่สุด คือ ดาวฤกษ์ที่มีสีน้ำ เงินและมีสเปกตรัมชนิด 0 ซึ่ง อุณหภูมิผิวเป็นผลมากจากการผลิตพลังงานที่แก่นของดาวฤกษ์โดยดาวฤกษ์ที่ผลิตพลังงานที่มีได้ มากกว่าจะมีอุณหภูมิที่ผิวสูงกว่าดาวฤกษ์ที่ผลิตพลังงานได้น้อยกว่าจึงทำ ให้ดาวฤกษ์แต่ละดวงนั้นมีสี และชนิดของสเปกตรัมแตกต่างกันดวงอาทิตย์เป็นดาวฤกษ์สีเหลือง มีอุณหภูมิผิวประมาณ 5,800 เคลวิน ดวงอาทิตย์ไม่ใช่ดาวฤกษ์ที่มีอุณหภูมิผิวสูงที่สูงที่สุด แต่เนื่องจากดวงอาทิตย์นั้นอยู่ใกล้โลก ที่สุดจึงมีความส่องสว่างมากที่สุดบนท้องฟ้าและเป็นแหล่งพลังงานที่สำ คัญของโลกซึ่งมนุษย์ใช้ พลังงานจากดวงอาทิตย์ในรูปแบบต่าง ๆ เช่นพลังงานแสง พลังงานความร้อน ตารางแสดงชนิดของสปกตรัม

2.2 กำ เนิดและวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ 14 กำ เนิดดาวฤกษ์ 1.) ภายในเนบิวลาประกอยด้วยแก๊สซึ่งกระจายตัวอยู่อย่างไม่สม่ำ เสมอโดยมักรวมกลุ่ม อย่างหนาแน่นทำ ให้มีแรงโน้มถ่วงดึงดูดสสารที่อยู่โดยรอบเข้ามารวมกันและหมุนรอบตัว เอง จากนั้นกลุ่มสสารยุบตัวเป็นแผ่นจานส่งผสให้บริเวณดังกล่าวจะมีความหนาแน่น ความ ดัน และอุณหภูมิสูงขึ้นจนถึงประมาณหนึ่งแสนเคลวิน กลุ่มสสารในช่วงนี้ถูกเรียกว่า ดาวฤกษ์ก่อนเกิด(protostar) ซึ่งโดยทั่วไปณบิวลาจะยุบตัวและเกิดเป็นดาวฤกษ์ก่อนเกิด ได้จำ นวนมากในกรณีของดวงอาทิตย์จะมีต้นกำ เนิดมาจากเนบิวลาสุริยะ เมื่อสสารยุบตัวลง บริเวณใจกลางของเนบิวลาสุริยะเกิดเป็น ดวงอาทิตย์ก่อนเกิด(protosun)ทั้งนี้มวลของ ดาวฤกษ์ก่อนเกิดขึ้นอยู่กับมวลของสสารที่มารวมตัวกัน 2.) ต่อมาดาวฤกษ์ก่อนเกิดมีการยุบตัวด้วยแรงโน้มถ่วงทำ ให้แก่นของดาวมีความหนาแน่น ความดันและอุณหภูมิสูงขึ้น จนกระทั่งอุณหภูมิเพิ่มสูงถึงประมาณ 15 ล้านเคลวิน ทำ ให้เกิด ปฏิกิริยาเทอร์มอนิวเคลียร์(thermonuclear reaction) ทำ ให้เกิดการหลอมนิวเคลียสของ ไฮโดรเจนเกิดเป็นนิวเคลียสของฮีเลียมโดยมวลสาร (m) บางส่วนของไฮโดรเจนกลายเป็น พลังงาน (E) ตามสมการ E = me² ซึ่งพลังงานนี้อยู่ในรูปของความร้อน คลื่นแม่เหล็กไฟฟ้า และอนุภาคต่าง ๆ ดังนั้น ดาวฤกษ์ก่อนเกิดจึงกลายเป็นดาวฤกษ์ ซึ่งดาวฤกษ์แต่ละดวงจะมี มวลแตกต่างกันขึ้นอยู่กับมวลของดาวฤกษ์ก่อนเกิด 3) ดาวฤกษ์ที่เกิดขึ้นมักจะมีรูปทรงกลมเพราะต้องอยู่ในสภาพสมดุลระหว่างแรงดัน เนื่องจากปฏิกิริยาเทอร์มอนิวเคลียร์กับแรงดึงดูดเนื่องจากแรงโน้มถ่วงของมวลที่ประกอบ เป็นดาวฤกษ์ ซึ่งเรียกสภาพสมดุลนี้ว่า สมดุลอุทกสถิต (hydrostaticequilibrium) ทำ ให้ดาวฤกษ์มี เสถียรภาพ และปลดปล่อยพลังงานอย่างต่อเนื่องเป็นเวลานานตลอดอายุขัยของดาวฤกษ์ นั้น

15 ตัวอย่างของดาวฤกษ์ที่มีมวลตั้งต้นในช่วงนี้ คือ ดวงอาทิตย์ ในอนาคตอีกประมาณ 5,000 ล้านปี เมื่อยามไฮโครเจนที่เป็นเชื้อเพลิงเหลือน้อยลงดวงอาทิตย์จะมีขนาดใหญ่ประมาณ 100 เท่าของขนาด ปัจจุบัน พื้นที่ผิวที่เพิ่มมากขึ้นส่งผลให้อุณหภูมิผิวลดลง สีจึงเปลี่ยนจากสีเหลืองเป็นสีแดง เรียกว่า ดาวยักษ์แดงต่อมาเมื่อปฏิกิริยาเทอร์มอนิวเคลียร์สิ้นสุดลงแก่นของดวงอาทิตย์ที่เป็นดาวยักษ์แดง จะยุบตัวลงกลายเป็นดาวแคระขาวที่มีอุณหภูมิสูงมาก และมีขนาดเล็กกว่าดวงอาทิตย์ในปัจจุบันมาก ซึ่งมีขนาดใกล้เคียงกับโลก ถึงแม้ว่าดาวแคระยาวจะไม่เกิดปฏิกิริยาเทอร์มอนิวเคลียร์ แต่ยังคง ส่องแสงได้อีกนานเทียบเท่ากับอายุของเอกภพ ดังนั้นดาวแคระยาวจึงเป็นช่วงสุดท้ายของวิวัฒนาการ ของดวงอาทิตย์ หมายเหตุ : https://th.wikipedia.org/wiki/วิวัฒนาการของดาวฤกษ์/media/ไฟล์:Sun_Life.png

วิวัฒนาการของดาวฤกษ์ ดาวฤกษ์ที่มีมวลมากว่า 25 เท่าของมาลดวงอาทิตย์มีสีน้ำ งิน เมื่อดาวฤกษ์ให้เชื้อเพลิง ไฮโดรเจนหมด จะเริ่มการเผาผลาญธาตุที่มีมวลมากขึ้นเป็นลำ ดับ ได้แก่ อิเลียม คาร์บอน นีออน แมกนีเซียม ออกชิเจน และสั้นสุดที่เหล็กจากนั้นแก่นของดาวจะยุบตัวลงพร้อมกับเกิด การระเบิดที่เรียกว่า ซูเปอร์โนวา สุดท้ายแก่นของคาวจะยุบตัวเป็น หลุมดำ ดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่า 9 เท่าแต่น้อยกว่าหรือเท่ากับ 25 เท่าของมวลดวงอาทิตย์มี สีน้ำ เงินเมื่อดาวฤกษ์ใช้เชื้อเพลิงไฮโครเจนหมดดาวฤกษ์จะขยายขนาดขึ้นพร้อมทั้งอุณหภูมิที่ผิว จะลดลงเปลี่ยนจากดาวฤกษ์ที่มีสีค่อนข้างไปทางน้ำ เงินไปเป็นดาวยักษ์แดงหลังจากนั้นแก่น ของดาวจะยุบตัวลงพร้อมกับเดิดการระเบิดที่เริยกว่า ซูเปอร์โนวา แต่ดาวฤกษ์บางดวงอาจจะ เปลี่ยนจากดาวยักษ์แดงเป็นดาวยักษ์ใหญ่สีน้ำ เงินก่อน จากนั้นแก่นของดาวจะยุบตัวลงพร้อม กับเกิดการระเบิดที่เรียกว่า ซูเปอร์โนวา สุดท้ายแก่นของดาวจะยุบตัวเป็นดาวนิวตรอน วิวัฒนาการของดาวฤกษ์มวมากว่า 0.08 เท่าแต่น้อยกว่าหรือเท่ากับ 9 เท่าของมวลดวง อาทิตย์หรือใกล้เคียงเมื่อใช้เชื้อเพลิงไฮโดรเจนหมดแกนกลางของดาวจะยุบตัวการเผาผลาญฮิ เลียมดาวจะขยายขนาดใหญ่ขึ้นเป็นดาวยักษ์แดงเมื่อเชื้อเพลิงอิเลียมที่แก่นกลางหมด ดาวจะ ยุบตัวลงอีกครั้งต่อมาเมื่อปฏิกิริยาหลอมฮิเลียมสิ้นสุดลงแก่นของดาวยักษ์แดงยุบตัวกลายเป็น ดาวแคระขาว (white dwanf) ส่วนอื่น ๆ ที่อยู่รอบแก่นไม่ได้ยุบเข้ามารวม แต่กระจายตัวออก สู่อวกาศทำ ให้เกิดเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์ (planetary nebule) 16

บรรณานุกรม สถาบันส่งเสริมริการสอนวิทวิยาศาสตร์และเทคโนโลยี(สสวท.). (2563). หนังสือเรียรีนพื้นฐานวิทวิยาศาสตร์และเทคโนโลยี วิทวิยาศาสตร์โลกและ อวกาศ ชั้นชั้มัธยมศึกษาปีที่ปี ที่ 6 ตามมาตรฐานการเรียรีนรู้ตัวชี้วัดกลุ่ม สาระการเรียรีนรู้วิทวิยาศาสตร์และเทคโนโลยี (ฉบับปรับปรุง พ.ศ. 2560) ตามหลักสูตรแกนกลางศึกษาขั้นขั้พื้นฐาน พุทธศักราช 2551. (พิมพ์ครั้งที่3). กรุงเทพมหานคร:โรงพิมพ์ สกสค. 17