เอกสารประกอบการสอนวิชาดาราศาสตร์

14/10/6627บทที่ 2 อัตราเรว ็ ของแสง โอเลอ เรอเมอร (Ole Roemer) ค.ศ. 1678 ไดทําการศึกษาโดยใชสังเกตการณบริวารของดาวพฤหัสบดีที่ กําลังโคจรรอบดาวพฤหัสบดีซึ่งเธอเมอรไดวัดเวลา และระยะทางท่ใีชในการโคจรรอบดาวพฤหัสบดีของบริวารดวง หนึ่งที่โคจรบดบังกัน (Eclipse) สองครั้งติดตอกัน และไดสรุปผลจากการสังเกตการณวาอัตราเร็วแสงมีคาเทากับ 2.1x108 เมตรตอวินาที เจมส แบรดลีย (James Bradley) ไดสังเกตปรากฏการณดาราศาสตรอยางอื่น และตั้งขอสรุปวาอัตราเร็ว แสงมีคาประมาณ 3.8x108 เมตรตอวินาที 53บทที่ 2 อิฟโพไลท ฟซัว (Hippolyte Louis Fizeau) ค.ศ. 1849 ไดทําการศึกษาอัตราเร็วแสงโดยไมใชวิธีทาง ดาราศาสตรเปนครั้งแรก ซึ่งผลของอัตราเร็วแสงที่ไดจากการทดลองพบวาแสงมีอัตราเร็วประมาณ 3.13x10 8 เมตร ตอวินาทีค.ศ.1964 นักฟสิกสไดวัดคาอัตราเร็วแสงจากการทดลองหาอตัราเร็วของคลื่นแมเหล็กไฟฟา เนื่องจากแสง ถือวาเปนคลื่นแมเหล็กไฟฟาแบบหนึ่ง พบวาอัตราเร็วของแสงนั้นมีคาประมาณ 2.997925x108 เมตรตอวินาที และมีคาความคลาดเคลื่อน 0.0001 เปอรเซ็นต 5427

14/10/6628บทที่ 2 ความสัมพันธพื้นฐานที่ประยุกตเขากับการเคลื่อนที่ของคลื่นแบบใดก็ตาม รวมถึงแสงดวยนั้นก็คือ อัตราเร็วในการเคลื่อนที่จะมีคาเทากับผลคูณระหวางความถี่กับความยาวคลื่น ดังสมการ 2.1 55บทที่ 2 ตัวอยางที่ 2.1 วัดคล่ืนแสงของดวงอาทิตยไดความยาวคลื่นเทากับ 500 นาโนเมตร อยากทราบวาดวงอาทิตยจะปลดปลอยคลื่นแสงที่ความถี่เทาใด 5628

14/10/6629บทที่ 2 สมบัติของแสง สมบัตขิองแสงสามารถจําแนกไดดงัตอไปนี้ การหักเห เปนสมบัติของแสงเมื่อแสงเดินทางในตัวกลางที่ตางชนิดกัน แลว ทําใหแสงมีอัตราเรว็ที่เปลี่ยนไป ภาพที่2.2 แสดงการหักเหของรังสีแสง ที่เคลื่อนที่จากตัวกลางที่ 1 เขามาสูตัวกลางที่ 2 ซึ่งแสงบางสวนที่ เดิน ทางผานเขามาในตัวกลางที่ 2 จะมีอัตราเร็วไมเทากับอัตราเร็วใน ตัวกลางที่1 สงผลใหทิศทางการเคลื่อนที่ของรังสีแสงเปล่ียนไป เรียกวา การหักเห และมุมที่รังสีแสงตกกระทบ ก็จะมีคาไมเทากับมุมหักเหท่ีกระทํากับเสนตั้งฉากกับตวักลางที่2 หรือเรียกวาเสนปกติ 57บทที่ 2 การหักเหของแสงจะถูกกําหนดโดยคาดัชนีหักเห ซึ่งคาดัชนีหักเหในตัวกลางใด ๆ สามารถคํานวณไดจาก อัตราสวนของความเร็วแสงในสุญญากาศกับความเร็วแสงที่หักเหในตัวกลางใด ๆ ดังสมการ 5829

14/10/6630บทที่ 2 ตัวอยางที่ 2.2 ถาแสงเดินทางในตัวกลางที่เปนน้ําดวยความเร็ว 3/4 ของความเร็วแสง อยากทราบวาน้ําจะมี คาดัชนีหักเหเทาใด 59บทที่ 2 6030

14/10/6631บทที่ 2 เม่อืรังสีแสงเคลื่อนที่ผานตัวกลางที่1 ไปตวักลางที่2 จะสามารถคํานวณหาคาดัชนีหักเหไดจากสมการ 61บทที่ 2 ตัวอยางที่ 2.3 ถาแสงเดินทางจากตัวกลางที่เปนน้ําไปยังตัวกลางท่ีเปนแทงแกวธรรมดา จงหาคาดัชนีหักเหของ แสงเมื่อผานตวักลางทั้งสอง 6231

14/10/6632บทที่ 2 การอธิบายเกี่ยวกับความสัมพันธของมุมรังสีแสงตกกระทบกับมุมหักเห จะอธิบายไดดวยกฎของสเนล (Snell's law) กลาวคอือัตราสวนระหวางคา sin ของมุมรังสีแสงตกกระทบ กับคา sin ของมุม รังสีหักเห สําหรับ ตวักลางคูหนึ่ง ๆ จะมคีาเทากับดัชนีหักเหของรังสีแสงจากตัวกลางที่1 ไปยังตวักลางที่2 ดังสมการ 2.4 63บทที่ 2 โจทยลองคิด กําหนดใหดัชนีหักเหจากอากาศไปน้ํา เทากับ 1.33 ดัชนีหักเหจากอากาศไปแทงแกว เทากับ 1.5 และถามุม ตกกระทบของรังสีแสงจากน้ําไปแทงแกว เทากับ 60 องศา อยากทราบวามุมหักเหมีคาเทาใด โดยคาดัชนีหักเหของ อากาศ เทากับ 1 6432

14/10/6633บทที่ 2 จากการศึกษาการหักเหของแสง ถาแสงเดินทางจากตัวกลางที่มีดัชนีหักเหนื่อยไปสูตัวกลางที่มีดัชนีหักเห มากกวา มุมของรงัสีแสงหักเหจะนอยกวามุมของรังสีแสงตกกระทบ ในทางกลับกันถาแสงเดินทางจากตัวกลางที่มีดัชนีหักเหมากไปสูตัวกลางที่มีดัชนีหักเหนอยกวามุมของรังสีแสงหักเหจะมากกวามุมของรังสีแสงตกกระทบ ดังนั้นเมื่อมุม รังสีแสงตกกระทบแลวทําใหเกิดมุมรังสีแสงหักเหเทากับ 90 องศา แลวรังสีแสงจะพุงขนานกับผิวรอยตอของตัวกลางที่ 2 ดงัภาพที่2.3 มุมรังสตกกระทบนี้จะเรียกวา มุมวิกฤต คํานวณจากสมการ 2.5 ี 65บทที่ 2 ตัวอยางที่ 2.4 แทงแกวมีคาดัชนีหักเห เทากับ 1.5 จงคํานวณหาคาวิกฤตของแทงแกวน้ีและถารังสีแสงเดินทาง จากแทงแกวไปสูตัวกลางอากาศที่ทํามุมของรังสีแสงตกกระทบ เทากับ 45 องศา จะเกิดการสะทอนกลับหมด หรือไม จากคามุมวิกฤตของแทงแกวที่คํานวณไดเทากับ 41.5 องศา แตถามุมรังสีแสงตกกระทบมากกวาคามุม วิกฤต น่นัก็หมายความวารังสีแสงนั้นจะเกิดการสะทอนกลบัหมด 6633

14/10/6634บทที่ 2 ถามุมของรังสแีสงที่ตกกระทบมคีามากขึ้นไปเรื่อย ๆ ก็จะทําใหมุมของรังสีแสงที่หักเหมีคามากเชนกัน เมื่อมุมของ รังสีแสงที่หักเหมีคามากกวา 90 องศา แสดงวาเกิดการสะทอนกลับหมดของรังสีแสง ดังภาพที่2.4 67บทที่ 2 การสะทอน เปนสมบัติของแสงที่ไมสามารถผานเขาไปในตัวกลางได จึงเกิดการสะทอนกลับเขามายังตัวกลางเดิม ภาพที่ 2.5 แสดงการสะทอนของแสงและมีกฎของการสะทอนดังน้ี - รังสีแสงตกกระทบ เสนปกติและแสงรังสีสะทอนจะตองอยูในตัวกลางชนิดเดยีวกัน - มุมที่รังสีแสงตกกระทบ (61) จะตองเทากับมุมของรังสีแสงท่สีะทอน (62) อยางไรก็ตามการสะทอนของแสงก็สามารถจําแนกออกเปน 2 ประเภทใหญ ๆ ไดแก การสะทอนของแสงที่เปนระเบียบ (Regular reflection) และการสะทอนของแสงที่ไมเปนระเบียบ (Diffused reflection or Scattering) 6834

14/10/6635บทที่ 2 การสะทอนของแสงที่เปนระเบียบ เปนการสะทอนของแสงท่ีเกิดขึ้นจากแสงที่ไปตกกระทบกับผิวสะทอนที่เรียบ ไมขรุขระซึ่งตัวอยางของการสะทอนลักษณะนี้เชน การสะทอนของแสงจากดวงอาทิตยซึ่งถือวาเปนแสงขนาน ไปตกบนกระจกเงาราบ รังสีของแสงก็จะสะทอนขึ้นไปแบบขนานกันดวย ดังภาพที่ 2.6 (ก) แตถาไปตกกระทบกับผิว ของกระจกโคงเวา รังสีของแสงจะคอย ๆ ไปรวมกันที่จดุโฟกัสดังภาพที่2.6 (ข) และถาเปนกระจกนูนรังสีของแสงก็จะ กระจายออกจากกันอยางเปนระเบียบดังภาพที่ 2.6 (ค) 69บทที่ 2 การสะทอนของแสงที่ไมเปนระเบียบ เปนการสะทอนของรังสีจากตัวกลางที่มีผิวขรุขระ เชน กระดาษ กระดาน พื้นหอง ฝุนละอองในอากาศ เปนตน เกิดขึ้นไดเนื่องจากเสนปกติของรังสีแสงทุกจุดบนผิวสะทอนไมขนานกัน และตัดกันอยางไมเปนระเบียบทําใหแสงที่สะทอนท่ผีิวกระจัดกระจายไปคนละทิศละทางไมขนานกัน ดังภาพท่ี2.7 7035

14/10/6636บทที่ 2 การแทรกสอด เปนสมบัตขิองคลื่นแสงที่เกดิขึ้นเมื่อคลื่น 2 คลื่น หรือมากกวา มาพบกันที่จุด ๆ เดียวกัน แลวเกิดการ รวมกันของคลื่นตาม หลักการซอนกัน (Superposition) ลกัษณะของการซอนทับกันของ คลื่นแบงออกเปน 2 ลักษณะดังนี้ ก า ร แ ท ร ก ส อ ด แ บ บ เ ส ริ ม ( Constructive interference) เปนการท่ีคลื่นที่มีความถี่และความยาวคลื่น เดียวกัน ประกอบกับมีเฟส (Phase) ตรงกันเคลื่อนที่มาพบกันที่ จุด ๆ หนึ่งแลวสงผลใหเกิดการรวมกันของคลื่นที่ทําใหคาแอมพลิจูด (Amplitude) มากขึ้น แสดงดังภาพ ที่ 2.8 71บทที่ 2 ก า ร แ ท ร ก ส อ ด แ บ บ หั ก ล า ง กั น ( Destructive interference) เปนการที่คล่ืนที่มีความถี่และความยาวคลื่น เดียวกัน แตมีเฟสตรงกันขามเคลื่อนที่มาพบกันท่ีจุด ๆ หนึ่ง แลว สงผลใหเกิดการรวมกันของคลื่น ที่ทําใหคาแอมพลิจูดมีคาเปนศูนย แสดงดังภาพที่ 2.9 7236

14/10/6637บทที่ 2 การเลี้ยวเบน เปนสมบัติของคลื่นแสงที่เกิดขึ้นเมื่อคลื่น เคลื่อนที่ผานถูกสิ่งที่กีดขวางใด ๆ หรือฉากที่มีรูเปด เล็ก ๆ หรือชองแคบที่คลื่นสามารถเคลื่อนที่ผานไปได หรือวัตถุขนาดเล็ก เชน ลวดหรือแผนกลมซึ่งก้ันคลื่น บางสวนไมใหผานไปไดคลื่นท่สีามารถผานสิ่งกีดขวาง ไปไดนั้นก็จะสามารถกระจายไปรอบ ๆ สิ่งกีดขวาง ดงัภาพที่2.10 73บทที่ 2 โพลาไรซเซชัน นักวิทยาศาสตรไดทําการพิสูจนโดยใชการ โพลาไรซเซชัน ทําใหทราบวาคลื่นแสงน้ันเปนคลื่น ตามขวาง เพราะถาเปนคลื่นตามยาวคล่ืนแสงจะไมเกิดปรากฏการณนี้คลื่นแสงธรรมดาจะไมโพลาไรซ (Unpolarized) ทิศทางของสนามไฟฟาจะพุงทุกทิศ ทุกทาง และตั้งฉากกับทิศที่แสงเคลื่อนที่ ดังภาพที่ 2.11 (ก) แตถาแสงที่ โพลาไรซ (Polarized) ทิศทาง ของสนามไฟฟาของคลื่นแสงจะตั้งฉากกับทิศการ เคล่อืนที่ของแสงระนาบเดียว ดังภาพที่2.11 (ข) 7437

14/10/6638บทที่ 2 การที่จะทาํ ใหแสงธรรมดาเปนแสงที่โพลาไรซไดนั้นจะตองมีวัตถุที่มีคุณสมบัติในการดูดกลืนแสงที่มีทิศทางของ สนามไฟฟาในทิศทางหนึ่งมากกวาอกีทิศทางหนึ่ง เชน ทัวรมาลีน (Tourmaline) ซึ่งถาแสงธรรมชาติเคลื่อนที่ผานผลึก ทัวรมาลนีแสงที่มีสวนประกอบของทิศทางไฟฟาในทิศทางที่ตั้งฉากกัน ดังภาพที่2.12 ซึ่งถาผลึกมีความหนาพอ แสงที่ผานออกมาจะมีทศิทางของสนามไฟฟาในทิศเดียว นั่นก็คือแสงที่โพลาไรซ(วภิูรุโจปการ 2557, 150) 75บทที่ 2 ปรากฏการณดอปเลอร เปนปรากฏการณของคลื่นแบบหนึ่งที่ผูสังเกตไดรับคาความถี่ ของคลื่นเปลี่ยนไปจากแหลงกําเนิด เชน การเคลื่อนที่ของแหลงกําเนิด แสงเขาหรือออกหางผูสังเกต ซ่ึงจะสงผลคลื่นแสงมีคาความยาวคลื่น ตางไปจากเดิมปรากฏการณดอปเลอรนี้ไดถูกนําไปประยุกตใชกับการ สังเกตการณวัตถุทองฟา และการขยายตัวของเอกภพ ภาพที่ 2.13 แสดงการเกิดปรากฏการณดอป เลอร เมื่อ แหลงกําเนิดเคลื่อนท่ีเขาหาผูสังเกต B ซึ่งจะสังเกตเห็นไดวาความยาว คลื่นของผูสังเกต B สั้นกวาความยาวคล่ืนของผูสังเกต A จะไดรับความ ยาวคลื่นท่ยีาวกวาคลื่นจากแหลงกําเนิด 7638

14/10/6639บทที่ 2 ถาแหลงกาํเนิดคลื่นเคลื่อนที่เขาหาผูสังเกตคาความยาวคลื่นที่วัดไดจะนอยกวาคาความยาวคลื่น มาตรฐานทําใหคา∆ จะมีคาตดิลบ ผูสังเกตจะเห็นเสนสเปกตรัมเลื่อนไปทางสีน้ําเงิน (Blue shift) แตถ า แหลงกาํเนิดเคลื่อนที่ออกหางจากผูสังเกต คาความยาวคลื่นที่วัดไดจะมากกวาคาความยาวคลื่นมาตรฐาน ทําใหคา ∆ จะมีคาเปนบวก ผูสังเกตจะสังเกตเห็นเสนสเปกตรัมเลื่อนไปทางสีแดง (Red shift) แสดงดังภาพที่ 2.14 77บทที่ 2 การประยุกตใชปรากฏการณดอปเลอร ในทางดาราศาสตรจะพิจารณาจากคลื่น แสงโดยพิจารณาจากความยาว คลื่นที่ได จากเครื่องวัดสัญญาณ ซึ่งจะสามารถระบุ การเคลื่อนที่ของวัตถุทองฟา หรือการ ขย า ยตั วข อ งเอ กภ พไ ด โด ย อา ศั ย ความสัมพันธจากสมการ 2.6 7839

14/10/6640บทที่ 2 ตัวอยางที่ 2.5 จากการสังเกตดาวฤกษดวงหน่ึงพบวามีความยาวคล่ืนของไฮโดรเจนอัลฟา 656.52 นาโนเมตร ซึ่งคา มาตรฐานของความยาวคลื่นไฮโดรเจนอัลฟา 656.28 นาโนเมตร ดาวฤกษดวงนี้เคลื่อนที่ดวยความเร็วเทาใด และกําลัง เคล่อืนที่เขาหา หรือออกหางจากผสูังเกต ดาวฤกษดวงนี้กําลังเคลื่อนที่ดวยความเร็ว 10.971x104 m/s และกําลังเคลื่อนที่ออกจากผูสังเกต คาความยาวคลื่นที่วัด ไดมีคามากกวาคามาตรฐานสงผลใหคา ∆เปนบวก ผูสังเกตจะสังเกตเห็นเสนสเปกตรัมของไฮโดรเจน อัลฟาเลื่อนไปทางสีแดง 79บทที่ 2 สเปกตรัม คลื่นแสงที่มีความยาวคลื่นไมเทากัน ซึ่งคลื่นแสงเหลานี้จะ มีคาความยาวคลื่นตั้งแต 400 - 700 นาโนเมตร และเคลื่อนที่ใน สุญญากาศดวยอัตราเร็วเทาท่ีกัน แตในตัวกลางอื่น ๆ อัตราเร็วก็จะแตกตางกัน สงผลทําใหเกิดการหักเหที่ไมเทากันเมื่อเคลื่อนที่ ผานตัวกลางหนึ่งๆ โดยคลื่นแสงจากดวงอาทิตยซึ่งเปนแสงขาว เคลื่อนที่ผานปริซึมก็จะถูกหักเหแยกออกเปนแสงสีตาง ๆ ที่ เรียกวา สเปกตรัม โดยสเปกตรัมของแสงจากดวงอาทิตยมีทั้งหมด 7 สี คนพบโดย เซอร ไอแซค นิวตัน โดยแสงสีมวงจะมีมุมของการ หักเหผานปริซึมมากที่สุด จนถึงแสงสีแดงที่มีมุมของการหักเหผาน ปริซึมนอยที่สุดดังภาพท่ี2.15 8040

14/10/6641บทที่ 2 81บทสรุปประจําบทที่ 2 แสงเปนคลื่นแมเหล็กไฟฟา และยังมีคุณสมบัติเปนอนุภาคอีกดวย โดยแสงมีอัตราเร็วราว 3×108 เมตรตอวินาที ซึ่ง เปนคาคงที่ในตัวกลางที่เปนเนื้อเดียวกัน สมบัติของแสงมี 5 ประการ ไดแก การหักเห การสะทอน การแทรกสอด การ เลี้ยวเบน และการโพลาไรซเซชัน ปรากฏการณดอปเลอรเปนปรากฏการณของคลื่นแบบหน่ึงท่ีผูสังเกตไดรับคาความถี่ของคลื่นเปลี่ยนไปจาก แหลงกําเนิด เมื่อผูสังเกตและแหลงกําเนิดมีความเร็วสัมพทัธกัน การประยุกตใชปรากฏการณดอปเลอรในทางดาราศาสตรจะพิจารณาจากคลื่นแสงโดยพจิารณาความยาวคลื่นที่ไดรับจากเครื่องวัดสัญญาณ ซึ่งจะสามารถระบุการเคลื่อนที่ของวัตถุทองฟา หรือการขยายตัวของเอกภพไดโดยอาศัยความสัมพันธจากสมการ v 0 = c 0 0 สเปกตรัมเปนตัวแทนของคลื่นแสงของความยาวคลื่นสีตาง ๆ ซึ่งสเปกตรัมของแสงจากดวงอาทิตยมีทั้งหมด 7 สี ไดแก สีมวง สีน้ําเงิน สีเขียว สีเหลือง สีสม และสีแดง ที่คนพบโดย เซอรไอแซก นิวตัน โดยแสงสมีวงจะมีมุมของการหักเหผานปริซึมมาก ที่สุด เรียงตามสีมาเรื่อย ๆ จนถึงแสงสีแดงที่มีมุมของการหักเหผานปริซึมนอยที่สุด 8241

14/10/6642แบบฝกหัดทายบทที่ 2 1. แสงที่เคลื่อนที่ดวยความถี่ 108 เฮิรตซ จะมีความยาวคลื่นเทาใด 2. คาความถี่ของแสงที่เคลื่อนที่ในสุญญากาศจะมีคาเทา ใด เม่อืแสงนี้มีความยาวคลื่น 546 นาโนเมตร 3. ความเร็วแสงในตัวกลางที่เปนน้ําจะมีคาเทาใด 4. ถาแสงเดินทางในตัวกลางท่เีปนแกวดวยความเร็ว 1.91×10 8 เมตรตอวินาที จงคํานวณหาคาดัชนีหักเหของแกวนี้ 5. ถาแสงเดินทางจากตัวกลางที่เปนอากาศ โดยทํามุมตกกระทบ 50 องศา เดินทางไปสูตัวกลางที่เปนแทงแกว ธรรมดา จงคํานวณหามุมหักเห 6. ถามุมวิกฤตของแสงที่เดินทางจากกอนหินไปน้ํา เทากับ 40.5 องศา จงคํานวณหาคาดัชนีหักเหของกอนหินนี้ 7. มุมวิกฤตของแสงที่เดนิทางจากแทงแกวไปอากาศมีคาเทาใด 8. จากการสังเกตดาวฤกษดวงหนึ่งพบวามีความยาวคลื่นของไฮโดรเจนอัลฟา 655.58 นาโนเมตร ซึ่งคามาตรฐานของ ความยาวคลื่นไฮโดรเจนอัลฟาคือ 656.28 นาโนเมตร ดาวฤกษดวงนี้เคลื่อนท่ีดวยความเร็วเทาใด และกําลังเคลื่อนที่เขาหา หรือออกหางจากผูสังเกต 83เอกสารอา  งองิประจําบทที่2 นิรันดร แนบชิด. (2523). แสงประยุกต. คณะวิทยาศาสตร มหาวิทยาลัยรามคําแหง. กรุงเทพฯ: หางหุนสวน จํากัด โรงพิมพชวนพิมพประธาน พัฒนธิยานนท และพิทักษ รักษพลเดช. (2505). ตําราวชิาชุดครูประกาศนียบัตรวิชาการศึกษา วิทยาศาสตร ตอน 4 แสง. กรุงเทพฯ: องคการคาของคุรุสภา วิภู รุโจปการ. (2557). เอกภพ เพื่อความเขาใจในธรรมชาตขิองจักรวาล. พิมพครั้งที่ 15. กรุงเทพฯ: นามมีบุค พับลิเคชั่นส. Serway,A., & Jewett,W. (2014). Principles of Physics .(3rd ed.). A Calculus-Based Text. Singapore : Harcourt, Inc. Young, D., & Freedman, A. (2014). University Physics With Modern Physics. (10th ed.). United States of America. : Addition Wesley Longman, Inc 8442

14/10/6643บทที่ 3 แผนบริหารการสอนประจําบท ลักษณะของวัตถทุองฟา อาจารยวรีวัฒน อินทรทั ต แผนบริหารการสอนประจําบท เนื้อหา/สาระการเรียนรู 1. ดาวฤกษ และกระจุกดาว 2. เนบิวลา 3. ดาราจักร 4. ควอซาร และเบลซาร 5. ดาวแคระขาว 6. ดาวนิวตรอน และพัลซาร 7. หลุมดํา 8. ดาวหาง และอุกกาบาต 9. ดาวแปรแสง บทสรุปประจําบทท่ี3 แบบฝกหัดทายบทที่ 3 เอกสารอางอิงประจําบทที่ 3 8643

14/10/6644แผนบริหารการสอนประจําบท วัตถปุระสงคเชงิพฤติกรรม 1. ผูเรียนสามารถอธิบายความหมายของวตัถุทองฟาตางๆ ได 2. ผูเรียนสามารถอธิบายลักษณะเฉพาะของวัตถุทองฟาได 3. ผูเรียนสามารถอธิบายความรูสงูานวจิัยได 87แผนบริหารการสอนประจําบท วิธสีอนและกิจกรรมการเรียนการสอนประจาํบท 1. ผูสอนสนทนากับผูเรียนถึงความรูความเขาใจเบื้องตนเกี่ยวกับลักษณะของวัตถุทองฟา โดยสุมถามผูเรียน ในชั้นเรียน 2. ผูสอนบรรยายหัวขอดาวฤกษ และกระจุกดาว เนบิวลา ดาราจักร ควอซาร และเบลซาร ดาวแคระขาว ดาวนิวตรอน และพัลซาร หลุมดํา ดาวหาง และอุกกาบาต ดาวแปรแสง แลวใหผูเรียนรวมกันอภิปรายวาลักษณะ เดนของวัตถุทองฟาแตละประเภท 3. ผูสอนใหผูเรียนฝกปฏิบัติการสังเกตวัตถุทองฟาภาคกลางคืน และจําแนกประเภทของวัตถุทองฟาโดยใช แผนที่ดาว 4. ผูสอนมอบหมายงานใหผูเรียนทําแบบฝกหัดทายบท 8844

14/10/6645แผนบริหารการสอนประจําบท สื่อการเรยีนการสอน 1. เอกสารประกอบการสอน บทที่ 3 2. Power point 3. คลิปวิดีโอ 4. แผนที่ดาว 5. แบบฝกหัดทายบท 89แผนบริหารการสอนประจําบท การวัดและประเมินผล 1. สังเกตความตั้งใจเรียน และการมีสวนรวมในกิจกรรมการเรียนการสอน 2. พิจารณาการอภิปรายแลกเปลี่ยนความรใูนหองเรียน 3. พิจารณาและตรวจผลการฝกการใชแผนที่ดาว 4. ตรวจแบบฝกหัดทายบท 9045

14/10/6646บทที่ 3 เนื้อหา ลักษณะของวัตถทุองฟา อาจารยวรีวัฒน อินทรทั ต บทที่ 3 วัตถุทองฟา ดาวฤกษ และกระจุกดาว เนบิวลา ดาราจักร ควอซาร และเบลซาร ดาวแคระขาว ดาวนิวตรอน และพัลซาร หลุมดาํ ดาวหาง และอุกกาบาต ดาวแปรแสง 9246

14/10/6647บทที่ 3 ดาวฤกษ  และกระจุกดาว ดาวกฤษ เปนกอนพลาสมาขนาดใหญมีแหลงกําเนิดพลังงาน เทอรโมนิวเคลียรในตัวเอง และแผรังสีพลังงานรอบดาน มี ลักษณะ เปนกอนกลมเพราะแรงโนมถวงของตัวเองประกอบ กับแรงดัน ภายในที่อยูในสภาวะสมดุลสงผลใหดาวฤกษและ มีการหมุนรอบ ตัวเอง ดังภาพที่ 3.1ภาพท่ี3.1 การทรงตัวอยูของดาวฤกษ 93บทที่ 3 ดาวฤกษสามารถมองเห็นไดประมาณ 5,000 ดวง และเพื่อใหงายตอการจดจํา จึงไดจัดจําแนกดาวฤกษเปนกลุม หรือ เรียกกันวา กลุมดาว โดยสหพันธดาราศาสตรระหวางชาติ (IA.U.) ไดจัดจําแนกกลุมดาวออกเปน 88 ดังภาพที่ 3.2 ภาพท่ี3.2 กลุมดาว 88 กลุม ที่มา : Seeds & Backman, 2010, p. 463 9447

14/10/6648บทที่ 3 ตารางที่ 3.1 ตัวอยางแสดงชื่อของกลุมดาวทั้ง 88 กลุมดาว 95บทที่ 3 การสังเกตการณกลุมดาวทั้ง 88 กลุมดาว พบวา 12 กลุมดาวท่ีดวงอาทิตยจะโคจรผาน เมื่อผูสังเกตอยูบน โลกจึงเรยีก 12 กลุม นี้วา กลมุดาวจักรราศี(Zodiac) ดังภาพที่3.3 ภาพท่ี3.3 กลุมดาวจักรราศี ที่มา: Fraknoi, Morrison & Wolff, 2017, p. 37 9648

14/10/6649บทที่ 3 กระจกุดาว เปนกลุมของดาวฤกษที่อาศัยอยูรวมกันเปนกระจุก โดยแรงโนมถวงระหวางดาวที่มีดาวฤกษสมาชิกมากมาย หลายประเภท การศึกษากระจุกดาวมคีวามสําคัญเพราะสามารถพิจารณาคุณสมบัติและวิวัฒนาการของดาวฤกษไดกระจุกดาวแบงเปน 2 ประเภท กระจกุดาวเปด (Open cluster) เปนบริเวณท่ีดาวฤกษอาศัยอยูรวมกันต้ังแตประมาณ สิบดวงไปจนถึงหลายรอยดวง เชน กระจุกดาว ลูกไก สังเกต ดวยตาเปลาบนโลกจะเห็นเพียง 6 หรือ 7 ดวง แตเมื่อ สังเกตการณผานกลองโทรทรรศนจะเห็นสมาชิกของกระจุก ดาวลูกไกน ับรอยดวง ดังภาพที่3.4 ภาพท่ี3.4 กระจุกดาวลูกไกที่มา: Fraknoi, Morrison & Wolff, 2017, p. 740 97บทที่ 3 กระจกุดาวทรงกลม (Globular cluster) เปนดาวฤกษที่อาศัยอยูรวมกันต้ังแตประมาณ 1,000 - 1,000,000 ดวง ดวยแรงโนมถวง เมื่อสังเกตพบวากระจุกดาวนี้มี ลักษณะเปนทรงกลม ดงัภาพที่3.5 ภาพที่ 3.5 กระจุกทรงกลม Omega Centauri ที่มา: Fraknoi, Morrison & Wolff, 2017, p. 774 9849

14/10/6650บทที่ 3 เนบิวลา เปนกลุมกาซและฝุนในอากาศ องคประกอบของเนบิวลาเปนกาซไฮโดรเจน กาซฮีเลียม กาซของธาตุหนัก อื่น ๆ และฝุนอวกาศปะปนอยู เมื่อดาวฤกษสิ้นอายุขัยจะเกิดการระเบิดทําใหเกิดเปนกลุมกาซขนาดใหญที่เรียกวา เนบิวลา ทางกลับกนักลุมกาซเหลานี้ก็ยังสามารถรวมตัวกลับมาเปนดาวฤกษใหมไดเนบิวลาแบงออกเปน 2 ชนิด เนบิวลาดาวเคราะห(Planetary nebula) เปนเนบิวลาที่เกิดจากการเผาไหมบริเวณแกนกลางของดาวฤกษที่ มีมวลใกลเคียงกบัดวงอาทิตยและยุบตวัลงเนื่องจากแรงโนมถวงกลายเปน ดาวเคราะหแลวปลดปลอยสสารระหวางดาวใหฟุงกระจาย ซึ่งบริเวณใน กลางของเนบิวลานี้จะมีดาวฤกษที่มีอุณหภูมิสูงและวิวัฒนาการไปเปนดาว แคระขาวในอนาคต เชน เนบิวลาวงแหวน (M57) ดังภาพที่ 3.6ภาพท่ี3.6 เนบิวลาวงแหวนในกลุมดาวพิณ ที่มา: Fraknoi, Morrison & Wolff, 2017, p. 788 99บทที่ 3 เนบิวลาฟงุกระจาย (Diffuse nebula) เปนกลุมกาซและฝุนในอวกาศที่เกิดจากการระเบิดของดาว ฤกษ แบงออกเปน 2 ชนิด เนบิวลาสวาง (Bright nebula) เปนเปนเนบิวลาที่มีความสวาง สามารถสังเกตเห็นไดจากแสงที่เปลงหรือสะทอนออกมา ดังภาพที่3.7 ซ่ึงแบงออกเปน 2 ประเภท ไดแก เนบิวลาเรืองแสง (Emission nebula) และเนบิวลาสะทอน แสง (Reflective nebula)ภาพท่ี3.7 เนบิวลากลุมดาวนายพราน (เนบิวลาเรืองแสง) ที่มา: Fraknoi, Morrison & Wolff, 2017, p. 16 10050

14/10/6651บทที่ 3 เนบิวลามืด (Dark nebula) เปนกลุมกาซและฝุนที่มีความหนาแนนมาก จนแสง ไมสามารถผานทะลุออกมาได ดังภาพที่ 3.8 เชน เนบิวลาหัว มาในกลุมดาวนายพราน (House head nebula) ภาพที่ 3.8 เนบิวลาหัวมา (เนบิวลามืด) ที่มา: Fraknoi, Morrison & Wolff, 2017, p. 783 101บทที่ 3 ดาราจักร (Galaxy) ดาราจักร คือ บริเวณที่ประกอบไปดวยดาวฤกษนับแสนลานดวงที่อยูรวมกัน ประกอบไปดวยกระจุกดาว ระบบดาวคูเนบิวลา กาซ ฝุน และที่วางระหวางดาว โดยวตัถุเหลานี้จะหมุนวนรอบแกนกลางของดาราจกัร เอ็ดวิน พีฮับเบิล (Edwin P. Hubble) แหงหอดูดาวเมาทวิลสัน (Mount wilson observatory) ค.ศ.1920 ไดจําแนกรูปทรง ของดาราจักรเปน 4 ประเภท - ดาราจักรแบบทรงรี (Elliptical galaxy) - ดาราจักรแบบกังหัน (Spiral galaxy) - ดาราจักรแบบไรรูปราง (Irregular galaxy) - ดาราจักรกัมมันตะ (Active galaxy) 10251

14/10/6652บทที่ 3 ดาราจักรแบบทรงรี นักดาราศาสตรพบวาดาราจักรแบบทรงรีขนาดยักษ (Giant elliptical) จะมีเสนผานศูนยกลางประมาณ 10 พารเซก และมีมวล ประมาณ 10 เทาของมวลดวงอาทิตย ซึ่งคอนขางหายาก ดาราจักรแบบทรงรีที่พบมากที่สุดจะเปนดาราจักรแบบทรง รี ขนาดเล็ก (Dwarf elliptical) จะมีมวลประมาณ 2.3 ลาน เทาของมวล ดวงอาทิตย และมีเสนผานศูนยกลางประมาณ 2,000 พารเซก รูปราง ของดาราจักรแบบทรงรีจะมีรูปทรง ตั้งแตทรงกลม (Circular) ซึ่ง ฮับเบิลกําหนดใหเปนชนิด EO จนถึงรูปทรงท่รีีมากที่สุดเปน E7 ดงัภาพ ที่ 3.9 ภาพที่ 3.9 ดาราจักรแบบทรงรี NGC3115 ที่มา: วิภู รุโจปการ, 2557, หนา 269 103บทที่ 3 ดาราจักรแบบกังหัน ดาราจักรแบบกังหันบริเวณใจกลางที่มีดาวฤกษอยูรวมกันอยาง หนาแนน เรียกวานิวเคลียส (Nucleus) หรือสวนโปง (Bulge) มีแขนยื่นมวน ออกมาลักษณะเปนแขนกังหัน (Spiral arms) ถัดออกมาจะเปนสวนที่เรียกวา ฮาโล (Halo) ซึ่งเปนบริเวณที่มีกระจุกดาวทรงกลม อยูดังภาพที่ 3.10 ดาราจักรแบบกังหันจะมีความสวางและมีขนาดใหญกวาดาราจักรแบบ ทรงรีดาราจักรแบบกังหันมีขนาดเสนผานศูนยกลางต้ังแต 10,000 - 80,000 พารเซก และมีมวล 10 เทาของดวงอาทติยภาพท่ี3.10 โครงสรางของดาราจักรแบบกังหันที่มา: วิภู รุโจปการ, 2557, หนา 269 10452

14/10/6653บทที่ 3 ดาราจักรแบบกังหัน สามารถจําแนกออกไดเปน 3 ประเภท คือ ประเภท Sa ประเภท Sb และประเภท Sc จากภาพที่ 3.11 ดาราจักรแบบกังหันประเภท Sa จะมีนิวเคลียสขนาดใหญ และแขนกังหันคอนขางกระชับ สวน ดาราจักรแบบกังหันประเภท Sb จะมีนิวเคลียสขนาดเล็ก และแขนกังหันจะคลายออกไมกระชับมาก และดารา จักรแบบกังหันประเภท SC จะมีนิวเคลียสขนาดเล็ก และแขนกังหันกางออกมา ภาพที่ 3.11 ประเภทของดาราจักรแบบกงัหันที่มา: วิภู รุโจปการ, 2557, หนา 269 105บทที่ 3 จากการศึกษาพบวา ดาราจักรแบบกังหันประมาณหนึ่งในสามมีลักษณะเปนแขนตรง (Bar) ยื่นออกมาจาก นิวเคลียส แลวจึงมีลักษณะมวนรอบนิวเคลียสเปนแขนของกังหัน แบงออกเปน 3 ประเภท คลายดาราจักรแบบกังหัน ปกติ คือ SBa, SBb และ SBC ดังภาพที่ 3.12 ภาพที่ 3.12 ดาราจักรแบบกังหันแขนตรงประเภท SBa, SBb, และ SBc ที่มา: วิภู รุโจปการ, 2557, หนา 267 10653

14/10/6654บทที่ 3 ฮับเบิลไดจัดจําแนกประเภทของดาราจักรตามลักษณะที่ สังเกตการณ แลวสรางแผนภาพแบงหมวดหมูของดาราจักร เรียกวา แผนภาพรูปสอมเสียง (Tuning - Fork Diagram) โดยเริ่มจากดาราจักร แบบทรงรีตั้งแต E0 จนถึง E7 ตามดวยดาราจักรแบบกังหัน S0 จากนั้นดาราจักรจะถูแบงแยกออกไปตามเสนทางของประเภท ดาราจักร โดยถัดจากดาราจักร S0 ก็แยกเปนดาราจักรแบบกังหัน ประเภท Sa, Sb และ Sc และดาราจักรที่มีแขนตรงประเภท SBa, และ SBb และ SBc ตามลําดับ ดังภาพที่ 3.13 ภาพท่ี3.13 แผนภาพประเภทดาราจักรของฮับเบิล ที่มา: วิภู รุโจปการ, 2557, หนา 272 107บทที่ 3 ดาราจักรแบบไรรูปราง ดาราจักรทั้งหมดพบวา 2.3 เปอรเซ็นต เปนดาราจักรแบบไร รูปราง กลาวคือ ไมมีลักษณะรูปทรงเปนทรงรี หรือ แบบกังหัน เชน ดาราจักรแมกเจลแลน (Magellan cloud galaxy) ซึ่งฮับเบิลไดจําแนก ดาราจักรแบบไรรูปราง ออกเปน 2 ประเภท ดังนี้ Irregular I (Irrl) สามารถสังเกตเห็นดาวฤกษชนิด O และ B ตลอดจนกลุมของไฮโดรเจนท่ไีอออไนซอยางชัดเจน เชน ดาราจักรแมก เจลแลนใหญ (Large magellan cloud galaxy) ดังภาพที่ 3.14ภาพท่ี3.14 ดาราจักรแมกเจลใหญ ที่มา: Fraknoi, Morrison & Wolff, 2017, p. 672 10854

14/10/6655บทที่ 3 Irregular II (Irrll) ไมสามารถสังเกตเห็นดาวฤกษ หรือ กลุมแกสไดเลย และมีฝุนและแกสกระจัดกระจาย จากการศึกษาทางสเปกโทรสโคป พบวามีแกสจํานวนมาก พุงออกมาดวยอัตราเร็วสูงในบางบริเวณ บางครั้งเรียก ดาราจักรนี้วาดาราจกัรระเบิด (Exploding galaxy) เชน ดาราจักร NGC3034 ภาพที่ 3.15 ภาพที่ 3.15 ดาราจักร NGC3034 ที่มา: Fraknoi, Morrison & Wolff, 2017, p. 689 109บทที่ 3 ดาราจักรกัมมันตะ ดาราจักรกัมมันตะถูกคนพบครั้งแรกในป ค.ศ. 1943 โดยคารล เซยเฟรท (Carl sayfert) นักดาราศาสตรที่ ใชกลองโทรทรรศนขนาดเสนผานศูนยกลาง 2.5 เมตร ของหอดูดาวเมาทวิลสนั เปนดาราจักรที่มีศูนยกลางที่สวางมากกวาดาราจักร อื่น ๆ ที่มีขนาดเดียวกันถึง 100 เทา ดาราจักรเหลานี้จะ ปรากฏใหเห็นเพียงจุดสวางคลายดาว ซึ่งเซยเฟรทได คนพบดาราจักรที่มีศูนยกลางสวางผิดปกติถึง 12 ดารา จักร ดังภาพท่ี3.16ภาพท่ี3.16 ดาราจักรแบบเซยเฟรท (Sayfert galaxy) ที่มา: Fix, 2006, p. 579 11055

14/10/6656บทที่ 3 การคนพบดาราจักรแบบเซยเฟรทนําไปสูการศึกษาดาราจักรกัมมันตะ ซึ่งตอมาในป ค.ศ. 1960 นัก ดาราศาสตรก็ไดคนพบควอซาร(Quasar) ซ่งึเปนวัตถุทองฟาที่มีการปลดปลอยพลังงานมากกวาดาราจักรทาง ชางเผือกนบัพันเทา และยังมีการพบเบลซาร(Blazar) ที่สามารถปลดปลอยพลังงานมากกวาควอซารหลายเทา จากการคนพบทําใหนักดาราศาสตรตั้งขอสังเกตวาดาราจักรแบบเซยเฟรท ควอซาร และเบลซาร คือ แกน กลางของดาราจักรกัมมันตะ (Active galactic nuclei) ซึ่งแผพลังงานปริมาณมากมหาศาลจากจานรวมมวล รอบหลุมดําขนาด ใหญที่อยูบริเวณใจกลางของดาราจักร 111บทที่ 3 โครงสรางของแกนดาราจักรกัมมันตะประกอบไปดวย หลุม ดําขนาดใหญยักษ (Supper massive black hold) บริเวณรอบ ๆ คอืจานรวมมวล(Accretion disk) 4 - 6 พันลานกโิลเมตร ซึ่งเปนที่รวมของมวลสารใกลหลุมดํา และกําลังถูกแรงโนมถวงดึงดูดเขา มาแลวหมุนวนรอบหลุมดํากอนตกลงสูหลุมดํา จานรวมมวลลักษณะ เปนพลาสมาที่อุณหภูมิสูงกวา 100 ลานเคลวิน และแผรังสีในชวง ความยาวคลื่นรังสีเอกซหรือรังสีแกมมา สนามแมเหล็กความเขมสูง ของหลุมดํายักษจะบีบใหเกิด ลําอนุภาคพลังงานสูง (Relativistic jet) พุงออกจากแกนดาราจักรกัมมันตะดวยความเร็วเกือบเทา ความเร็วแสง ดังภาพที่ 3.17ภาพท่ี3.17 ดาราจักรแบบกัมมนัตะที่มา: Fix, 2006, p. 580 11256

14/10/6657บทที่ 3 กระจกุดาวดาราจักร เปนบริเวณที่มีดาราจักรมาอยูรวมกันคลายกับกระจุกดาว กระจุกดาราจักรจะประกอบไปดวยดาราจักร หลากหลายชนิด ที่มีจํานวนตั้งแตระดับสิบดาราจักรจนถึงระดับรอยดาราจักร ดังภาพที่ 3.18 โดยดาราจักรเหลาน้นัจะตองโคจรรอบจุดศูนยกลางรวมกัน โดยถาดาราจักร ที่อยูในกระจุกเดียวกันจะเรียกวาดาราจักรทองถิ่น (The local group) เชน กระจุก ดาราจักรที่มีระบบสุริยะจะประกอบดวยดาราจักรกังหันขนาด ใหญ สองดาราจักรคือ ดาราจักรทางชางเผือก และดาราจักรแอนโดรมีดา และ ดาราจักรขนาดเล็กอีกราว 30 ดาราจักร ทีโคจรรอบดาราจักรทางชางเผือก เชน ดาราจักรแมกเจลแลนใหญ และดาราจักรแมกเจลแลนเล็ก เปนตน กระจุกดาราจักรมีจํานวนมากในเอกภพนี้ เชน กระจุกดาราจักรเวอรโก (Virgo cluster) กระจุกดาราจักโค เปนตน ภาพที่ 3.18 กระจุกดาราจักร ที่มา: Fix, 2006, p. 557 113บทที่ 3 ควอซาร และเบลซาร ควอซารและเบลซารเปนวัตถุทองฟาที่สามารถแผพลังงานสูง และมีการเปล่ยีนแปลงของคาความสวางอยาง รวดเร็วซ่งึอยูบริเวณแกนของดาราจักรเซยเฟรท ควอซาร เปนวัตถุทองฟาขนาดเล็กคลายกับดาว ฤกษที่แผพลังงานไดสงูถึง 100 key มีความหนาแนน มาก ความสวางมีการเปลี่ยนแปลงอยางรวดเร็ว เกิด การลุกจาเปนวัตถุที่มีกําลังสองสวางสูงสุด (Most Luminous) และเสนสเปกตรัมมีการเลื่อนแถบแดง สูง แสดงดังภาพที่ 3.19 คนพบโดยมารเทน ชมิดท (Maarten schmidt) ภาพที่ 3.19 ควอซาร ที่มา: วิภู รุโจปการ, 2557, หนา 288 11457

14/10/6658บทที่ 3 ภาพที่ 3.20 ถาสังเกตวัตถุจากมุมบนจะมีลักษณะเปนเบลซารที่มี การปลดปลอยพลังงานสูงเนื่องจากสังเกตบริเวณที่มีลําอนุภาค หรือถาสังเกตจากดานมุมทแยงจะมีลักษณะเปนควอชาร และถา สังเกตจากดานขางจะมีลักษณะเปนดาราจักรแบบเซยเฟรทซึ่งมี พลังงานสูงไมมากนัก เบลซารเปนวัตถุทองฟาที่มลีักษณะเปนดาวริบรี่สีฟาที่มีการแผพลังงานสูงกวาควอซารนับพันเทามีการเปลี่ยน คาความสวางอยางชัดเจนแสดงใหเห็นวาเบลซารจะตองมีขนาดเล็กมาก พลังงานของเบลซารจะแผออกมาสูงสุด อยูที่ราว 1012 keV ซึ่งเปนวัตถุที่สามารถปลดปลอยพลังงานสูงที่สุดที่มีการคนพบในปจจุบัน นักดาราศาสตร พบวาแทท่จีริงแลวควอซารและเบลซารก ็คือแกนของดาราจกัรเซยเฟรทชนิดเดียวกันแตเรียกชื่อตางกัน ภาพที่ 3.20 มุมมองของแกนดาราจักรกัมมันตะ ที่มา: วิภู รุโจปการ, 2557, หนา 290 115บทที่ 3 ดาวแคระขาว ภาพที่ 3.21 เปนซากบริเวณแกนกลางของดาวฤกษที่มีมวลนอย กวา 8 เทาของมวลดวงอาทิตย ประกอบไปดวยธาตุคารบอนหรือ ออกซิเจนที่สภาวะดเีจนเนอเรต มีอุณหภูมิสูง ปลดปลอยแสงในชวงความ ยาว คลื่นพลังงานสูง เมื่อเวลาผานไปดาวแคระขาวที่ปลดปลอยพลังงาน ออกมาก็จะมอีุณหภมูิลดต่ําลง ซึ่งในระหวางที่อุณหภูมิลดต่ําลง ความยาว คลื่นก็เปลี่ยนแปลงตามคาระดับพลังงานจากรังสีเอกซมาเปนรังสี อัลตราไวโอเลต และรังสีของแสงที่ตามองเห็นจากสีมวงไป ยังสีแดงและ อินฟาเรด ดังภาพที่ 3.21 ภาพที่ 3.21 ดาวซีเรียสเอ (ดาวสวางขนาดใหญ) และดาวแคระขาวซิเรียสบี ที่มา: Fraknoi, Morrison & Wolff, 2017, p. 808 11658

14/10/6659บทที่ 3 ตัวอยางที่ 3.1 ดาวแคระขาวดวงหนึ่งมีมวลเทากับมวลของดวงอาทิตย 2x1030 กิโลกรัม แตมีระยะหางจากโลก 6.4 x 106 เมตร จงหาคาสนามโนมถวงพื้นผิวของดาวแคระขาวดวงนี้ 117บทที่ 3 โจทยลองคิด ดาวแคระขาวดวงหนึ่งมีมวลมากกวาของดวงอาทิตย8 เทาและมรีะยะหางจากโลก 150x10 6 เมตร จงหาคา สนามโนมถวงพื้นผิวของดาวแคระขาวดวงนี้ 11859

14/10/6660บทที่ 3 ดาวนิวตรอน และพัลซาร เปนดาวฤกษท่ีสิ้นอายุขัยแลวเกิดซุปเปอรโนวาซากที่เหลือคือดาว นิวตรอนที่มีความหนาแนนสูงและขนาดเล็ก ดาวนิวตรอน เปนซากแกนกลางของดาวฤกษที่มีมวลเริ่มตนระหวาง 8 - 18 เทา ของมวลดวงอาทิตยที่หลงเหลืออยูหลังจากเกิดซุปเปอรโนวา ดาว นิวตรอนมีมวลมากถึง 3 เทาของมวลดวงอาทิตยและมีขนาดเพียง 10 - 20 km โดยมคีวามหนาแนนสูงถึง 10 12 kg/cm3 ดงัภาพที่3.22 ภาพที่ 3.22 ดาวนิวตรอนในซุปเปอรโนวา puppisที่มา: Seeds & Backman, 2010, p. 323 119บทที่ 3 โดยทั่วไปดาวนิวตรอนจะสูญเสีย พลังงานไปกับการแผรังสีในรูปแบบของ การแผรังสีจากผิวดาวโดยตรง และการ แผรังสีเปนลําเนื่องจากสนามแมเหล็ก และเมื่อเวลาผานไปดาวนิวตรอนจะหมุน ชาลงเรื่อย ๆ จนหยุดหมุน และในท่ีสุดก็จะเหลือเพยีงกอนนิวตรอนที่อยูในสภาวะ ดเีจนเนอเรต ดงัภาพที่3.23 ภาพที่ 3.23 ภาพแสดงลําแสงของรังสีที่ขั้วแมเหล็กของดาวนิวตรอน ที่มา: Fraknoi, Morrison & Wolff, 2017, p. 837 12060

14/10/6661บทที่ 3 พัลซาร เปนวัตถุทองฟาขนาดเล็กเหมือนกับดาว นิวตรอนที่มีการแผคลื่นวิทยุออกมาหมุนรอบ ตัวเองเร็วมาก และมีความเขมของสนามแมเหล็ก สูงสงผลใหเกิดลํารังสแีผออกมาจากแนวขั้ว ภาพที่ 3.24 แสดงใหเห็นพัลซารเปนจุด สวางที่กึ่งกลางของวงแหวนศูนยกลาง แสดงใหเห็น วาอนุภาคไหลออกจากวงแหวนดานในความเร็ว แสงต้ังฉากกับวงแหวน กระแสของสสารและ อิเล็กตรอนปฏิสสารเคลื่อนที่ดวย ความเร็วแสง ภาพที่ 3.24 ภาพแสดงพัลซารแผรังสีเอกซจากเนบิวลาปู ที่มา: Fraknoi, Morrison & Wolff, 2017, p. 827 121บทที่ 3 หลุมดํา หลุมดําเกิดจากดาวฤกษท ี่มีมวลเร่มิตนมากกวา 18 เทาของดวงอาทิตยที่วิวัฒนาการมาเปนซุปเปอรโนวา แลว เกิดการยุบตัวของแกนกลางดวยแรงโนมถวงอยางมหาศาล ดังภาพที่ 3.25 การศึกษาหลุมดํายังเปนในทฤษฎีทาง คณิตศาสตรและหลักฐานจากการสังเกตการณการที่จะหาหลมุดํานั้นจะใชการตรวจสอบวงโคจร เพื่อหามวลของดาว ในระบบดาวคูหรอืวัดการแผรังสีเอกซจากจานรวมมวลที่อาจเกิดรอบ ๆ หลุมดํา  ภาพท่ี3.25 ภาพจําลองแรงโนมถวงของหลุมดํา ที่มา: Seeds & Backman, 2010, p. 332 12261

14/10/6662บทที่ 3 หลุมดําวตัถุแรกที่นักดาราศาสตรคาดวาจะเปนคือวัตถุในระบบดาวคูซิกนัส เอกซ-1 (Cygnus X-1) ในกลุม ดาวหงส(Cygnus) โดยถูกคนพบในปค.ศ.1971 พบวามีดาวฤกษโคจรรอบวัตถุท่ีไมสามารถมองเห็นไดมีมวล ประมาณ 4.8 – 14.7 เทาของมวลดวงอาทติยซึ่งมากกวาดาวแคระขาว หรือดาวนิวตรอน อีกทั้งยังมีการแผรังสีเอก ความเขมสงูซึ่งเปนไปไดวาเกดิจากจานรวมมวลรอบ ๆ หลุมดํา ดงัภาพที่3.26 ภาพที่ 3.26 หลมุดํา Cygnus X-1 ในกลุมดาวหงสที่มา : ดัดแปลงมาจาก Seeds & Backman, 2010, p. 334 123บทที่ 3 ดาวหาง และอุกกาบาต นักดาราศาสตรมีความเชื่อวาดาวหางนั้นเกิดขึ้นพรอม ๆ กับการกําเนิดระบบสุริยะ ซึ่งแจน ออรต (Jan oort) ไดต้งัสมมติฐานวามีกลุมดาวหางอยูรวมกันเปนทรงกลมลอมรอบดวงอาทิตยที่ระยะหาง 3x10 4 - 105 AU นิวเคลียสบาง ดวงจะถูกรบกวน ทําใหมนัโคจรเขาหาดวงอาทิตยกลายเปนดาวหาง การกําเนิดระบบสุริยะเมื่ออุณหภูมิเย็นลงยังทําใหเกิด เปนดาวหางที่โคจรรอบดวงอาทิตย และอุกกาบาตที่อยูใน อวกาศเปนจํานวนมาก ซึ่งอุกกาบาตก็ยังสามารถเกิดจากเศษ ซากของดาวหางนั้นเอง (ดังภาพที่ 3.27)ภาพท่ี3.27 ดาวหางฮัลเลย ที่มา: Fraknoi, Morrison & Wolff, 2017, p. 465 12462

14/10/6663บทที่ 3 ดาวหาง เปนวัตถุทองฟาในระบบสุริยะที่โคจรรอบดวงอาทิตยตามกฎของแรงโนมถวงสวนใหญจะเปนรูปวงรี สวนประกอบของดาวหางแบงออกเปน 3 สวน ไดแกนิวเคลียส (Nucleus) โคมา (Coma) และหาง (Tail) ดังภาพที่3.28 ภาพท่ี3.28 สวนประกอบของดาวหาง ที่มา: Fraknoi, Morrison & Wolff, 2017, p. 468 125บทที่ 3 นักดาราศาสตรคาดวานิวเคลียสของดาวหางประกอบไปดวยน้ําแข็ง คารบอนไดออกไซดมีเทนแขง็แอมโมเนีย แข็ง ฝุนและหิน และเมื่อดาวหางเคลื่อนท่ีเขาใกลดวงอาทิตยที่ระยะหางประมาณ 2 - 3 หนวยดาราศาสตรกอน น้ําแข็งจะเกิดการระเหิดกลายเปนกาซรอบ ๆ นิวเคลียสซึ่งเปนสวนของโคมา โดยสวนของโคมานี้มีขนาดเสนผาน ศนูยกลางราว 10 5 กโิลเมตร ซึ่งสวนนิวเคลียสและโคมาจะถูกเรียกรวมกันวาสวนหัวของดาวหาง ดังภาพท่ี3.29 ภาพท่ี3.29 หัวของดาวหาง ที่มา: Fraknoi, Morrison & Wolff, 2017, p. 242 12663

14/10/6664บทที่ 3 ดาวหางเมื่อเขาใกลดวงอาทิตยจะสามารถสังเกตเห็นหางของดาวหางชัดขึ้น โดยหางของดาวหางยาวถึง 1 หนวยดาราศาสตรและมีทิศช้อีอกจากดวงอาทิตยหางของดาวหางมีอยู 2 ชนิด หางฝุน (Dust tail) จะประกอบไปดวยอนุภาคของแข็งที่หลุดออกจากนิวเคลียส เม่อืสังเกตจะไมเปนเสนตรง หางแกส (Gas tail) เมื่อสังเกตจะมีลักษณะเปนเสนตรงออกจากสวนหัวของดาวหาง ผลจากรังสีจากดวงอาทิตยและลมสุริยะ แสงของสวนนิวเคลียส และหาง ฝุนของดาวหางเกิดจากการสะทอนแสงของดวงอาทิตย และแสงจากสวน โคมาและหางแกสเกดิจากการเรืองแสง ดังภาพที่3.30ภาพท่ี3.30 หางของดาวหาง ที่มา: Fraknoi, Morrison & Wolff, 2017, p. 471 127บทที่ 3 อุกกาบาต เปนกอนหินที่โคจรอยูทั่วไปในระบบสุริยะที่มีขนาดเทากับดาวเคราะหนอยขนาดเล็กราว 10 กิโลเมตร ซึ่ง อุกกาบาตขนาดใหญจะเกิดจากการชนกันของดาวเคราะหนอยสวนอุกกาบาตขนาดเล็กอาจเกิดจากการสลายตัวของ ดาวหาง เมื่ออุกกาบาตเคลื่อนที่เขามาใกลโลกที่ความสูงประมาณ 120 กิโลเมตร จะถูกแรงดึงดูดของโลกดึงดูดลงมาสูพื้นโลก ขณะที่กําลัง เคล่อืนที่ลงมาผานชั้นบรรยากาศจะถูกเผาไหมเนื่องจากการเสียดสีกับชั้นบรรยากาศสามารถสงัเกตเห็นไดอยางชัดเจนในตอนกลางคืน หรือเรยีกวาดาวตก ดังภาพที่3.31ภาพท่ี3.31 ดาวตกเจมินิดส ที่มา: สถาบันวจิัยดาราศาสตรแหงชาติ(องคกรมหาชน), 2562, หนา 25 12864

14/10/6665บทที่ 3 อุกกาบาตแบงได 3 ประเภท คือ ประเภทซิลิเกตหรือหิน ลักษณะเปนหินเกือบทั้งหมดและมีความหนาแนนต่ํา มีจํานวนมากที่สดุประเภทหิน - เหล็ก จะมีหินแทรกอยูในเนื้อเหล็ก และประเภทเหล็กจะมีความหนาแนนสูง ภาพที่ 3.32 (ก) ชิ้นสวนของอุกกาบาต Allende carbonaceous คาดวามีอายุใกลเคียงกับการกอตัวของเนบิวลา สุริยะ (ข) ชิ้นสวนจากอกุกาบาตเหล็กที่กอตัวของ Meteor Crater (ค) ชิ้นสวนของอุกกาบาต Imilac stony-iron ซึ่ง มีความสวยงามของผลึกโอลิวีนและโลหะเหล็ก ภาพที่ 3.32 ประเภทของอกุกาบาตที่มา: Fraknoi, Morrison & Wolff, 2017, p. 498 129บทที่ 3 เมื่อพิจารณาทิศทางการเคลื่อนที่ของอุกกาบาตสูโลกสามารถจําแนกประเภทได 2 ประเภท คือ ประเภทการ กระจัดกระจาย (Sporadic) มีทิศทางและเวลาในการเกิดไมแนนอน และประเภทฝนอุกกาบาต (Meteor shower) หรือเรยีกวาฝนดาวตกมีทิศทางและเวลาในการเกิดใกลเคียงกนัมาก ดังภาพที่3.33 ภาพที่ 3.33 แสดงทิศทางการเคลื่อนที่ของอุกกาบาตประเภทฝนอุกกาบาต ที่มา: Fraknoi, Morrison & Wolff, 2017, p. 492 13065

14/10/6666บทที่ 3 ดาวแปรแสง เปนวัตถุทองฟาที่มีแสงสวางเปลี่ยนแปลงตลอดเวลา ผสูังเกตจึงเห็นแสงของดาวเหลานั้นมกีารเปลี่ยนแปลง มากนอยอยูเสมอ ดาวแปรแสงพบมากในดาราจักรทางชางเผือก และดาราจักรอื่น ๆ ซึ่งถูกคนพบครั้งแรกเมื่อป ค.ศ.1569 โดยแฟบริเชียส (Fabricius) และต้ังชื่อดวงดาวนั้นวา ไมรา (Mira) ประเภทของดาวแปรแสง แบง ออกเปน 2 ประเภทใหญๆ (บญุรกัษา สนุทรธรรม, 2550, หนา 220) ดาวแปรแสงภายใน (Intrinsic variables) เปนดาวแปรแสงที่มีกระบวนการแปรแสงเกิดจากกลไกภายในดาว เชน ดาวแปรแสงประเภทเซเฟอิด (Cepheids) ดับเบิลยู เวอรจอนีส (W viginis stars) ดาวแปรแสงประเภท อาร อาร ไลรี (RR (yrea stars) และดาวเดลตา สคูที (Delta scuti variable stars) เปนตน 131บทที่ 3 โดยจากการศึกษาวิวัฒนาการของระบบดาวคู GV Leo (ศราวุฒิชูโลก และอนุชา เตยแกว, 2018) พบวาคาบวง โคจรระบบดาวคู GV Leo มีแนวโนมลดลงของคาบการ โคจรเทากับ 0.004524349151 - 0.005440856529 วินาทีตอป GV Leo มีระยะหางลดลงตามกฎของ เคป เลอร และสงผลใหมีวิวัฒนาการณมีการแตะกัน (Fill factor) ดัง ภาพที่ 3.34 ดาวแปรแสงภายนอก (Extrinsic variables) เปนดาวแปรแสงที่มีกระบวนการแปรแสงเกิดจากกลไกภายนอกของดาว เชน ระบบดาวคูแบบมองเห็นแยกกัน (Visual binary system) ระบบดาวคูแบบใกลชิด (Close binary system) และระบบดาวคูอุปราคา (Eclipsing binary stars system) เปนตน ภาพท่ี3.34 วิวัฒนาการของระบบดาวคู GV Leo ที่มา: Sarawut & Anucha, 2018, p. 1144 13266

14/10/6667บทที่ 3 ประกอบกับการศึกษาการเปลี่ยนแปลงคาบการโคจรของระบบดาวคู V1799 Ori ดังภาพที่ 3.35 แสดงใหเห็น คาบการโคจรของระบบดาวคู V1799 Ori มีการลดลงในชวงอัตรา 0.000300268 วินาทีตอป ถึง 0.000299477 วินาทีตอป จัดเปนระบบดาวคูอุปราคาประเภท W Uma ซึ่งวิวัฒนาการของระบบดาวคูดวงนี้อาจจะมีวิวัฒนาการ เหมือนกับระบบดาวคู GV Leo นั้นเอง ภาพท่ี3.35 กราฟแสงดาวคู V1799 Ori ความยาวคลื่นสีน้ําเงิน (B) สีเหลือง (V) และสีแดง (R) ที่มา: ศราวุฒิ ชูโลก, ยามีละมะโระ, และสุณีรัตนลารีนู, 2558, หนา 271 133บทสรุปประจําบทที่ 3 วัตถุทองฟาทางดาราศาสตรจะเปนวตัถุท่เีกดิขึ้นเองตามธรรมชาติเชน ดาวฤกษกระจุกดาว เนบิวลา ดาราจักร หรือ หลุมดํา เปนตน โดยสรุปดังตอไปนี้ ดาวฤกษเปนกอนพลาสมาขนาดใหญมีแหลงกาํเนิดพลังงานเทอรโมนิวเคลยีรในตัวเอง และแผรงัสีพลังงานรอบดาน มีลักษณะเปนกอนกลมเพราะแรงโนมถวงของตัวเองประกอบกับแรงดันภายใน โดยแรงทั้งสองจะอยูในสภาวะสมดุล โดยดาว ฤกษบนทองฟาถูกจัดเปนกลมุดาวเพื่อใหงายตอการศึกษา โดยมีทั้งหมด 88 กลุมดาว แตถาดาวฤกษเหลานี้อยูในบริเวณที่ใกลกันจะเรียกวา กระจุกดาว ซึ่งแบงออกเปน 2 ประเภท ไดแกกระจุกดาวเปด และกระจุกดาวทรงกลม เนบิวลาเปนกลมุกาซและฝุนในอวกาศที่เกิดจากการระเบิดของดาวฤกษและเนบิวลายังสามารถกอตัวเปนดาวฤกษไดอีกดวย โดยเนบิวลาแบงออกเปน 2 ชนิดใหญๆ คือ เนบิวลาดาวเคราะหและเนบวิลาฟุงกระจาย โดยเนบิวลาฟุงกระจายก็ยัง แบงออกเปน 2 ประเภทยอย ๆ ไดแกเนบิวลาสวาง และเนบิวลามืด ดาราจักรเปนบริเวณที่ประกอบไปดวยดาวฤกษนับแสนลานดวงที่อาศัยอยูรวมกัน และภายในดาราจักรยังประกอบไป ดวยกระจุกดาว ดาวแปรแสง เนบิวลา กาซ ฝุน และที่วางระหวางดาว สามารถแบงประเภทดาราจักรตามลักษณะไดเปน 4 ประเภท ไดแกดาราจักรแบบวงรีดาราจักรแบบกังหัน ดาราจักรแบบไรรูปราง และดาราจกัรกมมันตะ ัควอซารและเบลซารเปนวัตถุที่มีการแผพลังงานสูง ที่มีคาความสวางเปลี่ยนแปลงอยางชัดเจนอยูที่แกนของดาราจักร เซยเฟรท 13467

14/10/6668บทสรุปประจําบทที่ 3 ดาวแคระขาวเปนซากของดาวฤกษมวลนอยกวา 8 เทาของมวลดวงอาทิตย ประกอบไปดวยธาตุคารบอน หรือ ออกซิเจนที่สภาวะดีเจนเนอเรตเปนสวนใหญ โดยทั่วไปมีมวล 1.4 เทาของดวงอาทิตย และขนาดเสนผานศูนยกลาง 10,000 กิโลเมตร ดาวนิวตรอนเปนซากแกนกลางของดาวฤกษที่มีมวลเริ่มตนระหวาง 8 - 18 เทาของมวลดวงอาทิตย ที่หลงเหลืออยู หลังจากเกิดซุปเปอรโนวา ดาวนิวตรอนเปนดาวที่มีความหนาแนนสูง ประกอบไปดวยนิวตรอนที่อัดแนน พัลซารเปนวัตถุทองฟาขนาดเล็กเหมือนกับดาวนิวตรอน แตมีการแผคลื่นวิทยุออกมาเปนจังหวะ แลวมีการหมุนรอบ ตัวเองเร็วมาก มีความเขมของสนามแมเหล็กคอนขางสูง โดยสนามแมเหล็กที่มีความเขมสูงสงผลใหเกิดลํารังสีแผออกมาจาก แนวขั้ว หลุมดําเปนวตัถุทองฟาที่มีขนาดเปนศูนยแตมีมวลเปนอนันตโดยหลุมดําจะเกิดจากดาวฤกษที่มีมวลเริ่มตนมากกวา 18 เทาของดวงอาทิตยที่วิวัฒนาการเปนซุปเปอรโนวา แลวเกิดการยุบตัวของแกนกลางดวยแรงโนมถวงอยางมหาศาล ดาวแปรแสงเปนวัตถุทองฟาที่มีแสงสวางเปลี่ยนแปลงตลอดเวลา ผูสังเกตจึงเห็นแสงของดาวเหลาน้ันมีการ เปลี่ยนแปลงมากนอยอยูเสมอ ดาวแปรแสงพบมากในดาราจักรท่ัวไป ซึ่งดาวแปรแสงสามารถแบงออกเปน 2 ประเภท คือ ดาวแปรแสงภายใน และดาวแปรแสงภายนอก 135แบบฝกหัดทายบทที่ 3 1. จงอธบิายความแตกตางระหวางดาวฤกษกับดาวเคราะห 2. ในแตละชวงเดือน ดวงอาทิตยจะอยทูี่ตําแหนงของกลุมดาวใดบาง 3. จงอธิบายความแตกตางของกระจกุดาวเปดกับกระจุกดาวทรงกลม 4. เพราะเหตุใดเนบิวลาจะสามารถวิวัฒนาการเปนดาวฤกษได 5. จงอธิบายโครงสรางของดาราจักรแบบกังหัน 6. ดาราจักรแบบกัมมันตะมีลักษณะเดนอยางไร 7. เราจะสามารถรูวาที่ใดมีหลุมดําไดอยางไร 8. หางของดาวหางเกิดขึ้นไดเพราะสาเหตุใด 9. จงอธิบายคุณสมบัติทั่วไปของควอซาร และควอซารเหมือนหรือแตกตางจากดาราจักรอยางไร 10. ดาวแปรแสงภายในและระบบดาวคูตางกันหรือเหมือนกัน อยางไร 13668

14/10/6669เอกสารอา  งองิประจําบทที่3 บุญรักษา สุนทรธรรม. (2550). ดาราศาสตรฟสิกส. (พมิพครั้งที่1). เชียงใหม: หนวยพิมพเอกสารวิชาการ คณะ วิทยาศาสตร มหาวิทยาลัยเชียงใหม.วิภู รุโจปการ. (2557). เอกภพ เพื่อความเขาใจในธรรมชาตขิองจักรวาล. (พิมพครั้งที่ 12). กรุงเทพฯ: นามมีบุค พับลิเคชั่นส.ศราวุฒิชโูลก, ยามีละ มะโระ, และสณุีรตันลารีนู. (2558). การศึกษาการเปลี่ยนแปลงคาบการโคจรของระบบ ดาวคู V2799 Ori. วารสารมหาวิทยาลัยทกัษิณ, 18(23), 265-272. สถาบันวิจัยดาราศาสตรแหงชาติ (องคกรมหาชน). ดาวตกเจมนิิดส.  สืบคน 21 สิงหาคม 2561, จาก http://www.narit.or.th 137เอกสารอา  งองิประจําบทที่3 Fix, D. (2006). Astronomy Journey to The Cosmic Frontier. (4th ed.). New York: Mc Graw Hill Higher Education. Fraknoi, A., Morrison, D., & Wolff, C. (2017). Astronomy. Texas: OpenStax. Sarawut, C., & Anucha, T. (2018). Analysis of Structure and Evolution of Binary System GV Leo. Journal of Physics. 1144. Seeds, A., & Backman, E. (2010). Astronomy: The Solar System and Beyond. (6th ed.). California: Nelson Education, Ltd. 13869

14/10/6670บทที่ 4 แผนบริหารการสอนประจําบท ดาวฤกษ อาจารยวรีวัฒน อินทรทั ต แผนบริหารการสอนประจําบท เนื้อหา/สาระการเรียนรู 1. สมบัติของดาวฤกษ 2. การแผพลังงานของดาวฤกษ 3. ความสวางและโชติมาตรของดาวฤกษ 4. สีและดัชนีสี 5. สเปกตรัมของดาวฤกษ 6. แผนภูมิเอช-อาร 7. วิวัฒนาการของดาวฤกษ บทสรุปประจําบทที่ 4 แบบฝกหัดทายบทที่ 4 เอกสารอางอิงประจําบทที่ 4 14070

14/10/6671แผนบริหารการสอนประจําบท วัตถปุระสงคเชงิพฤติกรรม 1. ผูเรียนสามารถอธิบายสมบัติของดาวฤกษได 2. ผูเรียนสามารถอธิบายหลักการการแผพลังงาน คาความสวางและโชติมาตรของดาวฤกษได 3. ผูเรียนสามารถอธิบายสีดัชนีสีและสเปกตรัมของดาวฤกษได 4. ผูเรียนสามารถอธิบายแผนภูมิเอช – อาร และวิวัฒนาการของดาวฤกษได 5. ผูเรียนสามารถคํานวณหาคา ปริมาณตางๆ ของดาวฤกษเชน ระยะทาง การเคลื่อนที่โชติมาตร ของดาวฤกษได 6. ผูเรียนสามารถอธิบายความรูสกูารวิจยัดาวฤกษได 141แผนบริหารการสอนประจําบท วิธสีอนและกิจกรรมการเรียนการสอนประจาํบท 1. ผูสอนสนทนากับผูเรียนถึงความรูความเขาใจเบื้องตนเกี่ยวกับดาวฤกษโดยสุมถามผูเรียนในช้นัเรียน 2. ผูสอนบรรยายหัวขอสมบัติของดาวฤกษ การแผพลังงานของดาวฤกษ ความสวางและโชติมาตรของดาว ฤกษ สีและดัชนีสี สเปกตรัมของดาวฤกษ แผนภูมิเอช-อาร และวิวัฒนาการของดาวฤกษ แลวใหผูเรียนรวมกัน อภิปราย 3. ผูสอนใหผูเรียนฝกปฏิบัติการสังเกตดาวฤกษในภาคกลางคืน 4. ผูสอนใหผูเรียนแตละคนอธิบายผลจากการสังเกตดาวฤกษในประเด็นดังนี้ - สีและดัชนีสี - ความสวาง - สเปกตรัมของดาว - วิวัฒนาการ (อธิบายผลจากการสังเกตดาวฤกษของแตละคน) 5. ผูสอนมอบหมายงานใหผูเรียนทําแบบฝกหัดทายบท 14271

14/10/6672แผนบริหารการสอนประจําบท สื่อการเรยีนการสอน 1. เอกสารประกอบการสอน บทที่ 4 2. Power point 3. คลิปวิดีโอ 4. แผนที่ดาว 5. แบบฝกหัดทายบท 143แผนบริหารการสอนประจําบท การวัดและประเมินผล 1. สังเกตความตั้งใจเรียน และการมีสวนรวมในกิจกรรมการเรียนการสอน 2. พิจารณาการอภิปรายแลกเปลี่ยนความรใูนหองเรียน 3. พิจารณาและตรวจผลการฝกปฏิบัติการสังเกตดาวฤกษ 4. ตรวจแบบฝกหัดทายบท 14472

14/10/6673บทที่ 4 เนื้อหา ดาวฤกษ อาจารยวรีวัฒน อินทรทั ต บทที่ 4 ดาวฤกษ สมบัตขิองดาวฤกษ การแผพลงังานของดาวฤกษ ความสวางและโชติมาตรของดาวฤกษ สีและดัชนีสี สเปกตรัมของดาวฤกษ แผนภมูิเอช - อาร วิวัฒนาการของดาวฤกษ 14673

14/10/6674บทที่ 4 ดาวฤกษ ดาวฤกษเปนกอนสสารขนาดใหญที่รวมตัวกันตามกฎแรงโนมถวงระหวางอะตอมของสสาร ประกอบดวย กาซไฮโดรเจนและฝุนในอวกาศ ยุบตัวลงและเกิดการหมุนวนทาํ ใหดาวฤกษมีการหมุนรอบตัวเอง เมื่อแกนกลางของดาวฤกษจะมีอุณหภูมิจนทําให เกิดปฏิกิริยาเทอรโมนิวเคลียรฟวชันสงแรงดันออกมา เมื่อ ความโนมถวงที่เกิดขึ้นและแรงดันภายในจากแกนกลางของ ดาวฤกษอยูในสภาวะสมดุลทําใหดาวฤกษเปนทรงกลม เชน ดวงอาทิตย ดังภาพที่ 4.1 ภาพที่ 4.1 วิวฒันาการกําเนิดดาวฤกษ(เนบิวลาสุริยะ) ที่มา: ดดัแปลงจาก Seeds & Backman, 2010, p. 117 147บทที่ 4 สมบัติของดาวฤกษ ระยะทางของดาวฤกษ การหาระยะทางของดาวฤกษมีความสาํคัญมาก เพราะเปนตัวชี้วัดถงึขนาดของเอกภพ และความสามารถของ เครื่องมือท่จีะสังเกตการณดานดาราศาสตรการหาระยะทางของดาวฤกษจะใชวิธีแพรัลแลกซ(Parallax) ดังภาพที่4.2 การหาระยะทางของดาวฤกษดวยวิธีแพรัลแลกซจะอาศัยการ สังเกตดาวฤกษศึกษาเทยีบกับดาวฤกษที่เปนฉากหลังขณะที่โลกโคจรรอบ ดวงอาทิตยครึ่งรอบ โดยสามารถหาระยะทางของดาวฤกษไดดังสมการ ภาพที่ 4.2 แพรัลแลกซของดาวฤกษ ที่มา: Bennett & Shostak, 2012, p. 23 14874

14/10/6675บทที่ 4 การหาระยะทางของดาวฤกษดวยวิธีแพรัลแลกซจะเปนวิธีที่หาระยะทางของดาวฤกษที่อยู ใกลเทานั้น โดยดาวท่มีีแพรัลแลกซมากที่สุด คือ ดาวพรฮกซิมา เซนทอรี (Proxima Centauri) โดย มีมุมแพรัลแลกซ0.765 พิลปิดาคํานวณระยะทางได4.3 ปแสง แตสําหรับดาวฤกษท่ีมีระยะไกลเกิน 300 พารเซก จะหาโดยวธิีแพรัลแลกซไมได (บุญรักษา สุนทรธรรม. 2532: 234) (4.1) 149บทที่ 4 ตัวอยางที่ 4.1 ในการสังเกตการณกระจุกดาวเดลตา ทาวริ( ) สามารถวัดมุมแพรัลแลกซได 0.025 ฟลิปดา กระจุกดาวเดลตา ทาวริอยูหางจากผูสังเกตประมาณเทาใด 15075

14/10/6676บทที่ 4 การเคลื่อนที่ของดาวฤกษ การพิจารณาการเคลื่อนที่ของดาวฤกษ จะ พจิารณาอยูใน รูป Space motion หรือเรียกอีกอยาง วาการเคลื่อนที่ ของดาวฤกษในอวกาศ ซึ่งแยก พิจารณาเปน 2 แนว คือ การเคลื่อนที่ในแนวขวาง (Transverse motion) และการเคลื่อนที่ในแนวเล็ง (Radial motion) ดังภาพที่ 4.3 ผูสังเกตการณ ภาพที่ 4.3 การเคลื่อนท่ขีองดาวฤกษ 151บทที่ 4 การเคลื่อนที่ในแนวขวาง เรียกอีกอยางหนึ่งวาความเร็วตามขวางของดาวฤกษจะระบุอยูในเทอมของการ เคล่อืนที่เฉพาะ (Proper motion) มีนิยามวาเปนการเปลี่ยนตําแหนงเชิงมุมของดาวฤกษในเวลา 1 ปเทียบกับดวง อาทิตย หาไดจากสมการ 4.2 (4.2) 15276