สื่อการสอน เรื่อง เอกภพและกาแล็กซี

àÍ¡À¾áÅСÒáÅ¡ç «Õ

àÍ¡À¾



เอกภพ (universe) คือ ห้วงอวกาศอันกว้างใหญ่ไพศาลซึ่ง
ประกอบด้วยกาแล็กซีที่มีดวงดาวอยู่ รวมกันนับแสนล้านดวง
เนบิวลา หลุมดำ รวมถึงที่ว่างระหว่างดวงดาว เอกภพมีความหมาย
ว่า โลกที่เป็นหนึ่งเดียว ทุกสิ่งทุกอย่างในธรรมชาติล้วนเป็นหนึ่ง
เดียวกันหรือมีต้นกำเนิดจากสิ่งเดียวกัน นักวิทยาศาสตร์ส่วนใหญ่
เชื่อว่า เอกภพเกิดขึ้นจากการขยายตัวของจุดเล็กๆ ที่มีความร้อนและ
ความหนาแนน่ สงู เมือ่ ประมาณ 13,700 ลา้ นปกี อ่ น

จากการศึกษาทางด้านจักรวาลวิทยาเพื่อไขปัญหาว่าเอกภพ
เกิดขึ้นได้อย่างไรนั้น ได้มีผู้เสนอทฤษฎีที่ใช้ อธิบายถึงการกำเนิด
เอกภพหลายทฤษฎีด้วยกัน เช่น ทฤษฎีบิกแบง (big bang theory)
ทฤษฎีสภาวะคงตัว (steady state theory) ทฤษฎีเอกภพแกว่งกวัด
(oscillating universe theory) ในปัจจุบันทฤษฎีที่ได้รับการยอมรับ
มากที่สดุ คอื ทฤษฎบี กิ แบง

ทฤษฎีบิกแบง (big bang theory) โดย ฌอร์ณ เลอเมตร์ นักดารา
ศาสตร์ชาวเบลเยี่ยม “เมื่อประมาณ 13,700 ล้านปีก่อน จุดเริ่มต้นของเวลาและ
เอกภพกำเนิดขึ้นจากจุดเล็กๆ ที่มีสภาวะร้อนจัดและมีความหนาแน่นสูงมากเกิด
การขยายตัว เมื่อเวลาผ่านไปเอกภพมีวิวัฒนาการจนเกิดสสารต่าง ๆ เกิดกาแล็กซี
ดาวฤกษ์ ระบบสรุ ิยะ โลก รวมถึงสิ่งมีชีวิตต่าง ๆ บนโลก”

เอ็ดวิน ฮบั เบิล (Edwin Hubble) ได้สังเกตว่า กาแล็กซี
ส่วนใหญ่กำลังเคลื่อนที่ออกจากโลกและกาแล็กซี่ที่ยิ่งอยู่ไกลมากๆ
ก็ย่งิ มคี วามเร็วในการเคลอ่ื นทอี่ อกจากโลกมากขึ้น

หมายความว่า เอกภพยังคงขยายตัวและเป็นไปตามแนวคิด
เลอเมตร์ หากมองย้อนกลับไปยังจุดเริ่มต้นเอกภพจะต้องมีขนาด
เล็กมาก มีความหนาแน่นและอุณหภูมิสูงมากเป็นอนันต์และเกิด
บกิ แบงขึ้นซงึ่ เป็นจุดเรมิ่ ตน้ ของทุกสง่ิ ทกุ อย่าง

จอรจ์ กามอฟ นักฟิสกิ ส์ชาวอเมริกนั ได้เสนอว่า

ธาตุในเอกภพเกิดจากการรวมกันของอนุภาคมูลฐาน เช่น
ควาร์ก โฟตอน อิเล็กตรอน นิวตริโน ในอัตราส่วนที่เหมาะสมทำให้
เกิดไอโซโทปของธาตุไฮโดรเจน หลังจากนั้นเมื่อเกิดปฏิกิริยา
เทอร์มอนิวเคลียร์ฟิวชนั (thermonuclear fusion) จึงเกิดธาตุที่หนัก
ขึ้นและเมื่อศึกษาเกี่ยวกับปริมาณของธาตุในเอกภพ พบว่า มีธาตุ
ไฮโดรเจนประมาณรอ้ ยละ 75 และธาตุฮีเลยี มประมาณรอ้ ยละ 24



ËÅ¡Ñ °Ò¹·ÕèʹºÑ ʹع·Äɮպԡầ

1. การขยายตัวของเอกภพ (expansion of the universe)
เอ็ดวิน พาวเวลล์ ฮบั เบิล ศึกษาความสัมพันธ์ระหว่างระยะห่างของ
กาแล็กซีกับการเลื่อนทางแดงโดยใช้ปรากฏการณ์ดอปเพลอร์และ
เสนอเป็นกฎของฮบั เบิล (Hubble’s law)

ËÅ¡Ñ ¡Òâͧ´Í»à¾ÅÍÏ

ถ้ากาแล็กซีเคลื่อนที่ออกจากผู้สังเกตความยาวคลื่นแสง
จากกาแล็กซีจะเพิ่มมากขึ้น โดยเลื่อนไปทางแสงสีแดงซึ่งมีความ
ยาวคลื่นมาก เรียกว่า การเลื่อนทางแดง (redshift) ถ้ากาแล็กซี
เคลื่อนที่เข้าหาผู้สังเกตความยาวคลื่นแสงจะลดน้อยลง
โดยเลื่อนไปทางแสงสีน้ำเงินซึ่งมีความยาวคลื่นน้อย เรียกว่า
การเลอื่ นทางนำ้ เงนิ (blueshift)

2. ¡Ò䌹¾ºÃѧÊÕäÁâ¤ÃàÇ¿¾¹é× ËÅ§Ñ (microwave cosmic background)

อาร์โน เพนเซียส และรอเบิร์ต วลิ สนั นักฟิสิกส์ชาวอเมริกัน
ได้ทดสอบเครื่องรับสัญญาณวิทยุความไวสูง พบว่า เครื่องรับ
สัญญาณได้รับสัญญาณวิทยุในย่านไมโครเวฟ รบกวนอยู่ตลอดเวลา
โดยไม่ทราบทิศทางและที่มาของแหล่งกำเนิด ยังคงพบสัญญาณ
ไมโครเวฟท่ีมีความสมำ่ เสมออยตู่ ลอดเวลา

ภายหลังตรวจสอบได้ว่าสัญญาณดังกล่าวเป็นรังสีพื้นหลังของ
เอกภพซึ่งเกิดจากบิกแบงและมีอุณหภูมิเท่ากับอุณหภูมิของเอกภพ
คือ 2.725 เคลวนิ

การค้นพบโดยบังเอิญนี้ได้สนับสนุนแนวคิดของจอร์จ กามอฟ
ที่ทำนายว่า ถ้าเอกภพเกิดขึ้นจากบิกแบงที่ร้อนมาก ๆ จะต้องมีร่องรอย
ที่ยังหลงเหลือปรากฏอยู่ในเอกภพปัจจุบัน เมื่อเอกภพขยายตัวและ
เย็นลงจะทำให้แสงจากบิกแบงมีความยาวคลื่นมากขึ้นจนอยู่ในช่วง
ไมโครเวฟและมีอณุ หภมู ิประมาณ 2.725 เคลวนิ

¡ÒáÅ¡ç «Õ

กาแล็กซี (galaxy) หรือ ดาราจักร คอื กลุ่มของดาวฤกษ์นับแสนล้านดวง
รวมถึงเนบิวลาและสสารระหว่างดวงดาวที่ประกอบด้วยแก๊ส ฝุ่น และสสารมืด
รวมกันอยู่ด้วยแรงโน้มถ่วง กาแล็กซีมีขนาดแตกต่างกันตั้งแต่กาแล็กซีแคระที่มี
ดาวฤกษ์ประมาณสิบล้านดวงไปจนถึงกาแล็กซีขนาดยักษ์ที่มีดาวฤกษ์ถึงล้านล้าน
ดวง ในกาแล็กซีหนึ่งๆ จะประกอบด้วยระบบดาวฤกษ์ กระจุกดาว เนบิวลา และ
สสารระหว่างดวงดาว ซึ่งดวงอาทิตย์เป็นดาวฤกษ์ดวงหนึ่ง ในกาแล็กซีทาง
ช้างเผอื กและเป็นศนู ย์กลางของระบบสรุ ิยะ

กาแล็กซีแต่ละกาแล็กซีไม่ได้กระจายอยู่ทั่วไปในเอกภพ แต่จะยึดกันด้วยแรงโน้มถ่วง
และอยรู่ วมกันเป็นกลุม่ เรียกวา่ กลมุ่ กาแลก็ ซี (galaxy group) เป็นโครงสรา้ งของกาแล็กซที ่ี
มรี ะดับเล็กท่สี ดุ และพบไดม้ ากที่สดุ ในเอกภพ

กลุ่มกาแล็กซีมีโครงสร้างในระดับที่ใหญ่ขึ้นเรียกว่า กระจุกกาแล็กซี (galaxy cluster)
ซ่ึงประกอบด้วยกาแลก็ ซีมากกวา่ 2,000 กาแล็กซี โดยส่วนใหญเ่ ป็นกาแลก็ ซรี ีขนาดยักษ์

ส่วนโครงสรา้ งทีใ่ หญ่ทีส่ ดุ ในเอกภพ เรยี กว่า ซูเปอร์คลสั เตอร์ (supercluster)
ซง่ึ ประกอบด้วยกลุม่ กาแลก็ ซี กระจกุ กาแล็กซี และกาแลก็ ซเี ดีย่ ว

»ÃÐàÀ·¢Í§¡ÒáÅç¡«Õ

เอ็ดวิน พาวเวล ฮับเบิล
ได้จัดแบ่งประเภทของกาแล็กซี
ตามรูปร่างของกาแล็กซี เรียกว่า
ลำดับฮับเบิล หรือ ส้อมเสียง
ของฮับเบิล (Hubble turning
fork) โดยแบ่งออกเป็นประเภท
ตา่ ง ๆ ดังนี้



1. กาแล็กซีรี (elliptical galaxy : E)

เป็นกาแล็กซีที่มีรูปทรงรี ใช้สัญลักษณ์ E ตาม
ด้วยตัวเลข แสดงถึงความรีของรูปทรง เริ่มตั้งแต่ E0
มีลักษณะค่อนข้างกลม จนถึง E7 มีลักษณะเรียวยาว
กาแล็กซีชนิดนี้มีการกระจายแสงอย่างสม่ำเสมอ
มีโครงสร้างไม่ซับซ้อน มีสสารระหว่างดวงดาวน้อย
มีกระจุกดาวเปิดค่อนข้างน้อยและมีอัตราการเกิดดาว
ฤกษ์ใหม่ต่ำ ส่วนใหญ่มีดาวฤกษ์ที่มีอายุมากเป็น
สมาชิก ตัวอย่าง เช่น ESO 325-G004 M32 ในกลุ่ม
ดาว แอนดรอเมดา IC 1101 ในกลุ่มดาวหญิงสาว และ
NGC 5128 ในกล่มุ ดาวคนครง่ึ ม้า

กาแล็กซีกน้ หอย แบง่ ออกเปน็ 2 ชนิด ดงั น้ี
1. กาแล็กซีก้นหอย (spiral galaxy : S) กาแล็กซีที่
ประกอบด้วยแถบจานหมุนของดาวฤกษ์และสสารระหว่าง
ดาว มีดุมโป่งนูนบริเวณกึ่งกลาง ประกอบด้วยดาวฤกษ์ท่ี
หนาแน่น เรียกว่า ดุมกาแล็กซี ถัดจากดุมตรงกลางเป็น
แขนสว่างทอดออกไปสู่ด้านนอก ส่วนมากมักเป็นแขน
กังหันสองข้าง ใช้สัญลักษณ์ S ตามด้วยตัวอักษร a, b
หรือ c ซึ่งใช้บอกลักษณะแขนของกาแล็กซีและขนาดของ
ดมุ กาแล็กซี เชน่ M 81 ในกล่มุ ดาวหมใี หญ่

2. กาแล็กซีก้นหอยมีคาน (barred spiral galaxy
: SB) เป็นกาแล็กซีที่มีลักษณะเช่นเดียวกับกาแล็กซีก้น
หอย แต่มีโครงสร้างคล้ายคานยื่นออกมาจากดุม
กาแล็กซีทั้ง 2 ด้าน และมีแขนรูปกังหัน ใช้สัญลักษณ์
SB ตามด้วยตัวอักษร a, b หรอื c ซง่ึ ใชบ้ อกลกั ษณะ
แขนของกาแล็กซี เช่น กาแล็กซีทางช้างเผือก กาแล็กซี
NGC 1300 ในกลุ่มดาวแม่น้ำ และ กาแล็กซี NGC 1365
ในกลุ่มดาวเตาอบ

3. กาแล็กซีไร้รูปแบบ (irregular galaxy: Irr) เป็น
กาแล็กซีที่ไม่มีรูปร่างชัดเจน กาแล็กซีชนิดนี้ที่รู้จักกันมาก
คอื เมฆแมกเจลแลนใหญ่ (large cloud of magellan)
มีขนาด 15,000 ปีแสง อยู่ห่างจากดวงอาทิตย์ 180,000
ปแี สง ซ่งึ อยู่ในกลุ่มท้องถิ่นเดยี วกบั กาแลก็ ซที างช้างเผือก

กาแล็กซีทางช้างเผือก (milky way galaxy) เป็นท่ี
อยู่ของระบบสุริยะและโลกจัดอยู่ในกาแล็กซีก้นหอยมี
คาน (SBc) มีดาวฤกษ์อยู่ประมาณ 100,000-400,000
ล้านดวง ดวงอาทิตย์จะอยู่บริเวณแขนข้างหนึ่งของ
กาแล็กซี ซึ่งอยู่ห่างจากศูนย์กลางของกาแล็กซีประมาณ
30,000 ปีแสง และหมนุ รอบศูนย์กลางไปตามแขนกลุ่ม
ดาวนายพรานแขนของกาแล็กซีทางช้างเผือก
ประกอบด้วยฝุ่น แก๊ส และดาวฤกษ์ที่มีอายุน้อยเป็นส่วน
ใหญ่ จงึ ทำให้มสี ีนำ้ เงินและดูสวา่ ง

กาแล็กซีทางช้างเผือกมีโครงสร้างที่ประกอบด้วย
ส่วนสำคญั 3 สว่ น ไดแ้ ก่ นวิ เคสยี ส จาน และฮาโล

นิวเคลียสหรือดุมดาราจักรจะอยู่บริเวณใจกลางของ
กาแลกซี มีดาวฤกษ์อยู่จำนวนมาก บริเวณจานเป็นส่วน
ของแขนกาแล็กซีและดาราจักรเป็นทรงกลมที่ล้อมรอบ
กาแล็กซี ประกอบด้วยแก๊สร้อน ดาวฤกษ์ที่มีอายุมากและ
สสารมืด

กาแล็กซีทางช้างเผือกเป็นสมาชิกอยู่ใน
โครงสร้างที่เรียกว่า กลุ่มกาแล็กซีเพื่อนบ้าน
หรือ กลุ่มท้องถิ่น (local group) จัดเป็นกลุ่ม
กาแล็กซีขนาดเล็ก มีเส้นผ่านศูนย์กลาง
ประมาณ 1 เมกะพาร์เซก กาแล็กซีทางช้างเผือก
และกาแล็กซีแอนดรอเมดาเป็นกาแล็กซีที่สว่าง
ทส่ี ดุ ในกลุม่ นี้

´ÒÇġɏ

ดาวฤกษ์ (star) คือ วัตถุท้องฟ้าที่เป็นก้อน แก๊สร้อนขนาด
ใหญ่รูปทรงกลมดาวฤกษ์ที่มีอายุน้อยจะมีองค์ประกอบส่วนใหญ่
เป็นแก๊สไฮโดรเจน ซึ่งเป็นเชื้อเพลิงในการเกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์
ฟิวชันที่แก่นของดาว ทำให้เกิดแสงสว่างและพลังงานอันมหาศาล
ดาวฤกษ์ส่วนใหญ่อยู่รวมกันต้ังแต่ 2 ดวงขน้ึ ไปดว้ ยแรงโนม้ ถว่ ง
เรียกว่า ระบบดาวฤกษ์ (star system) โดยดาวฤกษ์ 2 ดวงท่ี
โคจรรอบกันและกัน เรียกว่า ดาวคู่ (binary stars) ส่วนดาวฤกษ์
ท่อี ยูร่ วมกนั เป็นจำนวนมาก เรยี กวา่ กระจกุ ดาว (cluster)

ÇÔÇ²Ñ ¹Ò¡Òâͧ´ÒÇġɏ

วิวัฒนาการของดาวฤกษ์เริ่มต้นขึ้น เมื่อเมฆโมเลกุลที่มีความ
หนาแน่นยุบตัวลงด้วยแรงโน้มถ่วง ทำให้มีความหนาแน่นมากขึ้นจน
กลายเป็นแก๊สที่ร้อนจัดและหมุนเป็นรูปทรงกลม เรียกว่า ดาวฤกษ์
ก่อนเกิด (protostar) การยุบตัวของดาวฤกษ์ก่อนเกิดจะดำเนินไป
อย่างต่อเนื่องทำให้อุณหภูมิบริเวณแก่นของดาวร้อนขึ้น แก๊สและฝุ่น
ทอี่ ยู่รอบๆ อาจยุบตัวรวมกันเปน็ ดาวเคราะห์ท่ีโคจรรอบดาวฤกษ์น้ัน

เมื่อบริเวณแก่นของดาวมีอุณหภูมิสูงถึง 15 ลา้ นเคลวิน จะทำให้
เกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันหลอมนิวเคลียสของธาตุไฮโดรเจนให้
กลายเป็นนิวเคลียสของธาตุฮีเลียมและเกิดเป็นดาวฤกษ์โดยสมบูรณ์
และปลดปล่อยพลังงานในรูปของแสงและความร้อนจำนวนมหาศาล
ออกมา พลังงานที่ปลดปล่อยจากปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันที่แก่นของ
ดาวจะทำให้เกิดแรงดันบนผิวดาวที่สมดุลกับแรงโน้มถ่วงของดาวฤกษ์
เรียกว่า สภาวะสมดุลอุทกสถิต (hydrostatic equilibrium) ทำให้
ดาวมคี วามเสถียรและไมเ่ กิดการยบุ ตวั เน่อื งจากแรงโนม้ ถว่ ง

ÇÔÇ²Ñ ¹Ò¡ÒÃáÅÐÍÒÂ¢Ø Í§´ÒÇġɨ ТéÖ¹ÍÂً¡ºÑ ÁÇŢͧ´ÒÇ

1. ดาวฤกษ์มวลน้อย (low mass stars) เป็นดาวฤกษ์ที่มีมวล
มากกว่า 0.08 เท่า แต่น้อยกว่าหรือเท่ากับ 9 เท่าของมวลดวงอาทิตย์
ดาวประเภทนี้จะเผาผลาญเชื้อเพลิงอย่างชา้ ๆ มีอายุยาวนานถึง 1,000-
10,000 ล้านปี เมื่อเชื้อเพลิงไฮโดรเจนหมดลงปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชัน
ของธาตุไฮโดรเจนที่แก่นของดาวสิ้นสุดลง แก่นฮีเลียมและเปลือกของ
ดาวที่เป็นไฮโดรเจนจะยุบตัวเกิดการเผาผลาญไฮโดรเจนรอบแก่นดาวจะ
ขยายขนาดขึน้ เป็น ดาวยกั ษแ์ ดง (red giant star)

เมื่อแก่นดาวร้อนขึ้นจนกระทั่งอุณหภูมิสูงถึง 100 ลา้ นเคลวนิ
ฮีเลียมที่แก่นดาวจะเริ่มเกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์อุณหภูมิของดาวจะสูงขึ้น
กอ่ นจะขยายตวั เป็น ดาวยกั ษ์ใหญส่ แี ดง (red supergiant star)

เมื่อแก่นของดาวกลายเป็นธาตุหนัก ดาวจะเสียสมดุลทำให้
เปลือกดาวขยายตัวออกไปเป็น เนบิวลาดาวเคราะห์ (planetary
nebula)

แก่นของดาวจะยุบตัวลงกลายเป็นดาวแคระขาวที่มีอุณหภูมิสูง
โดยแผ่รังสีในช่วงอัลตราไวโอเลตออกมาจากนั้นดาวจะค่อยๆ เย็นตัวลง
จนมดื และดับไป

2. ดาวฤกษ์มวลมาก (massive stars) เป็นดาวฤกษ์ที่มีมวล
มากกว่า 9 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ ส่วนดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่า 18
เท่าของมวลดวงอาทิตย์ขึ้นไปจะเรียกว่า ดาวฤกษ์มวลยิ่งยวด
(supermassive stars) ดาวฤกษ์ที่มีมวลมากจะยิ่งเผาผลาญเชื้อเพลิง
อย่างรวดเร็ว ทำให้มีช่วงชีวิตสั้นมาก เช่น ดาวฤกษ์ที่มีมวล 10 เท่าของ
มวลดวงอาทิตย์ จะมีอายุประมาณ 32 ล้านปี ส่วนดาวฤกษ์ที่มีมวล 60
เท่าของดวงอาทิตย์ จะมีอายุเพียง 3 ล้านปี หลังจากนั้นดาวจะกลาย
สภาพเปน็ ดาวยกั ษใ์ หญ่สีแดง (red supergiat star)

และจะเกิดปฏิกิริยาฟิวชันของธาตุที่หนักขึ้นลำดับถัดไปเรื่อยๆ
เมื่อแก่นของดาวกลายเป็นธาตุเหล็กซึ่งมีความหนาแน่นสูง จะเกิด
แรงโน้มถ่วงที่มากขึ้นจนเอาชนะแรงดันที่ผิวดาว ดาวจะเสียสมดุล
และเกิดการยุบตัวด้วยแรงโน้มถ่วง แล้วระเบิดอย่างรุนแรง เรียกว่า
ซูเปอร์โนวา (supernova) หรือ มหานวดารา หลังจากระเบิดดาว
ฤกษ์มวลมากจะกลายเป็นดาวนิวตรอนส่วนดาวฤกษ์มวลยิ่งยวดจะ
กลายเป็นหลุมดำ



ÊÕ Í³Ø ËÀÁÙ Ô áÅÐÍÒÂآͧ´ÒÇġɏ

ดาวฤกษ์แต่ละดวงมีสีที่แตกต่างกัน ซึ่งสีของดาวมี
ความสัมพันธ์กับอุณหภูมิและอายุของดาวฤกษ์ สีของดาวฤกษ์ท่ี
ปรากฏใหเ้ หน็ นน้ั จะอย่ใู นช่วงความยาวคลน่ื ทแี่ ผ่ออกมามากทีส่ ุด

ดาวฤกษ์มวลมากจะแผ่คลื่นแม่เหล็กไฟฟ้ามากที่ช่วงความ
ยาวคล่นื สั้น

ดาวฤกษ์มวลน้อยจะแผ่คลื่นแม่เหล็กไฟฟ้ามากที่ช่วงความ
ยาวคลน่ื ยาว

การแผ่คลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าที่แตกต่างกัน ทำให้สีของดาว
แตกตา่ งกันและบอกอุณหภมู พิ ื้นผวิ ของดาวได้

การศึกษาสเปกตรัมของดาวจะทำให้ทราบถึงสมบัติต่างๆ
ของดาวฤกษ์ นักดาราศาสตร์แบ่งสเปกตรัมของดาวฤกษ์ตาม
อุณหภูมิพื้นผิวและสีของดาวออกเป็น 7 ชนิด ได้แก่ O, B, A, F,
G, K และ M สีของดาวจะค่อนข้างคงที่ เมื่อดาวมีอายุมากจะเกิด
การเปลี่ยนแปลงโครงสร้างภายในของดาวทำให้อุณหภูมิพื้นผิว
ของดาวเปล่ียนแปลงสขี องดาวจึงเปลี่ยนแปลงไปดว้ ย



สำหรับดาวฤกษ์มวลมากจะเกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันท่ี
แก่นดาวได้มากผิวดาว ทำให้มีสีน้ำเงินหรือสีขาว เมื่อดาวมีอายุมาก
จะเกิดการเปลี่ยนแปลงโครงสร้างภายในดาวจะเข้าสู่สภาพดาวยักษ์
และมอี ุณหภมู ิพืน้ ผวิ ลดลง ทำให้สขี องดาวเปลย่ี นเปน็ สีแดง

ส่วนดาวฤกษ์มวลน้อยจะปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันได้น้อยกว่า
ดาวฤกษ์มวลมาก ผิวดาวจึงมีอุณหภูมิต่ำ ทำให้มีสีเหลืองหรือสีส้ม
เมื่อดาวมีอายุมากจะเกิดการเปลี่ยนแปลงโครงสร้างเป็นดาวยักษ์แดง
ทำให้มีสีแดงแต่อย่างไรก็ตามดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยมากๆ แม้อยู่ในช่วง
อายุน้อยกม็ ีสีแดงได้เชน่ กัน



¤ÇÒÁÊNjҧ¢Í§´ÒÇġɏ

ความสว่างของดาวฤกษ์และวัตถุต่างๆ บนท้องฟ้านั้นมีค่าไม่
เท่ากัน ความสว่างปรากฏของวัตถุท้องฟ้าที่สังเกตได้บนโลกขึ้นอยู่
กับระยะห่างและความสว่างจริงของวัตถุ โดยวัดเป็นค่า อันดับ
ความสว่าง หรือ โชติมาตร (magnitude) ซึ่งดวงดาวที่มีความ
สว่างมากจะมีค่าอันดับความสว่างน้อย ส่วนดวงดาวที่มีความสว่าง
น้อยจะมคี า่ อันดบั ความสวา่ งมาก

นักดาราศาสตร์ได้กำหนดให้ดาวที่มีอันดับความสว่างแตกต่าง
กัน 1 จะสว่างแตกต่างกันอยู่ประมาณ 2.5 เท่า หมายความว่า
ดาวที่มีอันดับความสว่าง 1 จะสว่างกว่าดาวที่มีอันดับความสว่าง 2 อยู่
ประมาณ 2.5 เท่า ส่วนดาวที่มีอันดับความสว่าง 2 จะสว่างกว่าดาวที่มี
อนั ดับความสว่าง 3 อยปู่ ระมาณ 2.5 เท่า เปน็ เช่นน้ีไปเรอื่ ย ๆ

ดาวฤกษ์ท่ีสว่างที่สุดบนท้องฟ้า คือ ดาวซีรีอัส มีอันดับ
ความสว่างประมาณ 1.5

ดวงอาทติ ยม์ อี นั ดบั ความสว่าง 26.7
ดวงจนั ทรเ์ ตม็ ดวงมีอนั ดับความสวา่ ง 12.6
ดาวเหนอื มอี ันดับความสวา่ งประมาณ 2
ดาวศกุ ร์ชว่ งทส่ี วา่ งทสี่ ุดมอี นั ดับความสว่าง 4.5
ดาวยูเรนัสเป็นดาวเคราะห์ที่สว่างน้อยที่สุดเท่าที่จะมองเห็นได้
ดว้ ยตาเปลา่ มอี นั ดบั ความสวา่ ง 5.7
ดาวพลโู ตมอี ันดับความสว่าง 15

ÃкºÊØÃÂÔ Ð



ÃкºÊÃØ ÔÂÐ (solar system)

ระบบสุริยะ (solar system) เป็นส่วนหนึ่งของกาแล็กซีทางช้างเผือก
มีดวงอาทิตย์เป็นดาวฤกษ์ศูนย์กลาง ซึ่งมีอิทธิพลต่อระบบสุริยะมาก กล่าวได้ว่า
มวลทั้งหมดของระบบสุริยะก็คือมวลของดวงอาทิตย์ ดวงอาทิตย์อยู่ห่างจากจุด
ศูนย์กลางของกาแล็กซีทางช้างเผือกประมาณ 8,500 พาร์เซก หรือ 30,000
ปแี สง จดั อยใู่ นบริเวณทม่ี ีความหนาแนน่ ของวตั ถุตา่ ง ๆ ในกาแลก็ ซคี อ่ นขา้ งต่ำ

ÇÇÔ Ñ²¹Ò¡ÒâͧÃкºÊÃØ ÂÔ Ð

ระบบสุริยะก่อกำเนิดขึ้นเมื่อประมาณ 4,600 ล้านปีก่อน การกำเนิด
ระบบสุริยะสามารถอธิบายได้โดยใช้ สมมติฐานเนบิวลา (Nebula hypothesis)
อมิ มานเู อล คานตแ์ ละปแี อร-์ ซมี ง มากรี ์ เดอ ลาพลาส ไดเ้ สนอไว้

ระบบสุริยะเริ่มต้นขึ้นเมื่อเมฆโมเลกุลขนาดยักษ์ที่เรียกว่า เนบิวลาสุริยะ
(solar nebula) ประกอบด้วย แก๊สและฝุ่นที่หนาแน่น ได้รับคลื่นกระแทกจาก
การเกดิ ซเู ปอร์โนวาบริเวณใกลเ้ คียงทำให้แกส๊ และฝนุ่ เกิดการยบุ ตวั

เมฆโมเลกุลหมุนรอบตัวเอง บริเวณแก่นกลางของเมฆโมเลกุล
ยุบตัวมีความหนาแน่นมากขึ้น มีอุณหภูมิสูงขึ้นและหมุนรอบตัวเองเร็วขึ้น
ทำให้แก๊สและฝุ่นโดยรอบกระจายจนมีรูปร่างเหมือนจานแบน บริเวณแก่น
กลางที่มีความหนาแน่นสูงจะเกิดเป็นดวงอาทิตย์ มีมวลมากถึงร้อยละ 99
ของมวลทั้งหมดในระบบสุริยะ มวลส่วนที่เหลือจะเกิดเป็นดาวเคราะห์และ
วตั ถุตา่ งๆ ในระบบสรุ ิยะ



ดวงอาทิตย์เป็นดาวฤกษ์ศูนย์กลาง
ของระบบสุริยะ มีดาวเคราะห์จำนวน 8 ดวง
ดาวเคราะห์แคระ ดาวเคราะห์น้อย และดาว
หางเป็นบรวิ ารโคจรอยู่รอบ ๆ ดวงอาทติ ย์