Deep Space มหานวดาราความตายของดวงดาว ที่ Kepler เห็นเป็นภาพสุดท้ายก่อนหลับใหลตลอดกาล
มหานวดาราความตายของดวงดาว ที่ Kepler เห็นเป็นภาพสุดท้ายก่อนหลับใหลตลอดกาล

Chottiwatt Jittprasong

มหานวดาราความตายของดวงดาว ที่ Kepler เห็นเป็นภาพสุดท้ายก่อนหลับใหลตลอดกาล

December 10, 2018

วันที่ 14 พฤศจิกายน 2018 วันสุดท้ายของกล้องโทรทรรศน์อวกาศเคปเลอร์ (Kepler Space Telescope) ก่อนที่มันจะปลดประจำการ และหลับใหลไปในอวกาศตลอดกาล แม้หน้าที่ของมันได้จบลงแล้ว แต่ความเข้าใจต่าง ๆ ที่มันได้สร้างให้กับนักวิทยาศาสตร์ นักดาราศาสตร์ หรือแม้แต่มนุษยชาติจะยังคงอยู่ตลอดไป ตราบใดที่เรายังพยายามค้นหาความลับของดวงดาวบนท้องฟ้า เพื่อศึกษาความกว้างใหญ่ของจักรวาล หนึ่งในความเข้าใจที่มันได้สร้างขึ้น และเปลี่ยนความคิดของนักวิทยาศาสตร์ทั่วโลกคือ มหานวดารา หรือซูเปอร์โนวาจากการสิ้นอายุขัยของดาวแคระขาว

กล้องโทรทรรศน์อวกาศเคปเลอร์ ที่มา – NASA

ในคืนนั้น มันได้ตรวจจับการเปลี่ยนแปลงของความส่องสว่างปรากฏกะทันหันของดาวดวงหนึ่ง ส่วนกล่องโทรทรรศน์วิทยุภาคพื้นดินทั่วโลก เช่น Karl G. Jansky Very Large Array ตรวจจับการเปลี่ยนแปลงของสเปกตรัม และ ปฏิกิริยานิวเคลียร์ของดาว และมันก็คือ มหานวดารา หรือ ซูเปอร์โนวา ที่มีรหัสเรียกว่า “SN2018oh” นำมาซึ่ง Paper ที่ออกมาหลังจากนั้นไม่นานในชื่อ K2 Observations of SN 2018oh Reveal a Two-Component Rising Light Curve for a Type Ia Supernova แล้วซูเปอร์โนวามันคืออะไร ก่อนรู้จักซูเปอร์โนวาไปรู้จักกับดาวลำดับหลักกันก่อน

ดาวลำดับหลัก คืออะไร

ดาวลำดับหลัก (Main sequence star) เปรียบเสมือนมนุษย์ในวัยกลางคนที่มีอายุไม่แก่ เอ้ย ไม่มากเกินไปและไม่น้อยเกินไป เป็นดาวที่ยังมีไฮโดรเจนเป็นเชื้อเพลิงหลักในการทำปฏิกิริยานิวเคลียร์เพื่อรักษาเสถียรภาพ และอุณหภูมิของแกนดาว เสถียรภาพในที่นี้คือการต้านแรงโน้มถ่วงของตัวมันเองที่กดลงมาที่แกน และการรักษาอัตราการเกิดนิวเคลียร์ฟิวชั่นของดาว

หากอัตราการเกิดฟิวชั่นสูงเกินไป แก๊สภายในแกนจะร้อนขึ้น และขยายตัวตามกฎของแก๊ส แต่หากอัตราการเกิดฟิวชั่นต่ำเกินไปแก๊สภายในแกนจะเย็นตัว และหดลง จนไม่สามารถสู้กับแรงโน้มถ่วงตัวเองได้ เนื้อสารของดาวจะหดตัวลงทำให้ความดัน และนิวเคลียร์ฟิวชั่นสูงขึ้นเพื่อดันไม่ให้เนื้อสารของดาวยุบลงมามากกว่านี้ ทำให้อัตราการเกิดปฏิกิริยาฟิวชั่นของดาว ๆ หนึ่งเท่ากันเกือบตลอดทั้งชีวิตของมัน

ดาวฤกษ์สามารถแบ่งออกตามสเปกตรัมของดาวได้จาก แผนผัง Hertzsprung-Russell (Hertzsprung-Russell Diagram) สามารถเรียกย่อ ๆ ได้ว่า H-R Diagram

แผนผัง Hertzsprung – Russel Diagram – ที่มา The Hertzsprung Russell Diagram

จาก H-R Diagram จะเห็นได้ว่าดาวส่วนใหญ่จะอยู่ในลำดับหลัก เนื่องจากดาวฤกษ์ใช้เวลา 80% ของอายุขัยอยู่ในลำดับหลัก ดาวลำดับหลักสีน้ำเงินจะมีความส่องสว่างปรากฏ (Apparent Magnitude) มากกว่าดาวลำดับหลักสีแดง เพราะดาวสีน้ำเงินมีมวลตั้งต้นสูงมากจึงมีขนาดใหญ่มวลของแก๊สที่มากดทับกันทำให้มีปฏิกิริยาสูงมากกกกกกก ดาวจึงแผ่รังสีความยาวคลื่นเข้มมากที่สุดที่อยู่ในช่วง Ultraviolet ออกมา

ส่วนดาวลำดับหลักสีแดงมีมวลตั้งต้นน้อย จึงทำให้มีความส่องสว่างปรากฏน้อย และมีขนาดเล็กกว่าดาวลำดับหลักสีน้ำเงิน มีอุณหภูมิต่ำกว่าดาวสีน้ำเงินมาก ๆ จึงแผ่รังสีในช่วงความยาวคลื่น Infrared ออกมา ดาวฤกษ์สามารถแบ่งออกได้สองแบบ คือ แบ่งตามสเปกตรัม และแบ่งตามประเภท และความส่องสว่างปรากฏ อ้างอิงตาม H-R Diagram

แบ่งตามประเภท และความส่องสว่างปรากฏได้ 5 คลาส ดังนี้

  • (I) Supergiant ดาวฤกษ์มวลมากกกกกก ที่กำลังจะหมดอายุขัยลง สามารถแบ่งย่อยได้อีก 2 ชนิด คือ Ia และ Ib โดยที่ Ia จะสว่างกว่า Ib ดาวชนิด Supergiant มีเพียงแค่ 1 ดาวในล้าน ยกตัวอย่างเช่น ดาว Canopus ห่างออกไป 310 ปีแสงจากโลก
  • (II) Bright Giants ดาวที่สว่างกว่าดาวยักษ์แดงธรรมดา (III)
  • (III) Normal Giants ดาวฤกษ์มวลน้อยที่กำลังจะจบชีวิตลงด้วยการกลายเป็นดาวยักษ์แดง แต่ก็มีดาวยักษ์แดงมวลมากที่อยู่ในคลาสนี้เช่นกัน (ดาวฤกษ์มวลมากที่กำลังจะกลายเป็น Bright Giants และ Supergiant ตามลำดับ)
  • (IV) Subgiants ดาวฤกษ์ที่กำลังเผ่าผลาญไฮโดรเจนที่เหลืออยู่น้อยนิด หรือ เปลือกไฮโดรเจน (Hydrogen shell) และใกล้กลายเป็นดาวยักษ์แดงคลาส III
  • (V) Dwarfs ดาวลำดับหลักที่กำลังเผาผลาญไฮโดรเจน จนกว่าไฮโดรเจนจะหมดและกลายเป็นคลาส IV เช่น ดวงอาทิตย์

มหานวดารา หรือ ซูเปอร์โนวา

มนุษย์เราก็มีวันเกิดมีวันตาย เช่นเดียวกับทุกสรรพสิ่งในจักรวาล มีวันเกิดและวันตายเช่นกัน กล้อง Kepler หรือแม้กระทั่งดาวฤกษ์ที่แผดเผ่าดูยิ่งใหญ่ก็มีวันดับสูญ แต่นิยามการตายของสิ่งต่าง ๆ อาจแตกต่างกันไป เช่น เรานิยามการตายของมนุษย์เมื่อสมองของมนุษย์ไม่มีการตอบสนองเกิดขึ้น เรานิยามการตายของยานสำรวจอวกาศเมื่อเชื้อเพลิงของมันไม่พอที่จะสื่อสารกับภาคพื้นดิน และแน่นอนว่าการนิยามเหล่านี้เกิดจากข้อมูลทางสถิติเกือบทั้งหมด และเป็นการนิยามแบบอุปนัย เช่น เราคิดว่ามันเคยเป็นแบบนี้หลาย ๆ รอบที่ผ่านมา ครั้งต่อไปมันก็จะเป็นแบบนี้อีกซึ่งบางครั้งมันไม่ได้เป็นไปตามที่เราได้นิยามไว้เสมอไป

นิยามการตายของดาวฤกษ์ยังไม่สามารถระบุได้แน่ชัดว่าจะนิยามอย่างไรเพราะดาวฤกษ์แต่ละดวงมีการตายที่แตกต่างกันตามมวลของดาวฤกษ์ และสภาพแวดล้อมรอบ ๆ ดาวฤกษ์ แล้วซูเปอร์โนวาคืออะไรละ ? ซูเปอร์โนวาก็คือ หนึ่งในนิยามการตายของดาวฤกษ์ เพียงแต่ไม่สามารถนำไปใช้กับดาวฤกษ์ทุก ๆ ดวงบนท้องฟ้าได้

ภาพจำลองของ Supernova – ที่มา NASA

ซูเปอร์โนวา คือ การระเบิดของดาวฤกษ์ที่สิ้นอายุขัยแล้ว ดาวฤกษ์ประกอบไปด้วยธาตุต่าง ๆ ภายในดาว เช่น ดวงอาทิตย์ของเรามี ไฮโดรเจนประมาณ 75% และมีฮีเลียมประมาณ 25% ดาวฤกษ์จะทำปฏิกิริยาฟิวชั่นทำให้ไฮโดนเจนหลอมรวมกันเป็นฮีเลียมเรื่อย ๆ เมื่อไฮโดรเจนทั้งดาวกลายเป็นฮีเลียมหมดดาวดวงนั้นจะพ้นจากลำดับหลักและกลายเป็นดาวยักษ์แดง (ถ้าเป็นดาวที่มีมวลมากกว่าดวงอาทิตย์มากกว่า 9 เท่า จะเป็นดาวยักษ์น้ำเงิน) แต่ไฮโดรเจนบางส่วนในดาวยังไม่ถูกหลอมเป็นฮีเลียมจึงรวมตัวกันรอบ ๆ แกนฮีเลียมที่อยู่ใจกลางดาวและจุดฟิวชั่นไฮโดรเจนครั้งสุดท้าย การจุดฟิวชั่นครั้งนี้รุนแรงกว่าการจุดฟิวชั่นตลอดทั้งอายุขัยของมันเองทำให้ดาวขยายตัวอย่างรวดเร็ว พร้อมกับอุณหภูมิที่ลดลงเรื่อย ๆ ดาวยักษ์แดงสามารถขยายตัวได้มากกว่า 100 เท่าของขนาดเดิมของมัน

การจุดฟิวชั่นของเปลือกธาตุต่างเปรียบเทียบกับ H-R Diagram – ที่มา IFA Education

เมื่อดาวเผาผลาญเปลือกไฮโดรเจนหมด อุณหภูมิพื้นผิวของดาวอาจตกลงไปอยู่ที่ 3,000 เคลวิน ซึ่งเรียกได้ว่าโคตรต่ำ ดาวจะมีอุณหภูมิที่แกนไม่พอที่จะจุดฟิวชั่นฮีเลียม เพราะฮีเลียมจะจุดฟิวชั่นได้ที่ 100 ล้านเคลวิน เมื่อดาวไม่มีความร้อนมากพอ (ไม่มีปฏิกิริยาฟิวชั่น) ที่จะสู้กับแรงโน้มถ่วงของเนื้อสารดาวได้ ดาวจะยุบตัวลงอีกครั้ง เมื่อดาวยุบตัวไปได้ระยะหนึ่งความร้อนภายในแกนจะสูงขึ้นเรื่อย ๆ เพราะแรงดันที่เนื้อสารดาวกดทับลงมาที่แกนเพิ่มมากขึ้น

ดาวจะมีอุณหภูมิมากพอที่จะจุดฟิวชั่นฮีเลียมและหลอมเป็นคาร์บอน ถ้าดาวมีมวลน้อยกว่าดวงอาทิตย์ประมาณ 2-3 เท่า ดาวจะจุดระเบิดฟิวชั่นฮีเลียมแบบฉับพลันเรียกว่า Helium Flash แต่ถ้าดาวที่มีมวลมากกว่าดวงอาทิตย์ 2-3 เท่า ดาวจะค่อย ๆ จุดฟิวชั่นฮีเลียมที่แกนดาว ดาวจะขยายจนมีขนาดและอุณหภูมิเท่าเดิม เมื่อมันเผาผลาญฮีเลียมเป็นคาร์บอนจนหมด ดาวจะยุบตัวลงจนจุดระเบิดฟิวชั่นเปลือกฮีเลียมอีกครั้งทำให้ดาวขยายใหญ่ขึ้นอีกครั้งจนฮีเลียมทั้งดาวกลายเป็นคาร์บอนที่ต้องใช้อุณหถูมิถึง 600 ล้านเคลวินในการจุดฟิวชั้น ณ จุดนี้ดาวฤกษ์ที่มีมวลต่างกันจะตายคนละแบบกัน เพราะดาวฤกษ์ที่มีมวลจ่างกันตะไม่สามารถเอาชนะแรงดัน Electron Degeneracy ได้ Electron Degeneracy คือผลสืบเนื่องจากหลักการกีดกันของเพาลีคือ เฟอร์มิออนสองตัวไม่สามารถมีสถานะควอนตัมเดียวกันในเวลาเดียวกันได้ อธิบายง่าย ๆ คือ เมื่ออิเล็กตรอนของสารถูกบีบอัดกันจนแน่นการที่จะมีอิเล็กตรอนอัดกันเพิ่มขึ้นมาอีกจะต้องมีการเพิ่มระดับพลังงานของอิเล็กตรอน

ดาวมวลน้อย ดาวที่มีมวลน้อยกว่าดวงอาทิตย์ 2 เท่า เมื่อดาวทั้งดาวกลายเป็นคาร์บอนหมดแล้วดาวจะยุบตัวลงไปเรื่อย ๆ แต่ไม่สามารถยุบตัวได้มากพอที่จะทำให้แกนดาวมีอุณหภูมิสูงถึง 600 ล้านเคลวินเพื่อจุดฟิวชั่นคาร์บอน เพราะมวลเนื้อสารของดาวไม่สามารถเอาชนะแรงดันดีเจนเนอเรซี่ของอิเล็กตรอน (Electron Degeneracy) ได้และเนื้อสารดาวจะถูกสาดกระจายเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์ (ไม่เกี่ยวกับดาวเคราะห์นะโว้ย ใหญ่เหมือนดาวเคราะห์เฉย ๆ) เหลือไว้แต่ดาวแคระขาวคาร์บอน ที่มีมวลมหาศาลแต่มีขนาดเท่าโลก (มวล 1 ช้อนชาของดาวแคระขาว อาจมีมวลมากกว่า 5 ตันบนโลก)

เนบิวลาดาวเคราะห์ Messier 27 หรือ NGC 6853 ที่มาดาวแคระขาวอยู่ใจกลาง – ที่มา European Southern Observatory

ดาวมวลปานกลาง ดาวที่มีมวลมากกว่าดวงอาทิตย์ 2-8 เท่า จะจบชีวิตเหมือนดาวฤกษ์มวลน้อยคือ กลายเป็นดาวแคระขาวคาร์บอนและเนบิวลาดาวเคราะห์ แต่ดาวมวลปานกลางบางดวงอาจใหญ่พอที่จะยุบตัวลงจนมีอุณหภูมิถึง 600 ล้านเคลวินและจุดฟิวชั่นคาร์บอนเป็นออกซิเจนได้ แต่ก็จะจบลงที่ดาวแคระขาวออกซิเจนและเนบิวลาดาวเคราะห์เหมือนเดิม

ขนาดของดาวแคระขาวเมื่อเทียบกับขนาดของโลก – ที่มา European Southern Observatory

ดาวมวลมาก ดาวที่มีมวลมากกว่า 8 เท่าของดวงอาทิตย์ เปรียบเสมือนบุคคลที่ยิ่งใหญ่ก็ตายแบบยิ่งใหญ่เช่นกัน ดาวมวลมากจะสามารถเอาชนะแรงดันดีเจนเนอเรซี่และยุบตัวลงจนจุดฟิวชั่นธาตุหนักไปได้เรื่อย ๆ ตามมวลที่มากขึ้น เมื่อดาวฟิวชั่นจนทั้งดาวเป็นเหล็กทั้งหมดแล้ว เหล็กเป็นธาตุสุดท้ายของปฏิกิริยาฟิวชั่นและไม่สามารถฟิวชั่นเป็นธาตุอื่นได้อีกแล้ว หากดาวมีมวลมากพอที่จะเอาชนะแรงดันดีเจนเนอเรซี่ของเหล็กได้จะไม่มีแรงดันอื่นมาหยุดยั่งแรงโน้มถ่วงของดาวได้ทำให้อิเล็กตรอนและโปรตรอนที่อัดกันยังกับปลากระป๋องภายในดาวจะรวมตัวกันเป็นนิวตรอน แล้วปลดปล่อยพลังงานระเบิดตู้มเรียกว่าซูเปอร์โนวาปลดปล่อยแสงที่สว่างมาก ซูเปอร์โนวาอาจมีอุณหภูมิสูงจนทำให้เกิดธาตุที่หนักกว่าเหล็กได้ เช่น ทอง ส่วนแกนดาวจะกลายเป็นดาวนิวตรอนที่มีมวลมหาศาล

ดาวนิวตรอนกับสนามแม่เหล็กของมัน – ที่มา Inside Science

หากมวลตั้งต้นของดาวมากกว่า 18 เท่าของดวงอาทิตย์มวลที่แกนของดาวจะมากจนสามารถเอาชนะแรงดันดีเจนเนอเรซีของดาวนิวตรอนได้จะไม่มีแรงมาต่อต้านแรงโน้มถ่วงอีกทำให้แกนยุบตัวเป็นอนันต์ หรือก็คือ แกนดาวจะหยุบตัวเป็นหลุมดำ (Black Hole) ในกรณีนี้สามารถเกิดขึ้นได้กับดาวที่มีมวลน้อยกว่า 18 เท่าของดวงอาทิตย์เช่นกัน หากเนื้อสารของดาวที่โดนแรงระเบิดของซูเปอร์โนวาตกกลับลงมาที่ดาวจนมีมวลมากพอก็สามารถยุบตัวเป็นหลุมดำได้เช่นกัน

SN2018oh ภาพของความตาย ที่ Kepler ได้เห็นก่อนตาย

SN2018oh คือซูเปอร์โนวาคลาส Ia ปกติแล้วซูเปอร์โนวาทั่วไปจะสว่างจนสามารถเห็นได้ถึง 3 อาทิตย์ แต่ SN2018oh สามารถเห็นได้ชัดเจนเพียงแค่วันเดียวแล้วจางหายไปอย่างรวดเร็วซึ่งผิดปกติเป็นอย่างมาก ถูกตรวจจับได้โดยกล้องโทรทรรศน์ทั้งภาคพื้นดินและกล้องโทรทรรศน์อวกาศรวมถึงกล้อง Kepler

โมเดลการเกิดซูเปอร์โนวาของดาวแคระขาวที่กำลังจะชนกับดาวคู่หรือดาวเพื่อนของมันและเกิดเป็นซูเปอร์โนวา – ที่มา NASA
ภาพจำลองของกล้องโทรทรรศน์อวกาศ Kepler – ที่มา NASA

Kepler ตรวจจับการเปลี่ยนแปลงของแสงได้ในกาแลกซี่ UGC 4780 แบบกะทันหันพร้อม ๆ กับกล้องโทรทรรศน์ภาคพื้นดินที่ตรวจจับได้เช่นกัน หลังจากตรวจสอบพบว่ามันคือซูเปอร์โนวา Dr.Brad Tucker นักวิจัยนำกล่าวว่าแรงจากการระเบิดอาจเกิดจากดาวแคระขาวที่ไม่เหลือเชื้อเพลิงในการจุดฟิวชั่นที่โคจรคู่กับดาวฤกษ์อีกดาวหนึ่งเรียกว่าดาวเพื่อน (Companion star) มีดาวพี่น้องแล้วยังมีดาวเพื่อนด้วยนะ (ดวงอาทิตย์ไม่มีดาวเพื่อน) ชนกับดาวเพื่อนของมันเองทำให้เกิดการระเบิดของดาวขึ้นและเกิดเป็นซูเปอร์โนวา

ซากซูเปอร์โนวาของ SN2018oh ที่กำลังจางหายไป – ที่มา ESO
กราฟการเปลี่ยนแปลงของแสงของ SN2018oh เปรียบเทียบกับ SN2003du – ที่มา NASA/Kepler

การค้นพบนี้สำคัญต่อการศึกษาการขยายตัวของเอกภพเป็นอย่างมากเพราะว่าซูเปอร์โนวา SN2018oh จางหายไปก่อนที่ควร แสดงให้เห็นถึงความเร็วในการขยายตัวของเอกภพเป็นอย่างมาก สุดท้ายนี้ก็ส่งกำลังใจให้นักวิทยาศาสตร์ที่กำลังทำการวิจัยเกี่ยวกับเรื่องนี้ แล้วก็ติดตามการเดินทางในอวกาศของกล้องโทรทรรศน์ TESS ผู้สืบสานงานที่ Kepler ได้ทำไว้มากมายอย่าง Exoplanet Hunting

 

เรียบเรียงโดย ทีมงาน SPACETH.CO

อ้างอิง

K2 Observations of SN 2018oh Reveal a Two-Component Rising Light Curve for a Type Ia Supernova

SN2018oh | Phys.org

Kepler Science K2 | NASA

 





Read More

บทความอื่น ๆ ที่ควรอ่านต่อ



เรื่องราวน่าสนใจ

อัพเดทเรื่องราว ข่าว และบทวิเคราะห์เจาะลึก