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

 



บทความที่เกี่ยวข้อง