ดาวในลำดับหลัก

นิวเคลียร์ฟิวชัน

          เมื่อกลุ่มก๊าซในเนบิวลายุบตัวลงด้วยแรงโน้มถ่วงกลายเป็นโปรโตสตาร์ มวลที่กดทับกันทำให้อุณหภูมิสูง 10 ล้านเคลวิน เกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชัน ตามกระบวนการ “Proton-Proton Chain” หลอมรวมไฮโดรเจนเป็นฮีเลียม และแผ่รังสีแกมมา โดยเขียนเป็นสมการได้ว่า

         1H + 2H3He +
         3He + 3He3He + 1H + 1H

          ซึ่งเราสามารถสรุปรวมได้ว่า ไฮโดรเจน 4 อะตอม หลอมรวมเป็นฮีเลียม 1 อะตอม

          มวลของโปรตรอน 1 อนุภาค = 1.6726 x 10-27 kg, ดังนั้นโปรตรอน 4 อนุภาค มีมวล
6.693 x 10-27 kg
          มวลของฮีเลียม 1 อะตอม = 6.645 x 10-27 kg
          มวลที่หายไป = 6.693 x 10-27 - 6.645 x 10-27 kg = 0.048 x 10-27 kg

          มวลที่หายไปเปลี่ยนเป็นโฟตอนของรังสีแกมมา ซึ่งมีพลังงานคิดได้ด้วยสูตรมวล-พลังงาน
E = mc2 ของไอสไตน์ดังนี้
          E = พลังงาน มีหน่วยเป็น Joule
          m = มวลสาร มีหน่วยเป็น kg
          c = ความเร็วแสง = 3 x 108 m/s

          E = mc2
             = (0.048 x 10-27 kg)(3 x 108 m/s)2
             = 4.3 x 10-12 Joule

           สัดส่วนการเปลี่ยนมวลให้เป็นพลังงานจากสมการข้างต้นคือ 0.7% เราสามารถสรุปได้ว่า ไฮโดรเจน 1 kg เปลี่ยนเป็นฮีเลียม 0.993 kg มวลที่หายไปเปลี่ยนเป็นพลังงาน E = mc2 = (0.007 kg)(3 x 108 m/s)2 = 6.3 x 1014 Joule หรือเทียบเท่าการเผาถ่านหิน 20,000 ตัน และเมื่อไฮโดรเจนบนดาวหลอมรวมเป็นฮีเลียมหมดแล้ว ฮีเลียมบนดาวก็จะหลอมรวมกันเป็นธาตุที่หนักกว่า เช่น เบรีลเลียม ลิเทียม ต่อไป

          ในกรณีที่โปรโตสตาร์มีอุณหภูมิสูงกว่า 16 ล้านเคลวิน จะเกิดปฏิกริยานิวเคลียร์ฟิวชันที่รุนแรงกว่า ซึ่งเรียกว่า “วัฏจักร CNO” ทำให้เกิดธาตุ คาร์บอน ไนโตรเจน และ ออกซิเจน

                           12C + 1H 13N +
                                   13N 13C + e+ + (e+ คือ โปซิตรอน,คือนิวตริโน)
                           12C + 1H 14N +
                           14N + 1H 15O +
                                   15O 14N + e+ +
                           15N + 1H                 

          นิวเคลียร์ฟิวชัน คือกระบวนการหลอมรวมธาตุเบาให้เกิดธาตุหนัก ธาตุยิ่งหนัก ก็ยิ่งต้องการความดันและอุณหภูมิสูงที่จะทำให้เกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชัน เช่น

                    ไฮโดรเจนฟิวชัน ต้องการอุณหภูมิ 10 ล้านเคลวิน เพื่อหลอมรวมเป็นฮีเลียม
                    ฮีเลียมฟิวชัน      ต้องการอุณหภูมิ 100 ล้านเคลวิน เพื่อหลอมรวมเป็นคาร์บอน
                    คาร์บอนฟิวชัน    ต้องการอุณหภูมิ 600 ล้านเคลวิน เพื่อหลอมรวมเป็นออกซิเจน

          ปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชัน ดำเนินต่อเนื่องไปจนกระทั่งเกิดธาตุเหล็ก เหล็กเป็นธาตุสุดท้ายของปฏิกิริยาฟิวชัน เหล็กไม่สามารถหลอมรวมให้เกิดธาตุหนักกว่าได้ เนื่องจากตั้งแต่ธาตุเหล็กขึ้นไป (และธาตุที่หนักกว่า) ค่ามวลต่ออนุภาคนิวเคลียร์จะเพิ่มขึ้น ธาตุที่หนักกว่าเหล็กเกิดขึ้นจากการระเบิดของดาวที่มีมวลมากกว่าดวงอาทิตย์ 8 เท่าขึ้นไป ซึ่งเรียกว่า “ซูเปอร์โนวา”

ดาวในลำดับหลัก

          ขนาดดาวขึ้นอยู่กับแรงดันก๊าซร้อนที่เกิดขึ้นจากภายใน และมวลของดาวซึ่งทำให้เกิดแรงโน้มถ่วง หากอัตราการเกิดฟิวชันสูงเกินไป ก๊าซที่แกนจะร้อนจนดันดาวให้ขยายตัวออก กฏของก๊าซ: เมื่อก๊าซขยายตัวอุณหภูมิจะลดต่ำลงทำให้อัตราการเกิดฟิวชันลดลงด้วย ในทางกลับกันหากอัตราการเกิดฟิวชันต่ำเกินไป ก๊าซที่แกนกลางจะเย็นตัวลง แรงดันก๊าซลดลง เนื้อสารของดาวยุบตัวลงมา ทำให้เกิดความดันและอุณหภูมิสูงขึ้น เพิ่มอัตราการเกิดฟิวชันให้สูงขึ้น ระบบกลไกนี้ช่วยรักษาสมดุลของดาว ให้มีอัตราการเกิดปฏิกิริยาฟิวชันคงที่สม่ำเสมอเกือบตลอดทั้งชีวิตของดาว อายุขัยของดาวในช่วงเวลานี้เราเรียกว่า “ดาวในลำดับหลัก” (Main sequence)


ภาพที่ 1 แผนภาพ H-R แสดงคุณสมบัติของดาวที่รู้จักกันดี

          เมื่อพิจารณาในแผนภาพ H-R ในภาพที่ 1 จะเห็นว่า ดาวส่วนใหญ่จะอยู่ในลำดับหลัก ทั้งนี้เนื่องจากดาวจะใช้เวลา 80% ของอายุขัยอยู่ในลำดับหลัก ดาวลำดับหลักสีน้ำเงินมีอุณหภูมิสูงและมีกำลังส่องสว่างกว่าดาวลำดับหลักสีแดง เพราะว่า ดาวลำดับหลักสีน้ำเงินมีมวลตั้งต้นสูงมาก จึงมีขนาดใหญ่ ก๊าซจำนวนมากกดทับกัน ทำให้ดาวมีอุณหภูมิสูงจนแผ่รังสีที่มีความยาวคลื่นเข้มสุดในช่วงรังสีอัลตราไวโอเล็ต ส่วนดาวสีแดงมีมวลตั้งต้นน้อย จึงมีขนาดเล็ก ก๊าซจำนวนน้อยกว่า กดทับกัน ทำให้ดาวมีอุณหภูมิต่ำแผ่รังสีที่มีความยาวคลื่นเข้มสุดในช่วงรังสีอินฟราเรด


ภาพที่ 2 สเปกตรัมของดาวประเภทต่างๆ

          เมื่อพิจารณาเปรียบเทียบสเปกตรัมของดาวแต่ละประเภทจะพบองค์ประกอบดังนี้ (ดูภาพที่ 2 และ 3 ประกอบ)

• ดาวสเปกตรัม O มีเส้นดูดกลืนของไฮโดรเจนอยู่อย่างเบาบาง เนื่องจากดาวมีอุณหภูมิสูงมากกว่าสามหมื่นเคลวิน ประจุไม่สามารถเกาะตัวเป็นอะตอม จึงอยู่ในสถานะไอโอไนเซชัน (Ionization)
 
• ดาวสเปกตรัม B มีเส้นดูดกลืนของไฮโดรเจนและฮีเลียม เนื่องจากดาวมีอุณหภูมิต่ำลงพอที่ประจุจะจับตัวกันเป็นอะตอมได้แล้ว
 
• ดาวสเปกตรัม A มีเส้นดูดกลืนของไฮโดรเจนชัดเจนยิ่งขึ้น เนื่องจากดาวมีอุณหภูมิต่ำกว่าสเปกตรัม B
 
• ดาวสเปกตรัม F ยังคงมีเส้นดูดกลืนของไฮโดรเจน และเริ่มมีเส้นดูดกลืนอะตอมของธาตุหนักหลายชนิด เช่น แคลเซียม
 
• ดาวสเปกตรัม G เช่น ดวงอาทิตย์ มีเส้นดูดกลืนของทั้งธาตุหนักและธาตุเบาหลายชนิด เช่น ไฮโดรเจน แคลเซียม และเหล็ก เป็นต้น
 
• ดาวสเปกตรัม K เช่น ดวงอาทิตย์ มีเส้นดูดกลืนของทั้งธาตุหนักและธาตุเบาหลายชนิด เช่น ไฮโดรเจน แคลเซียม และเหล็ก เป็นต้น
 
• ดาวสเปกตรัม M มีเส้นดูดกลืนของโมเลกุล เช่น ไททาเนียมออกไซด์ (TiO) และไฮโดรคาร์บอน (CH) เนื่องจากที่อุณหภูมิประมาณ 3,000 เคลวิน อะตอมสามารถเกาะตัวกันเป็นโมเลกุล


ภาพที่ 3 ความเข้มของเส้นดูดกลืนบนสเปกตรัมประเภทต่างๆ

          ธาตุต่างๆ บนผิวดาวมีองค์ประกอบเคมีที่หลายหลาก สืบเนื่องจากระดับพลังงานที่อะตอมดูดกลืน ซึ่งจะแทนสัญลักษณ์ด้วยตัวเลขโรมัน แสดงระดับของการไอโอไนเซชัน เช่น Si I หมายถึง ซิลิกอนปรกติซึ่งไม่มีการเสียอิเล็กตรอน Si II หมายถึงซิลิกอนที่สูญเสียอีเลคตรอน 1 ตัว Si III หมายถึง ซิลิกอนซึ่งสูญเสียอิเล็กตรอน 2 ตัว
          ดวงอาทิตย์มีอุณหภูมิพื้นผิว 5,800 K จัดเป็นสเปกตรัม G2 มีเส้นดูดกลืนเรียงตามความเข้มจากมากไปน้อยดังนี้ Ca II, Fe II, Fe I, H และ Ca I ตามลำดับ จะเห็นว่าอุณหภูมิระดับนี้สูงพอที่จะทำให้ อะตอมของแคลเซียมและเหล็ก สูญเสียอิเล็กตรอน