High-Mass Stars: Supergiants and Core-Collapse Supernovae

ดาวมวลสูง: ซูเปอร์ไจแอนต์และซูเปอร์โนวาแกนยุบตัว

วิธีที่ดาวมวลมากเผาเชื้อเพลิงนิวเคลียร์อย่างรวดเร็วและระเบิด ส่งผลกระทบต่อสภาพแวดล้อมรอบตัว

ในขณะที่ดาวมวลต่ำวิวัฒนาการอย่างค่อยเป็นค่อยไปเป็นยักษ์แดงและดาวแคระขาว ดาวมวลมาก (≥8 M⊙) จะเดินทางเส้นทางที่แตกต่างและสั้นกว่าอย่างมาก พวกมันใช้เชื้อเพลิงนิวเคลียร์อย่างรวดเร็ว ขยายตัวเป็น ซูเปอร์ไจแอนต์ ที่สว่าง และในที่สุดก็เกิด ซูเปอร์โนวายุบแกน อย่างรุนแรง ปล่อยพลังงานมหาศาล การระเบิดที่สว่างไสวเหล่านี้ไม่เพียงแต่สิ้นสุดชีวิตดาวเท่านั้น แต่ยังเติมเต็มสื่อระหว่างดวงดาว (ISM) ด้วยธาตุหนักและคลื่นช็อก—จึงมีบทบาทสำคัญในการวิวัฒนาการของจักรวาล ในบทความนี้ เราจะติดตามวิวัฒนาการของดาวมวลมากเหล่านี้ตั้งแต่ลำดับหลักจนถึงระยะซูเปอร์ไจแอนต์ สุดท้ายคือการยุบแกนที่ระเบิดซึ่งก่อให้เกิดดาวนิวตรอนหรือหลุมดำ และอภิปรายว่ากิจกรรมเหล่านี้ส่งผลกระทบอย่างไรต่อกาแล็กซี

1. การกำหนดดาวมวลสูง

1.1 ช่วงมวลและเงื่อนไขเริ่มต้น

“ดาวมวลสูง” โดยทั่วไปหมายถึงดาวที่มี มวลเริ่มต้น ≥8–10 M⊙ ดาวเหล่านี้:

  • มีชีวิตสั้นกว่า บนลำดับหลัก (ไม่กี่ล้านปี) เนื่องจากการหลอมไฮโดรเจนในแกนอย่างรวดเร็ว
  • มักก่อตัวในกลุ่ม เมฆโมเลกุลยักษ์ โดยทั่วไปเป็นส่วนหนึ่งของกลุ่มดาว
  • แสดงลมดาวที่รุนแรงและความสว่างสูงขึ้น ส่งผลกระทบอย่างมากต่อสภาพแวดล้อม ISM ท้องถิ่น

ในกลุ่มกว้างนี้ ดาวที่มวลมากที่สุด (ประเภท O, ≥20–40 M⊙) สามารถสูญเสียมวลมหาศาลผ่านลมดาวก่อนการยุบตัวสุดท้าย อาจก่อให้เกิดดาว Wolf–Rayet ในระยะหลัง

1.2 การเผาไหม้ลำดับหลักอย่างรวดเร็ว

เมื่อกำเนิด อุณหภูมิแกนของดาวมวลสูง แกนอุณหภูมิ จะสูงพอ (~1.5×107 K) เพื่อให้ วงจร CNO มีบทบาทเหนือโพรตอน-โพรตอนเชนในการหลอมไฮโดรเจน การพึ่งพาอุณหภูมิอย่างมากของวงจร CNO ทำให้มีความสว่างสูงมาก ส่งเสริมแรงดันรังสีที่รุนแรงและอายุสั้นบนลำดับหลัก [1,2]

2. หลังลำดับหลัก: การกลายเป็นซูเปอร์ไจแอนต์

2.1 การหมดไฮโดรเจนในแกน

เมื่อ ไฮโดรเจนในแกน หมด ดาวจะเปลี่ยนผ่านออกจากลำดับหลัก:

  1. การหดตัวของแกน: เมื่อการหลอมรวมเปลี่ยนไปเป็น เปลือกเผาไหม้ไฮโดรเจน รอบแกนฮีเลียมเฉื่อย แกนฮีเลียมหดตัวและร้อนขึ้น ขณะที่ซองหุ้มขยายตัว
  2. ระยะซูเปอร์ไจแอนต์: ชั้นนอกของดาวขยายตัว บางครั้งขยายใหญ่กว่ารัศมีของดวงอาทิตย์หลายร้อยเท่า ทำให้กลายเป็นเรดซูเปอร์ไจแอนต์ (RSG) หรือในบางเงื่อนไขของโลหะและมวล กลายเป็นบลูซูเปอร์ไจแอนต์ (BSG)

ดาวอาจสั่นระหว่างสถานะ RSG และ BSG ขึ้นอยู่กับอัตราการสูญเสียมวล การผสมภายใน หรือช่วงการเผาไหม้เปลือก

2.2 ขั้นตอนการเผาไหม้ขั้นสูง

ดาวมวลมากดำเนินผ่านระยะการเผาไหม้ต่อเนื่องในแกน:

  • การเผาไหม้ฮีเลียม: ผลิตคาร์บอนและออกซิเจน (ปฏิกิริยาไตรอัลฟาและการจับอัลฟา)
  • การเผาไหม้คาร์บอน: ให้ผลนีออน โซเดียม แมกนีเซียม ในช่วงเวลาที่สั้นกว่ามาก
  • การเผาไหม้นีออน: ผลิตออกซิเจนและแมกนีเซียม
  • การเผาไหม้ออกซิเจน: ผลิตซิลิกอน กำมะถัน และธาตุกลางอื่นๆ
  • การเผาไหม้ซิลิกอน: สร้าง แกนเหล็ก (Fe) ในที่สุด

แต่ละระยะดำเนินไปเร็วขึ้นกว่าระยะก่อนหน้า บางครั้งใช้เวลาเพียงไม่กี่วันหรือสัปดาห์สำหรับการเผาไหม้ซิลิกอนในดาวที่ใหญ่ที่สุด ความก้าวหน้าอย่างรวดเร็วนี้เกิดจากความสว่างสูงและความต้องการพลังงานของดาว [3,4]

2.3 การสูญเสียมวลและลมดาว

ตลอดช่วงดาวยักษ์ใหญ่ ลมดาว แรง จะพัดมวลออกจากดาว โดยเฉพาะถ้าดาวนั้น ร้อน และสว่าง สำหรับดาวมวลมาก การสูญเสียมวลสามารถลดมวลแกนสุดท้ายอย่างมาก เปลี่ยนผลลัพธ์ของซูเปอร์โนวาหรือศักยภาพการก่อตัวของหลุมดำ ในบางกรณี ดาวจะเปลี่ยนเป็นระยะ Wolf–Rayet เผยชั้นที่ผ่านการแปรสภาพทางเคมี (อุดมด้วยฮีเลียมหรือคาร์บอน) หลังจากสูญเสียชั้นไฮโดรเจนภายนอก

3. แกนเหล็กและการยุบตัวของแกน

3.1 ใกล้ถึงจุดสิ้นสุด: การก่อตัวของแกนเหล็ก

เมื่อการเผาไหม้ซิลิกอนสะสม ธาตุเหล็ก-พีค ที่แกน จะไม่สามารถเกิดปฏิกิริยาฟิวชันที่ปล่อยพลังงานได้อีก—การฟิวชันเหล็ก ไม่ปล่อยพลังงานสุทธิ เมื่อไม่มีแหล่งพลังงานใหม่ต้านแรงโน้มถ่วง:

  1. แกนเหล็กเฉื่อย: โตขึ้นจากการเผาไหม้เปลือก
  2. แกนเกินขีดจำกัดชานดราเซการ์ (~1.4 M⊙) ความดันจากการยุบตัวของอิเล็กตรอนล้มเหลว
  3. การยุบตัวอย่างรวดเร็ว: แกนยุบตัวในช่วงเวลามิลลิวินาที ทำให้ความหนาแน่นถึงระดับนิวเคลียร์ [5,6]

3.2 การเด้งของแกนและคลื่นช็อก

เมื่อแกนยุบตัวกลายเป็นสสารที่อุดมด้วยนิวตรอน แรงนิวเคลียร์ผลักและการไหลออกของนิวตริโนจะดันออกไปข้างนอก สร้าง คลื่นช็อก คลื่นช็อกอาจหยุดชั่วคราวภายในดาว แต่การให้ความร้อนจากนิวตริโน (และกลไกอื่นๆ) สามารถฟื้นฟูมันได้ ทำให้ซากดาวที่มีมวลมากพัดออกไปใน ซูเปอร์โนวายุบตัวแกน (ชนิด II, Ib หรือ Ic ขึ้นกับองค์ประกอบพื้นผิว) การระเบิดนี้สามารถสว่างกว่ากาแล็กซีทั้งกาแล็กซีในช่วงเวลาสั้นๆ

3.3 ซากดาวนิวตรอนหรือหลุมดำ

แกนที่ยุบตัวหลังจากซูเปอร์โนวาจะกลายเป็น:

  • ดาวนิวตรอน (~1.2–2.2 M⊙) หากมวลแกนอยู่ในช่วงที่ดาวนิวตรอนมีเสถียรภาพ
  • หลุมดำดาวฤกษ์ หากมวลแกนกลางเกินขีดจำกัดสูงสุดของดาวนิวตรอน

ดังนั้น ดาวมวลสูงจึงไม่ก่อให้เกิดดาวแคระขาว แต่ให้วัตถุคอมแพคแปลกใหม่—ดาวนิวตรอน หรือ หลุมดำ—ขึ้นอยู่กับสภาพแกนกลางสุดท้าย [7]

4. การระเบิดซูเปอร์โนวาและผลกระทบ

4.1 ความสว่างและการสังเคราะห์ธาตุ

ซูเปอร์โนวาแกนยุบตัว สามารถแผ่พลังงานได้มากในไม่กี่สัปดาห์เทียบเท่ากับที่ดวงอาทิตย์แผ่ตลอดอายุขัย การระเบิดยัง สังเคราะห์ธาตุหนัก (หนักกว่าเหล็ก บางส่วนจากสภาพแวดล้อมที่อุดมด้วยนิวตรอนในคลื่นช็อก) เพิ่มโลหะในสื่อระหว่างดวงดาวเมื่อเศษซากกระจาย ธาตุอย่างออกซิเจน ซิลิคอน แคลเซียม และเหล็กพบมากในซากซูเปอร์โนวาประเภท II เชื่อมโยงการตายของดาวมวลมากกับการเพิ่มธาตุเคมีในจักรวาล

4.2 คลื่นช็อกและการเพิ่มธาตุใน ISM

คลื่นระเบิดซูเปอร์โนวาขยายออกไป กดและทำให้ก๊าซรอบข้างร้อนขึ้น มักกระตุ้นการก่อตัวดาวใหม่หรือกำหนดโครงสร้างของแขนเกลียวหรือเปลือกของกาแล็กซี ธาตุเคมีที่ผลิต จากซูเปอร์โนวาแต่ละดวงเป็นเมล็ดพันธุ์ให้ดาวรุ่นต่อไปมีธาตุหนักที่จำเป็นต่อการก่อตัวดาวเคราะห์และเคมีของชีวิต [8]

4.3 ประเภทการสังเกต (II, Ib, Ic)

ซูเปอร์โนวาแกนยุบตัวถูกจัดประเภทตามสเปกตรัมแสง:

  • ประเภท II: มีเส้นไฮโดรเจนในสเปกตรัม เป็นลักษณะของดาวยักษ์แดงที่ยังคงซองไฮโดรเจนไว้
  • ประเภท Ib: ขาดไฮโดรเจนแต่มีเส้นฮีเลียม มักเป็นดาววูล์ฟ-เรย์ตที่สูญเสียซองไฮโดรเจน
  • ประเภท Ic: ไฮโดรเจนและฮีเลียมถูกลอกออกหมด เหลือแกนคาร์บอน-ออกซิเจนเปลือย

ความแตกต่างเหล่านี้สะท้อนว่าการสูญเสียมวลหรือปฏิสัมพันธ์ในระบบคู่ส่งผลต่อชั้นนอกของดาวก่อนยุบตัวอย่างไร

5. บทบาทของมวลและโลหะ

5.1 มวลกำหนดอายุขัยและพลังงานระเบิด

  • มวลสูงมาก (≥30–40 M⊙): การสูญเสียมวลอย่างรุนแรงอาจลดมวลสุดท้ายของดาว ก่อให้เกิดซูเปอร์โนวาประเภท Ib/c หรือยุบตัวเป็นหลุมดำโดยตรงหากดาวถูกลอกเปลือกมากพอ
  • มวลสูงปานกลาง (8–20 M⊙): มักก่อให้เกิดดาวยักษ์แดง ซูเปอร์โนวาประเภท II และเหลือดาวนิวตรอน
  • มวลสูงต่ำกว่า (~8–9 M⊙): อาจก่อให้เกิดซูเปอร์โนวาแบบจับอิเล็กตรอนหรือผลลัพธ์ขอบเขต บางครั้งก่อให้เกิดดาวแคระขาวมวลสูงหากแกนกลางไม่ยุบตัวเต็มที่ [9]

5.2 ผลกระทบของโลหะ

ดาวที่มีโลหะมากจะมีลมที่ขับเคลื่อนด้วยรังสีแรงกว่า ทำให้สูญเสียมวลมากขึ้น ดาวมวลมากที่มีโลหะน้อย (พบได้บ่อยในจักรวาลยุคแรก) อาจเก็บมวลไว้ได้มากขึ้นจนถึงจุดยุบตัว ซึ่งอาจนำไปสู่หลุมดำมวลมากขึ้นหรือเหตุการณ์ไฮเปอร์โนวา ดาวยักษ์ใหญ่ที่มีโลหะน้อยบางดวงอาจก่อให้เกิด ซูเปอร์โนวาแบบคู่ไม่เสถียร หากมีมวลมากอย่างยิ่ง (>~140 M⊙) แม้ว่าหลักฐานการสังเกตเหล่านี้จะมีน้อย

6. หลักฐานและปรากฏการณ์จากการสังเกต

6.1 ซูเปอร์ไจแอนต์สีแดงที่มีชื่อเสียง

ดาวอย่าง Betelgeuse (กลุ่มดาวนายพราน) และ Antares (กลุ่มดาวแมงป่อง) เป็นตัวอย่างของซูเปอร์ไจแอนต์สีแดง ขนาดใหญ่พอที่ถ้าวางไว้ที่ตำแหน่งของดวงอาทิตย์ จะกลืนดาวเคราะห์ชั้นใน การสั่นพ้อง เหตุการณ์สูญเสียมวล และซองฝุ่นที่ขยายออกของพวกมันเป็นสัญญาณบ่งบอกถึงการล่มสลายของแกนในอนาคต

6.2 เหตุการณ์ซูเปอร์โนวา

ซูเปอร์โนวาสว่างในประวัติศาสตร์เช่น SN 1987A ในเมฆแมกเจลแลนใหญ่ หรือ SN 1993J ที่อยู่ไกลกว่า แสดงให้เห็นว่ากิจกรรมประเภท II และ IIb เกิดจากบรรพบุรุษซูเปอร์ไจแอนต์ นักดาราศาสตร์ติดตามเส้นแสง สเปกตรัม และองค์ประกอบมวลที่ถูกขับออกมา โดยเปรียบเทียบกับแบบจำลองทฤษฎีของการเผาไหม้ขั้นสูงและโครงสร้างซองหุ้ม

6.3 คลื่นความโน้มถ่วง?

แม้ว่าการตรวจจับคลื่นความโน้มถ่วงโดยตรงจากซูเปอร์โนวาแกนล่มยังเป็นสมมติฐาน ทฤษฎีชี้ว่าความไม่สมมาตรในการระเบิดหรือการก่อตัวของดาวนิวตรอนอาจสร้างคลื่นระเบิดได้ เครื่องตรวจจับคลื่นความโน้มถ่วงขั้นสูงในอนาคตอาจจับสัญญาณเหล่านี้ได้ ช่วยปรับปรุงความเข้าใจของเราเกี่ยวกับความไม่สมมาตรของเครื่องยนต์ซูเปอร์โนวา

7. ผลลัพธ์: ดาวนิวตรอนหรือหลุมดำ

7.1 ดาวนิวตรอนและพัลซาร์

ดาวที่มีมวลเริ่มต้นสูงสุดประมาณ 20–25 M⊙ มักทิ้ง ดาวนิวตรอน ไว้—แกนกลางที่หนาแน่นมากของนิวตรอนซึ่งได้รับการสนับสนุนโดยแรงดันการยุบตัวของนิวตรอน หากหมุนและมีสนามแม่เหล็ก จะปรากฏเป็น พัลซาร์ ปล่อยคลื่นวิทยุหรือการแผ่รังสีแม่เหล็กไฟฟ้าอื่น ๆ จากขั้วแม่เหล็ก

7.2 หลุมดำ

สำหรับบรรพบุรุษที่มวลมากขึ้นหรือการล่มสลายบางกรณี แกนกลางจะเกินขีดจำกัดการยุบตัวของนิวตรอน ล่มสลายเป็น หลุมดำมวลดาว บางสถานการณ์ล่มสลายโดยตรงอาจข้ามซูเปอร์โนวาสว่างไปเลย หรือเกิดการระเบิดจางหากพลังงานนิวตริโนไม่เพียงพอที่จะปล่อยแรงกระแทกที่แข็งแกร่ง การสังเกตไบนารีรังสีเอกซ์ของหลุมดำยืนยันจุดสิ้นสุดเหล่านี้สำหรับเศษดาวมวลสูงบางชนิด [10]

8. ความสำคัญทางจักรวาลวิทยาและวิวัฒนาการ

8.1 ฟีดแบ็กการก่อตัวของดาว

ฟีดแบ็กจากดาวมวลมาก—ลมดาว รังสีไอออไนซ์ และแรงกระแทกซูเปอร์โนวา—มีบทบาทสำคัญในการกำหนด การก่อตัวของดาว ในเมฆโมเลกุลใกล้เคียง การกระตุ้นหรือยับยั้งการก่อตัวของดาวในระดับท้องถิ่น กระบวนการเหล่านี้มีความสำคัญต่อวิวัฒนาการรูปร่างและเคมีของกาแล็กซี

8.2 การเพิ่มธาตุเคมีในกาแล็กซี

ซูเปอร์โนวาแกนล่มผลิตออกซิเจน แมกนีเซียม ซิลิกอน และธาตุอัลฟาที่หนักกว่าเป็นส่วนใหญ่ การสังเกตความอุดมสมบูรณ์ของธาตุเหล่านี้ในดาวฤกษ์และเนบิวลา ยืนยันบทบาทสำคัญของวิวัฒนาการดาวมวลสูงในการสร้างความหลากหลายทางเคมีในจักรวาล

8.3 จักรวาลยุคแรกและการรีไอออนไนซ์

รุ่นแรกของดาวมวลมาก (Population III) ในจักรวาลยุคแรกน่าจะสิ้นสุดด้วยซูเปอร์โนวาที่ตระการตาหรือแม้แต่ไฮเปอร์โนวา ทำให้เกิดการรีไอออนไนซ์ในพื้นที่ท้องถิ่นและกระจายโลหะเข้าสู่ก๊าซบริสุทธิ์ การเข้าใจว่าดาวมวลมากโบราณเหล่านี้ตายอย่างไรเป็นสิ่งสำคัญสำหรับการจำลองขั้นตอนแรกของการก่อตัวกาแล็กซี

9. ทิศทางการวิจัยและการสังเกตในอนาคต

  1. Transient Surveys: การค้นหาซูเปอร์โนวารุ่นต่อไป (เช่น กับ Vera C. Rubin Observatory, กล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่มาก) จะพบซูเปอร์โนวายุบตัวแกนหลายพันครั้ง ปรับปรุงข้อจำกัดมวลดาวต้นกำเนิดและกลไกการระเบิด
  2. Multi-Messenger Astronomy: ตัวตรวจจับนิวตริโนและหอดูคลื่นความโน้มถ่วงอาจจับสัญญาณจากการยุบตัวของแกนใกล้เคียง ให้ข้อมูลเชิงลึกโดยตรงเกี่ยวกับเครื่องยนต์ซูเปอร์โนวา
  3. การจำลองบรรยากาศดาวความละเอียดสูง: การศึกษาละเอียดของโปรไฟล์เส้นสเปกตรัมซูเปอร์ไจแอนต์และโครงสร้างลมสามารถปรับปรุงการประเมินอัตราการสูญเสียมวล ซึ่งสำคัญต่อการทำนายชะตากรรมสุดท้าย
  4. ช่องทางการรวมตัวของดาว: ดาวมวลมากหลายดวงอยู่ในระบบคู่หรือหลายดวง อาจรวมตัวกันก่อนการยุบตัวสุดท้ายหรือถ่ายโอนมวล เปลี่ยนผลผลิตซูเปอร์โนวาหรือเส้นทางการก่อตัวหลุมดำ

10. บทสรุป

สำหรับ ดาวมวลมาก เส้นทางจากลำดับหลักไปสู่การสิ้นสุดอย่างรุนแรงนั้นรวดเร็วและดุเดือด ดาวเหล่านี้ใช้ไฮโดรเจน (และธาตุหนักกว่า) อย่างรวดเร็วมาก พองตัวเป็นซูเปอร์ไจแอนต์ที่สว่างไสวและสร้างผลิตภัณฑ์ฟิวชันขั้นสูงจนถึงเหล็กในแกนของพวกมัน เมื่อไม่มีศักยภาพฟิวชันแบบปล่อยพลังงานเพิ่มเติมที่ขั้นเหล็ก แกนจะยุบตัว ในซูเปอร์โนวาที่รุนแรง ปล่อยวัสดุที่อุดมไปด้วยธาตุและก่อให้เกิดดาวนิวตรอนหรือหลุมดำที่เหลืออยู่ กระบวนการนี้เป็นหัวใจของการเพิ่มธาตุในจักรวาล การตอบสนองของการก่อตัวดาว และการสร้างวัตถุที่แปลกประหลาดที่สุดบางชนิด—ดาวนิวตรอน, พัลซาร์, แมกนีตาร์ และหลุมดำ—ในจักรวาล การสังเกตเส้นโค้งแสงซูเปอร์โนวา ลายเซ็นสเปกโทรสโกปี และซากที่เหลือยังคงเผยความซับซ้อนเบื้องหลังการแสดงสุดท้ายที่มีพลังเหล่านี้ เชื่อมโยงชะตากรรมของดาวมวลมากกับเรื่องราวที่ดำเนินต่อไปของวิวัฒนาการกาแล็กซี

เอกสารอ้างอิงและการอ่านเพิ่มเติม

  1. Maeder, A., & Meynet, G. (2000). “วิวัฒนาการของดาวพร้อมการหมุนและสนามแม่เหล็ก. I. ประวัติของเส้นกำเนิดดาวมวลมาก.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 38, 143–190.
  2. Chiosi, C., & Maeder, A. (1986). “วิวัฒนาการของดาวและประชากรดาว.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 24, 329–375.
  3. Woosley, S. E., & Weaver, T. A. (1995). “วิวัฒนาการและการระเบิดของดาวมวลมาก. II. พลศาสตร์ของการระเบิดและนิวคลีโอซินเทซิส.” The Astrophysical Journal Supplement Series, 101, 181–235.
  4. Heger, A., Fryer, C. L., Woosley, S. E., et al. (2003). “How Massive Single Stars End Their Life.” The Astrophysical Journal, 591, 288–300.
  5. Bethe, H. A. (1990). “Supernova Mechanisms.” Reviews of Modern Physics, 62, 801–866.
  6. Janka, H.-T. (2012). “Explosion Mechanisms of Core-Collapse Supernovae.” Annual Review of Nuclear and Particle Science, 62, 407–451.
  7. Oppenheimer, J. R., & Volkov, G. M. (1939). “On Massive Neutron Cores.” Physical Review, 55, 374–381.
  8. Smartt, S. J. (2009). “Progenitors of Core-Collapse Supernovae.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 47, 63–106.
  9. Nomoto, K. (1984). “Evolution of 8-10 solar mass stars toward electron capture supernovae. I - Formation of electron-degenerate O + NE + MG cores.” The Astrophysical Journal, 277, 791–805.
  10. Fryer, C. L., & Kalogera, V. (2001). “Theoretical Black Hole Mass Distributions.” The Astrophysical Journal, 554, 548–560.

 

← บทความก่อนหน้า                    บทความถัดไป →

 

 

กลับไปด้านบน

กลับไปที่บล็อก