Low-Mass Stars: Red Giants and White Dwarfs

ดาวมวลต่ำ: ดาวยักษ์แดงและดาวแคระขาว

Linas Juozenas

เส้นทางวิวัฒนาการของดาวที่คล้ายดวงอาทิตย์หลังจากการใช้ไฮโดรเจนในแกนหมดสิ้นสุดลง โดยจบลงที่ดาวแคระขาวกะทัดรัด

เมื่อ ดาวที่คล้ายดวงอาทิตย์ หรือ ดาวมวลต่ำ อื่น ๆ (ประมาณ ≤8 M_⊙) สิ้นสุดชีวิตในลำดับหลัก มันจะไม่ระเบิดเป็นซูเปอร์โนวา แต่จะเดินทางผ่านเส้นทางที่นุ่มนวลแต่ยังคงน่าตื่นเต้น: ขยายตัวเป็น ยักษ์แดง จุดระเบิดฮีเลียมในแกน และในที่สุดก็ปล่อยชั้นนอกออกไปเพื่อทิ้งไว้ซึ่ง ดาวแคระขาว ที่กะทัดรัด กระบวนการนี้เป็นตัวกำหนดชะตากรรมของดาวส่วนใหญ่ในจักรวาล รวมถึงดวงอาทิตย์ของเรา ด้านล่างนี้เราจะสำรวจแต่ละขั้นตอนของวิวัฒนาการหลังลำดับหลักของดาวมวลต่ำ โดยอธิบายว่าการเปลี่ยนแปลงเหล่านี้เปลี่ยนโครงสร้างภายใน ความสว่าง และสถานะสุดท้ายของดาวอย่างไร

1. ภาพรวมของวิวัฒนาการดาวมวลต่ำ

1.1 ช่วงมวลและอายุขัย

ดาวที่ถือว่า “มวลต่ำ” มักมีมวลตั้งแต่ประมาณ 0.5 ถึง 8 มวลสุริยะ แม้ขอบเขตที่แน่นอนจะขึ้นอยู่กับรายละเอียดของการจุดระเบิดฮีเลียมและมวลแกนสุดท้าย ภายในช่วงมวลนี้:

core-collapse supernova มีโอกาสน้อย ดาวเหล่านี้ไม่มวลมากพอที่จะสร้างแกนเหล็กที่ยุบตัว
white dwarf remnants คือผลลัพธ์สุดท้าย
ชีวิตบน Main Sequence ยาวนาน: ดาวมวลต่ำจะมีชีวิตบน main sequence เป็นสิบ ๆ พันล้านปีหากมีมวลใกล้ 0.5 M_⊙ หรือประมาณ 10 พันล้านปีสำหรับดาว 1 M_⊙ เช่นดวงอาทิตย์ [1]

1.2 ภาพรวมวิวัฒนาการหลัง Main Sequence

หลังจากการใช้ไฮโดรเจนในแกนหมด ดาวจะผ่านหลายช่วงสำคัญ:

การเผาไหม้เปลือกไฮโดรเจน: แกนฮีเลียมหดตัวในขณะที่เปลือกเผาไหม้ไฮโดรเจนขยายซองให้กลายเป็น red giant
การจุดระเบิดฮีเลียม: เมื่ออุณหภูมิแกนกลางสูงพอ (~10⁸ K) การหลอมรวมฮีเลียมจะเริ่มขึ้น บางครั้งเกิดเป็นการระเบิดในรูปแบบ “helium flash”
Asymptotic Giant Branch (AGB): ช่วงการเผาไหม้ปลาย ๆ รวมถึงการเผาไหม้เปลือกฮีเลียมและไฮโดรเจนเหนือแกนคาร์บอน-ออกซิเจน
การขับไล่ Planetary Nebula: ชั้นนอกของดาวถูกขับออกอย่างอ่อนโยน สร้างเนบิวลาสวยงาม ทิ้งแกนกลางไว้เป็น white dwarf [2]

2. ช่วง Red Giant

2.1 การออกจาก Main Sequence

เมื่อดาวที่คล้ายดวงอาทิตย์ใช้ core hydrogen หมด การหลอมรวมจะย้ายไปยังเปลือกรอบนอก โดยไม่มีการหลอมรวมในแกนฮีเลียมเฉื่อย แกนจะ หดตัว ภายใต้แรงโน้มถ่วง ทำให้อุณหภูมิสูงขึ้น ขณะเดียวกัน outer envelope ของดาวจะขยายตัวอย่างมาก ทำให้ดาว:

ขนาดใหญ่ขึ้นและสว่างขึ้น: รัศมีสามารถเติบโตขึ้นเป็นสิบถึงร้อยเท่า
พื้นผิวเย็นลง: การขยายตัวทำให้อุณหภูมิพื้นผิวลดลง ทำให้ดาวมีสี แดง

ดังนั้น ดาวจึงกลายเป็น Red Giant บน red giant branch (RGB) ของแผนภาพ H–R [3]

2.2 การเผาไหม้เปลือกไฮโดรเจน

ในช่วงนี้:

การหดตัวของแกน He: แกนกลางของเถ้าฮีเลียมหดตัว ทำให้อุณหภูมิสูงขึ้นถึง ~10⁸ K
การเผาไหม้เปลือก: ไฮโดรเจนในเปลือกบาง ๆ ที่อยู่นอกแกนกลางจะหลอมรวมอย่างรุนแรง มักสร้างความสว่างสูง
การขยายซอง: พลังงานส่วนเกินจากการเผาไหม้เปลือกทำให้ซองพองตัว ดาวจะปีนขึ้นสู่ RGB

ดาวฤกษ์สามารถใช้เวลาหลายร้อยล้านปีบนสาขายักษ์แดง โดยค่อยๆ สร้างแกนฮีเลียมที่เสื่อมสภาพ

2.3 การระเบิดฮีเลียม (สำหรับ ~2 M_⊙ หรือ น้อยกว่า)

ในดาวฤกษ์ที่มีมวล ≤2 M_⊙ แกนฮีเลียมจะกลายเป็น electron degenerate หมายความว่าแรงดันควอนตัมจากอิเล็กตรอนต่อต้านการบีบอัดเพิ่มเติม เมื่ออุณหภูมิข้ามเกณฑ์ (~10⁸ K) การหลอมรวมฮีเลียมจะจุดติดอย่างรุนแรงในแกน—เรียกว่า helium flash—ปลดปล่อยพลังงานจำนวนมาก การระเบิดนี้ยกเลิกการเสื่อมสภาพ ปรับโครงสร้างดาวฤกษ์โดยไม่ทำให้ซองหุ้มถูกปลดปล่อยอย่างรุนแรง ดาวที่มีมวลมากกว่าจะจุดติดฮีเลียมอย่างอ่อนโยนกว่าโดยไม่มีการระเบิด [4]

3. สาขาแนวนอนและการเผาผลาญฮีเลียม

3.1 การหลอมรวมฮีเลียมในแกน

หลังจากการระเบิดฮีเลียมหรือการจุดติดอย่างอ่อนโยน แกน helium-burning core ที่มั่นคงจะก่อตัวขึ้น โดยหลอมรวม ⁴He → ¹²C, ¹⁶O เป็นหลักผ่าน triple-alpha process ดาวฤกษ์จะปรับตัวใหม่สู่สภาวะมั่นคงบน horizontal branch (ในแผนภาพ HR ของกระจุกดาว) หรือ red clump สำหรับมวลที่ต่ำกว่านิดหน่อย [5]

3.2 ช่วงเวลาการเผาผลาญฮีเลียม

แกนฮีเลียมมีขนาดเล็กกว่าและอุณหภูมิสูงกว่ายุคการเผาผลาญไฮโดรเจน แต่การหลอมรวมฮีเลียมมีประสิทธิภาพน้อยกว่า ด้วยเหตุนี้ ระยะนี้มักจะกินเวลาประมาณ 10–15% ของอายุหลักของดาวฤกษ์ เมื่อเวลาผ่านไป แกนคาร์บอน-ออกซิเจน (C–O) ที่เฉื่อยจะพัฒนาและในที่สุดก็หยุดก่อนการหลอมรวมธาตุหนักในดาวฤกษ์มวลต่ำ

3.3 การเริ่มต้นของการเผาผลาญเปลือกฮีเลียม

หลังจากฮีเลียมศูนย์กลางหมดไป การเผาผลาญเปลือกฮีเลียมจะจุดติดนอกแกนคาร์บอน-ออกซิเจนในขณะนี้ ดันดาวฤกษ์เข้าสู่ asymptotic giant branch (AGB) ซึ่งเป็นที่รู้จักกันดีว่ามีพื้นผิวสว่างและเย็น การสั่นสะเทือนรุนแรง และการสูญเสียมวล

4. สาขายักษ์แอสิมพ์โตติกและการปลดปล่อยซองหุ้ม

4.1 วิวัฒนาการ AGB

ในระยะ AGB โครงสร้างของดาวฤกษ์มีลักษณะดังนี้:

C–O Core: แกนเฉื่อยและเสื่อมสภาพ
He and H Burning Shells: เปลือกของการหลอมรวมสร้างพฤติกรรมแบบพัลส์
Enormous Envelope: ชั้นนอกของดาวฤกษ์ขยายตัวจนมีรัศมีใหญ่โตมาก โดยมีแรงโน้มถ่วงผิวที่ค่อนข้างต่ำ

การสั่นสะเทือนความร้อนในเปลือกฮีเลียมสามารถขับเคลื่อนการขยายตัวแบบไดนามิก ทำให้สูญเสียมวลอย่างมีนัยสำคัญผ่าน stellar winds การไหลออกนี้มักจะเพิ่มธาตุคาร์บอน ไนโตรเจน และธาตุ s-process ที่เกิดจากการระเบิดเปลือก [6] ลงใน ISM

4.2 การก่อตัวของ Planetary Nebula

ในที่สุด ดาวฤกษ์ไม่สามารถเก็บชั้นนอกไว้ได้ ลมซุปเปอร์วินด์สุดท้ายหรือการปลดปล่อยมวลที่ขับเคลื่อนด้วยการสั่นสะเทือนเผยให้เห็นแกนร้อน ซองหุ้มที่ถูกขับออกจะเรืองแสงภายใต้รังสี UV จากแกนดาวฤกษ์ที่ร้อน สร้างเป็น planetary nebula—เปลือกแก๊สไอออไนซ์ที่มักซับซ้อน ดาวฤกษ์ศูนย์กลางจึงเป็น proto–white dwarf ที่ส่องสว่างอย่างเข้มข้นใน UV เป็นเวลาหลายหมื่นปีในขณะที่เนบิวลาขยายออกไป

5. ซากดาวแคระขาว

5.1 องค์ประกอบและโครงสร้าง

เมื่อซองหุ้มที่ถูกขับออกกระจาย แกน degenerate core ที่เหลือจะปรากฏเป็น ดาวแคระขาว (WD) โดยปกติ:

ดาวแคระขาวคาร์บอน-ออกซิเจน: มวลแกนสุดท้ายของดาว ≤1.1 M_⊙
ดาวแคระขาวฮีเลียม: หากดาวสูญเสียซองหุ้มของมันตั้งแต่เนิ่นๆ หรืออยู่ในปฏิสัมพันธ์ของระบบดาวคู่
ดาวแคระขาวออกซิเจน-นีออน: ในดาวที่มีมวลมากกว่าบ้างใกล้ขีดจำกัดมวลบนสุดสำหรับการก่อตัวของ WD

ความดันความหนาแน่นของอิเล็กตรอนรองรับ WD จากการยุบตัว กำหนดรัศมีโดยทั่วไปประมาณเท่ากับโลก โดยมีความหนาแน่น 10⁶–10⁹ g cm⁻³.

5.2 การเย็นตัวและอายุขัยของ WD

ดาวแคระขาวปล่อยพลังงานความร้อนที่เหลืออยู่ไปตลอดหลายพันล้านปี ค่อยๆ เย็นลง และมืดลง:

ความสว่างเริ่มต้น อยู่ในระดับปานกลาง ส่องสว่างส่วนใหญ่ในช่วงแสงที่มองเห็นหรือ UV
ในช่วงเวลาหลายสิบพันล้านปี มันจะมืดลงจนกลายเป็น “ดาวแคระดำ” (สมมุติฐาน เนื่องจากจักรวาลยังไม่แก่พอที่ WD จะเย็นลงจนเต็มที่)

โดยไม่มีปฏิกิริยานิวเคลียร์ WD จะลดความสว่างลงเมื่อปล่อยความร้อนที่เก็บไว้ การสังเกตลำดับ WD ในกระจุกดาวช่วยปรับเทียบอายุของกระจุกดาว เนื่องจากกระจุกดาวที่เก่ากว่าจะมี WD ที่เย็นกว่า [7,8]

5.3 ปฏิสัมพันธ์ในระบบดาวคู่และโนวา / ซูเปอร์โนวาประเภท Ia

ในระบบดาวคู่ที่ใกล้ชิด ดาวแคระขาวสามารถ สะสม สสารจากดาวคู่ได้ สิ่งนี้สามารถสร้าง:

โนวาคลาสสิก: การระเบิดนิวเคลียร์แบบวิ่งหนีบนพื้นผิว WD
ซูเปอร์โนวาประเภท Ia: หากมวลของ WD เข้าใกล้ขีดจำกัด Chandrasekhar (~1.4 M_⊙) การระเบิดของคาร์บอนสามารถทำลาย WD ทั้งหมด สร้างธาตุที่หนักกว่าและปล่อยพลังงานจำนวนมาก

ดังนั้น ระยะ WD อาจมีผลลัพธ์ที่น่าทึ่งเพิ่มเติมในระบบดาวหลายดวง แต่ในสภาพโดดเดี่ยว มันเพียงแค่เย็นลงอย่างไม่มีกำหนด

6. หลักฐานจากการสังเกต

6.1 แผนภูมิสี-ความสว่างของกลุ่มดาว

ข้อมูลจากกลุ่มดาวเปิดและกลุ่มดาวทรงกลมแสดงให้เห็น “Red Giant Branch,” “Horizontal Branch,” และ “White Dwarf Cooling Sequences” ที่แตกต่างกัน สะท้อนเส้นทางวิวัฒนาการของดาวมวลต่ำ โดยการวัดอายุการเลิกเป็นดาวลำดับหลักและการแจกแจงความสว่างของ WD นักดาราศาสตร์ยืนยันอายุทฤษฎีของช่วงเหล่านี้

6.2 การสำรวจเนบิวลาดาวเคราะห์

การสำรวจภาพ (เช่น ด้วยกล้องโทรทรรศน์ฮับเบิลหรือกล้องโทรทรรศน์ภาคพื้นดิน) เผยให้เห็นเนบิวลาดาวเคราะห์นับพันดวง แต่ละดวงมีดาวกลางร้อนที่เปลี่ยนเป็น white dwarf อย่างรวดเร็ว ความหลากหลายของรูปร่าง — ตั้งแต่รูปวงแหวนไปจนถึงรูปสองขั้ว — แสดงให้เห็นว่าความไม่สมมาตรของลม, การหมุน หรือสนามแม่เหล็กสามารถปั้นก๊าซที่ถูกปล่อยออกมาได้ [9]

6.3 การแจกแจงมวลของ White Dwarf

การสำรวจสเปกโตรสโกปีขนาดใหญ่พบว่า WDs ส่วนใหญ่รวมตัวกันรอบ 0.6 M_⊙ ซึ่งสอดคล้องกับการทำนายทางทฤษฎีสำหรับดาวมวลปานกลาง ความหายากสัมพัทธ์ของ WDs ใกล้ขีดจำกัด Chandrasekhar ก็ตรงกับช่วงมวลของดาวที่ก่อตัวขึ้น รายละเอียดเส้นสเปกตรัมของ WD (เช่น จากประเภท DA หรือ DB) ให้ข้อมูลเกี่ยวกับองค์ประกอบแกนและอายุการเย็นตัว

7. บทสรุปและงานวิจัยในอนาคต

Low-mass stars เช่นดวงอาทิตย์เดินตามเส้นทางที่เข้าใจดีหลังจากไฮโดรเจนหมด:

Red Giant Branch: แกนหดตัว ซองหุ้มขยาย ดาวเปลี่ยนเป็นสีแดงและสว่างขึ้น
Helium Burning (Horizontal Branch/Red Clump): แกนจุดประกายฮีเลียม ดาวเข้าสู่สมดุลใหม่
Asymptotic Giant Branch: การเผาไหม้สองชั้นรอบแกน C–O ที่เสื่อมสภาพ นำไปสู่การสูญเสียมวลอย่างรุนแรงและการปลดปล่อยเนบิวลาดาวเคราะห์
White Dwarf: แกนที่เสื่อมสภาพยังคงเป็นซากดาวขนาดกะทัดรัด เย็นลงเป็นเวลานาน

งานวิจัยที่ดำเนินอยู่ช่วยปรับปรุงแบบจำลองการสูญเสียมวลบน AGB, การระเบิดฮีเลียมในดาวที่มีโลหะต่ำ และโครงสร้างซับซ้อนของเนบิวลาดาวเคราะห์ การสังเกตจากการสำรวจหลายความยาวคลื่น, อะสเตอโรซีสโมโลยี และข้อมูลพารัลแลกซ์ที่ดีขึ้น (เช่น จาก Gaia) ช่วยยืนยันอายุและโครงสร้างภายในตามทฤษฎี ขณะเดียวกัน การศึกษาคู่ดาวใกล้เผยให้เห็นโนวาและตัวกระตุ้นซูเปอร์โนวา Type Ia เน้นย้ำว่าไม่ใช่ WDs ทุกดวงจะเย็นลงอย่างเงียบ ๆ — บางดวงเผชิญกับจุดจบที่ระเบิดได้

โดยรวมแล้ว red giants และ white dwarfs สรุปบทสุดท้ายของดาวส่วนใหญ่ แสดงให้เห็นว่าการหมดไฮโดรเจนไม่ได้หมายถึงการสิ้นสุดของดาว แต่เป็นการเปลี่ยนแปลงอย่างรุนแรงไปสู่การเผาไหม้ฮีเลียม และในที่สุดคือการจางลงอย่างนุ่มนวลของแกนดาวที่เสื่อมสภาพ เมื่อดวงอาทิตย์ของเราเข้าใกล้เส้นทางนี้ในอีกไม่กี่พันล้านปีข้างหน้า มันเตือนเราว่ากระบวนการเหล่านี้ไม่ได้กำหนดแค่ดาวเดี่ยว แต่ยังรวมถึงระบบดาวเคราะห์ทั้งหมดและวิวัฒนาการทางเคมีของกาแล็กซีโดยรวม

เอกสารอ้างอิงและการอ่านเพิ่มเติม

Eddington, A. S. (1926). The Internal Constitution of the Stars. Cambridge University Press.
Iben, I. (1974). “วิวัฒนาการของดาวภายในและนอกเส้นลำดับหลัก.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 12, 215–256.
Reimers, D. (1975). “ซองรอบดาวและการสูญเสียมวลของดาวยักษ์แดง.” Mem. Soc. R. Sci. Liège, 8, 369–382.
Thomas, H.-C. (1967). “แฟลชฮีเลียมในดาวยักษ์แดง.” Zeitschrift für Astrophysik, 67, 420–428.
Sweigart, A. V., & Gross, P. G. (1978). “การผสมฮีเลียมในการวิวัฒนาการของดาวยักษ์แดง.” The Astrophysical Journal Supplement Series, 36, 405–436.
Herwig, F. (2005). “วิวัฒนาการของดาวแถบยักษ์แอสซิมโทติก.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 43, 435–479.
Koester, D. (2002). “ดาวแคระขาว: การวิจัยในยุคใหม่.” Astronomy & Astrophysics Review, 11, 33–66.
Winget, D. E., & Kepler, S. O. (2008). “การมองเข้าไปในดาว: ฟิสิกส์ดาราศาสตร์ของดาวแคระขาว.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 46, 157–199.
Balick, B., & Frank, A. (2002). “รูปร่างและการสร้างรูปร่างของเนบิวลาพลานิทารี่.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 40, 439–486.

← บทความก่อนหน้า บทความถัดไป →

กลับไปด้านบน

กลับไปที่บล็อก

ประเทศ/ภูมิภาค

ภาษา