วิกิพีเดีย

การก่อตัวของดาวฤกษ์

การก่อตัวของดาวฤกษ์ คือกระบวนการที่ส่วนหนาแน่นมากๆ ในเมฆโมเลกุลเกิดการยุบตัวลงกลายเป็นลูกกลมพลาสมาเพื่อก่อตัวขึ้นเป็นดาวฤกษ์ ในฐานะสาขาหนึ่งในการศึกษาดาราศาสตร์ การก่อตัวของดาวฤกษ์ยังรวมไปถึงการศึกษาสสารระหว่างดาวและเมฆโมเลกุลยักษ์ ในฐานที่เป็นสื่อกลางในกระบวนการก่อตัวของดาว และการศึกษาวัตถุดาวฤกษ์อายุน้อยและการก่อตัวของดาวเคราะห์ด้วย ทฤษฎีการก่อตัวของดาวฤกษ์นอกจากศึกษาเกี่ยวกับการกำเนิดดาวฤกษ์เดี่ยวแล้ว ยังรวมไปถึงการศึกษาทางสถิติเกี่ยวกับดาวคู่และฟังก์ชันมวลตั้งต้น

ภาพจากกล้องฮับเบิล ซึ่งรู้จักกันในชื่อ เสาหลักแห่งการสร้าง อันเป็นบริเวณที่เป็นแหล่งก่อตัวดาวฤกษ์ภายในเนบิวลานกอินทรี

แหล่งกำเนิดดาวฤกษ์แก้ไข

เมฆระหว่างดาวแก้ไข

ในดาราจักรชนิดก้นหอยเหมือนอย่างทางช้างเผือกนี้มีดาวฤกษ์ ซากดาวฤกษ์ สสารระหว่างดาว และฝุ่นมากมาย แก๊สส่วนที่เหลืออยู่โดยมากเป็นฮีเลียม ซึ่งในบรรดาสสารนี้มีองค์ประกอบเคมีล้วนไปด้วยธาตุหนัก ซึ่งถูกสร้างขึ้นจากดวงดาวหลังจากที่มันผ่านพ้นจุดจบในแถบลำดับหลัก ส่วนที่มีความหนาแน่นสูงกว่าส่วนอื่นๆ ในสสารระหว่างดาว จะรวมตัวกันเป็นกลุ่มเมฆ หรือ เนบิวลา[1] อันเป็นบริเวณที่ดาวฤกษ์ก่อตัวขึ้น[2] ส่วนดาราจักรชนิดรีจะสูญเสียส่วนประกอบที่เย็นภายในสสารระหว่างดาวไปเป็นเวลานานนับพันล้านปีแล้ว ทำให้ดาราจักรเหล่านั้นไม่อาจมีกลุ่มเมฆเนบิวลาได้นอกจากจะไปรวมตัวเข้ากับดาราจักรอื่น[3]

ภายในเนบิวลาที่หนาแน่นมากๆ นี้เองเป็นที่ซึ่งดาวฤกษ์ถือกำเนิดขึ้น ไฮโดรเจนจำนวนมากอยู่ในรูปแบบโมเลกุล (H2) ดังนั้นเมฆเนบิวลาเหล่านี้จึงถูกเรียกว่า เมฆโมเลกุล[2] เมฆที่ใหญ่มากๆ เรียกว่า เมฆโมเลกุลยักษ์ ซึ่งมีความหนาแน่นประมาณ 100 อนุภาคต่อลูกบาศก์เซนติเมตร เส้นผ่านศูนย์กลางราว 100 ปีแสง มวลขนาด 6 ล้านเท่าของมวลดวงอาทิตย์[4] มวลประมารครึ่งหนึ่งของมวลในดาราจักรทั้งหมดพบอยู่ในเมฆโมเลกุลเหล่านี้[5] ในทางช้างเผือกมีเมฆโมเลกุลอยู่ประมาณ 6,000 กลุ่ม มวลรวมมากกว่า 100,000 เท่าของมวลดวงอาทิตย์[6] เนบิวลาที่อยู่ใกล้ดวงอาทิตย์ของเราที่สุดซึ่งมีดาวฤกษ์ขนาดใหญ่กำลังก่อตัวอยู่ คือเนบิวลานายพราน[7]

การยุบตัวของเมฆแก้ไข

เมฆแก๊สระหว่างดาวจะดำรงสภาวะสมดุลอุทกสถิตเอาไว้ได้ตราบที่พลังงานจลน์ของแรงดันแก๊สภายในยังสมดุลกับพลังงานศักย์ของแรงโน้มถ่วงภายใน[8] ถ้าเมฆมีมวลมากพอจนกระทั่งแรงดันแก๊สไม่สามารถจะรองรับเอาไว้ได้อีก กลุ่มเมฆก็จะยุบตัวลงเนื่องจากแรงโน้มถ่วง มวลสูงสุดที่กลุ่มเมฆจะยุบตัวลงนี้เรียกว่า มวลของฌ็อง (Jeans mass) ซึ่งมีค่าขึ้นอยู่กับอุณหภูมิและความหนาแน่นของเมฆ โดยทั่วไปมีค่าหลายพันถึงหลายแสนเท่าของมวลดวงอาทิตย์[2] ค่านี้สอดคล้องกับค่าเฉลี่ยมวลของกระจุกดาวเปิด ซึ่งเป็นผลลัพธ์สุดท้ายจากกลุ่มเมฆที่ยุบตัวนี้[9]

อ้างอิงแก้ไข

  1. ↑ O'Dell, C. R. "Nebula". World Book at NASA. World Book, Inc. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2005-04-29. สืบค้นเมื่อ 2009-05-18.
  2. ↑ 2.0 2.1 2.2 Prialnik, Dina (2000). An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press. 195–212. ISBN 0521650658. {{cite book}}: ไม่รู้จักพารามิเตอร์ |nopp= ถูกละเว้น แนะนำ (|no-pp=) (help)
  3. ↑ Dupraz, C.; Casoli, F. (June 4–9, 1990). "The Fate of the Molecular Gas from Mergers to Ellipticals". Dynamics of Galaxies and Their Molecular Cloud Distributions: Proceedings of the 146th Symposium of the International Astronomical Union. Paris, France: Kluwer Academic Publishers. Bibcode:1991IAUS..146..373D. สืบค้นเมื่อ 2009-05-21. {{cite conference}}: ไม่รู้จักพารามิเตอร์ |booktitle= ถูกละเว้น แนะนำ (|book-title=) (help)CS1 maint: date format (ลิงก์) CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)
  4. ↑ Williams, J. P.; Blitz, L.; McKee, C. F. (2000). "The Structure and Evolution of Molecular Clouds: from Clumps to Cores to the IMF". Protostars and Planets IV. p. 97. Bibcode:2000prpl.conf...97W. arΧiv:astro-ph/9902246. {{cite conference}}: ไม่รู้จักพารามิเตอร์ |booktitle= ถูกละเว้น แนะนำ (|book-title=) (help)CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)
  5. ↑ Alves, J.; Lada, C.; Lada, E. (2001). Tracing H2 Via Infrared Dust Extinction. Cambridge University Press. p. 217. ISBN 0521782244. {{cite book}}: ไม่รู้จักพารามิเตอร์ |booktitle= ถูกละเว้น (help)CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)
  6. ↑ Sanders, D. B.; Scoville, N. Z.; Solomon, P. M. (1985-02-01). "Giant molecular clouds in the Galaxy. II - Characteristics of discrete features". Astrophysical Journal, Part 1. 289: 373–387. doi:10.1086/162897.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)
  7. ↑ Sandstrom, Karin M. (2007). "A Parallactic Distance of   Parsecs to the Orion Nebula Cluster from Very Long Baseline Array Observations". The Astrophysical Journal. 667: 1161. doi:10.1086/520922.
  8. ↑ Kwok, Sun (2006). Physics and chemistry of the interstellar medium. University Science Books. pp. 435–437. ISBN 1891389467.
  9. ↑ Battaner, E. (1996). Astrophysical Fluid Dynamics. Cambridge University Press. pp. 166–167. ISBN 0521437474.
เข้าถึงจาก "https://th.wikipedia.org/w/index.php?title=การก่อตัวของดาวฤกษ์&oldid=9558667"