วิกิพีเดีย

ผลต่างระหว่างรุ่นของ "มหานวดารา"

เรียกดูประวัติแบบโต้ตอบ
← การแก้ไขก่อนหน้าการแก้ไขถัดไป →
เนื้อหาที่ลบ เนื้อหาที่เพิ่ม
เห็นภาพข้อความวิกิ
Tinuviel (คุย | ส่วนร่วม)
ผู้ตรวจตรา
การแก้ไข 19,496 ครั้ง
ลไม่มีความย่อการแก้ไข
ลบ
ป้ายระบุ: ถูกแทน blanking การแก้ไขแบบเห็นภาพ แก้ไขจากอุปกรณ์เคลื่อนที่ แก้ไขจากเว็บสำหรับอุปกรณ์เคลื่อนที่
บรรทัด 1:
{{ลิงก์ไปภาษาอื่น}}
[[ไฟล์:SN 2006gy, NASA illustration.jpg|thumb|250px|ภาพจำลองจากศิลปินแสดงให้เห็นมหานวดารา SN 2006gy ที่[[กล้องโทรทรรศน์อวกาศรังสีเอกซ์จันทรา]]จับภาพได้ อยู่ห่างจากโลก 240 ล้าน[[ปีแสง]]]]
 
'''มหานวดารา<ref name="TASDict"> นิพนธ์ ทรายเพชร, อารี สวัสดี และ บุญรักษา สุนทรธรรม. พจนานุกรมศัพท์ดาราศาสตร์ อังกฤษ-ไทย เฉลิมพระเกียรติพระบาทสมเด็จพระเจ้าอยู่หัว เนื่องในโอกาสพระราชพิธีมหามงคลเฉลิมพระชนมพรรษาครบ 6 รอบ 5 ธันวาคม 2542. กรุงเทพฯ : สมาคมดาราศาสตร์ไทย, 2548. 267 หน้า. ISBN 974-93621-6-0</ref>''' หรือ '''ซูเปอร์โนวา''' ({{lang-en|supernova}}) เป็นหนึ่งในเหตุการณ์ระเบิดที่มีพลังมากที่สุดที่รู้จัก นั่นคือเป็นการระเบิดของ[[ดาวฤกษ์]]มวลมากเมื่อสิ้นอายุขัยแล้ว จะเปล่งแสงสว่างมหาศาลและระเบิดออกรัศมีสว่างวาบเป็นรัศมีเพียงชั่วครู่ ก่อนจะเลือนจางลงในเวลาสัปดาห์หรือเดือนเท่านั้น
 
ระหว่างช่วงเวลาสั้นๆ ที่เกิดมหานวดารานี้ มันจะปลดปล่อยพลังงานมหาศาลขนาดเท่ากับพลังงานของ[[ดวงอาทิตย์]]ดวงหนึ่งสามารถปลดปล่อยได้ทั้งชีวิตทีเดียว การระเบิดจะขับไล่ดวงดาวและวัตถุต่างๆ ที่อยู่ใกล้ให้กระเด็นออกไปไกลด้วยความเร็ว 10% ของ[[ความเร็วแสง]] (30,000 กิโลเมตร/วินาที) และเกิดคลื่นกระแทกแผ่ออกไปโดยรอบตรง[[ช่องว่างระหว่างดวงดาว]] การกระแทกนี้ได้กวาดเหล่าแก๊สและฝุ่นละอองออกไปอย่างรวดเร็ว เรียกปรากฏการณ์นี้ว่าการเกิด[[ซากมหานวดารา]]
 
แต่ละประเภทของมหานวดารา ที่ยังปรากฏให้เห็นอยู่ แบ่งได้เป็น 2 ประเภท ซึ่งเกิดพลังงานที่เกิดจาก[[นิวเคลียร์ฟิวชัน]] หลังจากแกนกลางของดาวมีอายุมวลมากเข้าสู่ความตาย และเริ่มสร้างพลังงานจากนิวเคลียร์ฟิวชัน อยู่ภายใต้แรงโน้มถ่วงที่จะนำไปสู่การยุบตัวของดวงดาว จนอาจกลายเป็น[[ดาวนิวตรอน]]หรือไม่ก็[[หลุมดำ]] การปลดปล่อยพลังงานศักย์โน้มถ่วง ทำให้เกิดทั้งความร้อนและสาดผิวชั้นนอกของดวงดาวให้กระเด็นออกไป ในทางกลับกัน [[ดาวแคระขาว]]อาจสะสมเพิ่มพูนสสารจนเพียงพอจากดาวข้างเคียงกัน หรือที่เรียกว่า[[ระบบดาวคู่]] (binary star system) เป็นการเพิ่มอุณหภูมิแกนกลางจนกระทั่งเกิดฟิวชันถึงระดับของธาตุคาร์บอน แกนกลางของดาวฤกษ์ที่ร้อนระอุซึ่งอยู่ในสภาวะยุบตัวเนื่องจากมีมวลเกินค่า[[ขีดจำกัดของจันทรเศกขาร]] (Chandrasekhar limit) ซึ่งมีค่าประมาณ 1.38 เท่าของ[[มวลดวงอาทิตย์|ดวงอาทิตย์]] เกิดเป็นมหานวดาราประเภท T1 (Type I Supernovae) แต่ว่าดาวแคระขาวจะแตกต่างตรงที่มีการระเบิดที่เล็กกว่าโดยใช้เชื้อเพลิงจาก[[ไฮโดรเจน]]ที่ผิวของมัน เรียกว่า โนวาดาวที่มีมวลน้อย (ประมาณไม่ถึงเก้าเท่าของดวงอาทิตย์) เช่นดวงอาทิตย์ของเรา จะวิวัฒน์ไปเป็นดาวแคระขาวโดยปราศจากการเกิดมหานวดารา
 
ประเภทของมหานวดาราที่เราคุ้นเคยที่สุดก็คือ มหานวดาราประเภท T2 (Type II Supernovae) เกิดจากการสิ้นสุดวงจรชีวิตของ[[ดาวฤกษ์]] เป็นการดับของดาวฤกษ์ที่มีขนาดยักษ์กว่าดวงอาทิตย์ของเรา โดยการระเบิดจะเกิดขึ้นอย่างรุนแรงและรวดเร็ว เมื่อเชื้อเพลิงนิวเคลียร์ในแกนกลางของดาวฤกษ์หมดลง แรงดันที่เกิดจาก[[อิเล็กตรอน]]ผลักกันก็จะหายไป ดาวฤกษ์จะยุบตัวลงเนื่องจาก[[แรงโน้มถ่วง]]อะตอมธาตุในแกนกลางดาวฤกษ์บีบอัดตัวจนชนะแรงผลักจากประจุ [[อะตอม]]จึงแตกออกเหลือแต่[[นิวตรอน]]อัดตัวกันแน่นแทน เปลือกดาวชั้นนอกๆ ที่บีบอัดตามเข้ามาจะกระแทกกับแรงดันจากนิวตรอน จนกระดอนกลับและระเบิดกลายเป็นมหานวดารา วัสดุสารจากการระเบิดมหานวดาราจะเคลื่อนที่ด้วยความเร็วเกือบเท่า[[ความเร็วแสง]] ที่ใจกลางของมหานวดาราจะมีก้อนนิวตรอนซึ่งจะเรียกว่า [[ดาวนิวตรอน]] (neutron star)
 
โดยเฉลี่ยแล้ว มหานวดาราจะเกิดประมาณห้าสิบปีครั้งหนึ่งในดาราจักรที่มีขนาดเท่าๆ กับทางช้างเผือกของเรา มีบทบาทสำคัญกับการเพิ่มมวลให้กับ[[มวลสารระหว่างดวงดาว]] นอกจากนั้น การแผ่กระจายของคลื่นกระแทกจากการระเบิดของมหานวดาราสามารถก่อให้เกิดดาวดวงใหม่ได้มากมาย
 
คำว่า “โนวา” มาจาก[[ภาษาลาติน]] แปลว่าใหม่ หมายถึงการเกิดใหม่ของดาวดวงใหม่ส่องแสงสว่างในท้องฟ้า ส่วนคำว่า “ซูเปอร์” จำแนกมหานวดาราออกจาก โนวา ธรรมดา ต่างกันที่ความสว่างที่สว่างกว่า ขนาดและทางกลที่ต่างกันด้วย คำว่ามหานวดาราใช้ครั้งแรกในหนังสือ Merriam-Webster's Collegiate Dictionary ตีพิมพ์เมื่อปี 1926
 
== ประวัติศาสตร์การค้นพบ ==
 
ครั้งแรกที่ทำการบันทึกการเกิดมหานวดารา คือ SN 185 ค้นพบโดยนักดาราศาสตร์ชาวจีน ในปี ค.ศ.185 มหานวดาราที่สว่างที่สุดเท่าที่เคยบันทึกคือ SN 1006 อธิบายรายละเอียดโดยนักดาราศาสตร์ชาวจีนและอาหรับ มหานวดาราที่สังเกตง่ายอีกอันหนึ่งคือ SN 1054 หรือ [[เนบิวลารูปปู]] มหานวดาราที่ค้นพบทีหลังด้วยสายตาคือ SN 1572 และ SN 1604 ซึ่งอยู่ในดาราจักรทางช้างเผือก ถูกบันทึกว่ามีผลกระทบต่อการพัฒนาทางดาราศาสตร์ ในยุโรป เพราะพวกเขาใช้เป็นข้อถกเถียงกับความคิดของอริสโตเติล ที่กล่าวว่า “จักรวาลที่อยู่นอกเหนือจากดวงจันทร์และดาวเคราะห์ ไม่มีอยู่จริง”
 
หลังจากมีการพัฒนากล้องดูดาวจึงสามารถค้นพบมหานวดาราได้จากดาราจักรอื่นๆ ได้ เริ่มจากปี 1885 การสังเกตมหานวดารา S Andromedae ใน[[ดาราจักรแอนโดรเมดา]] มหานวดาราก่อให้เกิดความรู้ที่สำคัญด้านจักรวาลวิทยา ในช่วงศตวรรษที่ยี่สิบ แบบจำลองแบบต่างๆ ของมหานวดาราถูกพัฒนามากขึ้น และทำให้นักวิทยาศาสตร์เข้าใจวงจรชีวิตของดาวของดวงดาวได้มากขึ้นด้วย มหานวดาราที่อยู่ห่างไกลซึ่งถูกค้นพบเร็วๆ นี้ พร่ามัวมากกว่าที่คาดเอาไว้ ซึ่งเป็นหลักฐานว่า จักรวาลอาจมีการขยายตัวด้วยความเร่ง
 
7 พฤษภาคม 2550 มีรายงานการค้นพบมหานวดาราที่สว่างที่สุด [[เอสเอ็น 2006 จีวาย]] (SN2006gy) ใน[[ดาราจักร]] [[เอ็นจีซี 1260]] (NGC 1260) เป็นการดับสลายของดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่าดวงอาทิตย์ถึง 150 เท่า มีช่วงสูงสุดของการระเบิดยาวนานถึง 70 วันต่างจากมหานวดาราอื่น ๆ ที่มีช่วงสูงสุดเพียงแค่ 2 สัปดาห์ และมีความสว่างมากกว่าอีกหลายร้อยมหานวดาราที่นักดาราศาสตร์เคยสังเกตเห็น
 
== การค้นหา ==
 
เพราะว่ามหานวดาราเกิดขึ้นน้อยในดาราจักรของเรา เกิดทุกๆ ห้าสิบปี การได้มาซึ่งตัวอย่างของการเกิดมหานวดารา ต้องศึกษามาจากการสังเกตหลายๆ ดาราจักร
 
แต่มหานวดาราในดาราจักรอื่นๆ ไม่สามารถทำนายล่วงหน้าได้อย่างแม่นยำนัก แสงหรือการส่องสว่างจากการระเบิดของมหานวดาราทำให้นักดาราศาสตร์ใช้มหานวดาราเป็น[[เทียนมาตรฐาน]] เพื่อวัดใช้ระยะทางจากโลกถึงดาราจักรที่มีมหานวดาราปรากฏอยู่ นอกจากนี้นักเอกภพวิทยาซึ่งศึกษามหานวดาราประเภทนี้ยังบอกได้ว่าเอกภพของเรากำลังขยายตัวด้วยความเร่ง และยังมีความสำคัญมากในการค้นหามันก่อนที่มันจะเกิดการระเบิด นักดาราศาสตร์มือสมัครเล่นที่มีจำนวนมากกว่านักดาราศาสตร์มืออาชีพ มีบทบาทอย่างมากในการค้นพบมหานวดารา โดยทั่วไปจากการมองไปยังดาราจักรใกล้ๆ ผ่าน[[กล้องโทรทรรศน์แสง]] และเปรียบเทียบมันกับรูปที่เคยบันทึกไว้ก่อนหน้า
 
จนกระทั่งถึงปลายศตวรรษที่ยี่สิบ นักดาราศาสตร์หันมาใช้คอมพิวเตอร์ในการควบคุมกล้องโทรทรรศน์และซีซีดี ในการตามล่าค้นหามหานวดารา เมื่อสิ่งนี้เป็นที่นิยมสำหรับนักดาราศาสตร์มือสมัครเล่น จึงมีการติดตั้งเครื่องมืออย่าง Katzman Automatic Imaging Telescope (เป็นกล้องโทรทรรศน์ที่ถ่ายภาพได้) เป็นต้น เร็วๆ นี้ โปรเจกต์ที่ชื่อว่า Supernova Early Warning System (SNEWS) เริ่มมีการใช้การตรวจจับนิวตริโนเป็นตัวช่วยในการค้นหามหานวดาราในดาราจักรทางช้างเผือก เพราะนิวตริโนเป็นอนุภาคที่ถูกผลิตขึ้นจากการระเบิดของมหานวดารา และไม่ถูกดูดกลืนโดยแก๊สและฝุ่นละอองต่างๆ ในระหว่างดวงดาวในดาราจักรนั้น
 
การค้นหามหานวดาราแบ่งออกเป็นสองกลุ่ม โดยจะให้ความสนใจเรื่องความสัมพันธ์ของสิ่งใกล้ๆกัน กับการมองหาการระเบิดที่ไกลออกไป เพราะการระเบิดของจักรวาล ทำให้วัตถุต่างๆ ในจักรวาลเคลื่อนห่างออกจากกัน การถ่ายภาพสเปกตรัมของดาราจักรหลายสิบดวงจะพบว่า แสงจากดาราจักรเกือบทุกดาราจักรมีลักษณะการเลื่อนทางแดง นั่นคือวัตถุที่อยู่ไกลออกไปมากจะเคลื่อนที่ด้วยความเร็วสูงกว่าวัตถุที่อยู่ใกล้กว่าและเรียกได้ว่ามี[[การเลื่อนไปทางแดง]]สูงกว่า (higher redshift)
 
การค้นหาการเลื่อนแดงสูงจะช่วยในการจับสังเกตมหานวดารา และสามารถคำนวณหาระยะห่างและความเร็วเคลื่อนออกของมหานวดารานั้นได้ด้วย โดยการสังเกตว่าการเลื่อนแดงเลื่อนไปมากน้อยเพียงใด ความสัมพันธ์นี้อยู่ใน[[กฎของฮับเบิล]]
 
== การตั้งชื่อ ==
 
มหานวดาราที่ค้นพบจะถูกรายงานไปให้ International Astronomical Union's Central Bureau for Astronomical Telegrams ทราบเพื่อตั้งชื่อ ชื่อจะใส่ปีที่ถูกค้นพบหลังชื่อที่เป็นอักษรหนึ่งหรือสองตัว มหานวดารายี่สิบหกอันแรกของปีถูกตั้งโดยใช้อักษร A ถึง Z เป็นอักษรตัวใหญ่ หลังจากนั้นอักษรตัวเล็กที่เป็นคู่จึงถูกใช้ตามมา เช่น aa, ab ประมาณนี้ นักดาราศาสตร์ทั้งมืออาชีพและมือสมัครเล่นต่างค้นหามหานวดาราได้มากถึงกว่าร้อยอันในหนึ่งปี (367 ในปี 2005, 551 ในปี 2006, 572 ในปี 2007) ยกตัวอย่างเช่น มหานวดาราอันสุดท้ายที่ค้นพบในปี 2005 ชื่อว่า SN 2005nc ทำให้รู้ว่ามันเป็นมหานวดาราที่ค้นพบลำดับที่ 367 ในปี 2005 (nc ระบุว่าเป็นลำดับที่สามร้อยหกสิบเจ็ด)
 
ชื่อของมหานวดาราที่เคยบันทึกไว้โดยใช้การระบุปีที่ค้นพบได้แก่ SN 185, SN 1006, SN 1054, SN 1572 (Tycho's Nova) และ SN 1604 (Kepler's Star) ตั้งแต่ปี 1885 ตัวอักษรจึงได้ใช้ต่อท้ายปีนั้นด้วย เช่น SN 1885A, 1907A เป็นต้น โดยมหานวดาราอันสุดท้ายที่ค้นพบคือ SN 1947A โดยใช้ SN เป็นตัวขึ้นต้น
 
== การจัดแบ่งประเภท ==
 
ความพยายามที่จะทำความเข้าใจมหานวดาราอย่างถ่องแท้ ทำให้นักดาราศาสตร์ต้องมีการจัดแบ่งประเภทตามข้อกำหนดของ เส้นการดูดกลืนของความแตกต่างทางเคมีของธาตุซึ่งจะปรากฏในสเปคตราของมัน ธาตุแรกที่จะแบ่งคือการปรากฏหรือไม่ปรากฏของเส้นสเปคตรัมไฮโดรเจน ถ้าหาสเปคตรัมของมหานวดารามีเส้นของไฮโดรเจน (รู้จักในนามของ อนุกรมของบัลเมอร์ในส่วนหนึ่งของสเปคตรัมที่มองเห็นได้) มันถูกจัดไว้ใน Type II หรือประเภทที่สอง นอกจากนั้นก็เป็นประเภทที่หนึ่ง หรือ Type I ประเภทเหล่านี้ยังจำแนกเป็นซับดิวิชันได้อีก โดยจัดตามเส้นที่มีอยู่หรือปรากฏอยู่จริงจากธาตุต่างๆ และรูปร่างของเส้นโค้งแสง (light curve…เป็นกราฟของ[[ความส่องสว่างปรากฏ]]ของมหานวดารากับเวลา)
 
{| class="wikitable"
|+Supernova taxonomy<ref name="taxonomy">
{{cite web | last = Montes | first = M.
| date = February 12, 2002
| url = http://rsd-www.nrl.navy.mil/7212/montes/snetax.html
| title = Supernova Taxonomy
| publisher = [[Naval Research Laboratory]]
| accessdate = 2006-11-09 }}</ref>
!ประเภท
!ลักษณะ
|-
|colspan="2" style="background: #EEEEEE; text-align: center"|Type&nbsp;I
|-
|[[มหานวดาราประเภท Ia|Type&nbsp;Ia]]
|ไม่มีไฮโดรเจน และ แสดงลักษณะของ เส้นซิลิกอน (a singly-ionized silicon (Si II) line) ที่ 615.0 นาโนเมตร, ใกล้จุดพีคของแสง
|-
|[[มหานวดาราประเภท Ib และ Ic|Type&nbsp;Ib]]
|เกิดเส้น Non-ionized helium (He I) line ที่ 587.6 นาโนเมตร และ ลักษณะการดูดกลืนซิลิกอนไม่เด่นชัด ใกล้ 615 นาโนเมตร
|-
|[[มหานวดาราประเภท Ib และ Ic|Type&nbsp;Ic]]
|มีเส้นฮีเลียมน้อย หรือไม่มีเลย และลักษณะการดูดกลืนซิลิกอนไม่เด่นชัด ใกล้ 615 นาโนเมตร
|-
|colspan="2" style="background: #EEEEEE; text-align: center"|Type&nbsp;II
|-
|[[ประเภทที่สอง (Type II)|Type&nbsp;IIP]]
|เส้นโค้งแสงแทบจะไม่ปรากฏ
|-
|[[ประเภทที่สอง (Type II)|Type&nbsp;IIL]]
|เป็นเส้นตรงลดลงในเส้นโค้งแสง (กราฟแมคนิจูดกับแสงเป็นเส้นตรง)
|}
 
มหานวดาราประเภทที่สอง Type II จะเป็นซับดีวิชันอะไรนั้นขึ้นอยู่กับสเปคตราของมัน ในขณะที่ส่วนใหญ่แล้วมหานวดาราประเภทที่สองแสดงเส้นการแผ่รังสีค่อนข้างกว้าง ซึ่งบ่งชี้ถึงการกระจายตัวของความเร็วในค่าเป็นพันกิโลเมตรต่อวินาที บางอันแสดงความสัมพันธ์เฉพาะในช่วงแคบ เหล่านี้เรียกว่า Type IIn โดยตัว n คือ narrow หรือแคบ นั่นเอง
 
มหานวดาราส่วนน้อยอีกส่วนหนึ่ง เช่น SN 1987K and SN 1993J แสดงการเปลี่ยนประเภท คือมีการแสดงเส้นไฮโดรเจนในช่วงแรกๆ แต่ว่า เมื่อผ่านไปเป็นสัปดาห์หรือเดือน เส้นที่เด่นจะเป็นเส้นฮีเลียม ประเภท Type IIb จะใช้อธิบายการรวมกันของ TypeII และ Ib
 
== แบบจำลองในปัจจุบัน ==
 
โดยทั่วไปแล้ว มหานวดาราเกิดจากการระเบิดของดาวฤกษ์มวลมากเมื่อมันหมดอายุขัย ดาวฤกษ์เมื่อยังมีชีวิตจะประกอบไปด้วยก๊าซไฮโครเจนเป็นส่วนใหญ่ ก๊าซปริมาณมหาศาลรวมตัวจึงเกิดสนามแรงโน้มถ่วง ทำให้หดตัวเข้าสู่จุดศูนย์กลาง แต่แรงโน้มถ่วงเหล่านั้นก็ทำให้อะตอมอยู่ชิดกันและเสียดสีกันเกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชัน (Fusion Nuclear Reaction) ซึ่งจะเปลี่ยนไฮโดรเจนรวมเป็นธาตุที่หนักกว่านั่นคือ[[ฮีเลียม]]และแผ่[[คลื่นแม่เหล็กไฟฟ้า]]ทั้งความร้อนและแสงสว่างออกมา ถ้าหากว่าไม่มีอะไรหยุดยั้ง ปฏิกิริยาฟิวชันก็จะดำเนินไปจนเกิดธาตุหนักไปเรื่อยๆ เช่น จากไฮโดรเจนรวมเป็นฮีเลียม [[คาร์บอน]] [[ออกซิเจน]] หลอมรวมกันจนผลสุดท้ายที่หนักที่สุดก็คือธาตุ[[เหล็ก]] และจะสะสมธาตุหนักเหล่านี้ไว้ที่แกนกลางผิวนอกก็จะเป็นธาตุที่เบากว่า แต่มันเป็นไปไม่ได้ตลอดกาล เพราะเมื่ออะตอมมีการชิดกันขึ้น จะเกิดแรงดันที่เรียกว่าแรงดันสภาพซ้อนสถานะของอิเล็กตรอน([[electron degeneracy pressure]]) อันเกิดจากการที่อิเล็กตรอนถูกบีบให้ชิดกันจนเกิดแรงผลักต่อกันเอง ช่องว่างระหว่างสสารย่อมน้อยลงจนถึงระดับที่อิเล็กตรอนเต็มช่องว่างเหล่านั้นหมดแล้ว อิเล็กตรอนที่อยู่ผิวนอกกว่าก็ไม่สามารถอัดเข้ามาได้อีก เป็นสภาพที่ไม่สามารถดันให้ปริมาตรเล็กลงได้อีก
 
ดาวฤกษ์จะอยู่ในสภาพนี้โดยไม่ยุบตัว จนกว่ามันจะเผาไฮโดรเจนหมดลงซึ่งทำความดันต้านแรงโน้มถ่วงไม่มีอีกต่อไป สำหรับดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยกว่า 1.38 เท่าของดวงอาทิตย์ ในขณะที่ยุบตัว แรงดันสภาพซ้อนสถานะของอิเล็กตรอนจะต้านทานการยุบตัวของดาวได้ทำให้มันกลายเป็นดาวแคระขาวและไม่เกิดมหานวดารา
 
แต่มันจะกลายเป็นมหานวดาราได้ ถ้าหากว่าดาวแคระขาวดวงนั้นเป็นระบบดาวคู่ และจะนำไปสู่มหานวดาราแบบ Type Ia ส่วนที่เหลือนั้นจะเป็นมหานวดาราที่เกิดจากดาวมวลมาก (massive star) ทั้งสิ้น ซึ่งจะเป็นประเภท Type Ib Type Ic และ Type II
 
=== Type I ===
[[ไฟล์:IaSupernova.jpg|thumb|250px|แผนภาพจำลอง การเกิดซุปเปอร์โนวาประเภท Ia]]
 
เป็นการระเบิดภายในระบบเทหวัตถุคู่ที่ดวงหนึ่งเป็นดาวแคระขาวอีกดวงเป็นดาวฤกษ์ธรรมดาหรือไม่ก็เป็นดาวแคระขาวทั้งสองดวง เมื่อดาวแคระขาวดูดกลืนเอาก๊าซจากดาวฤกษ์อีกดวงจนกระทั่งกระตุ้นให้เกิดการระเบิดอย่างรุนแรง การดูดกลืนก็มีสองแบบดังนี้
 
แบบแรก มีระบบดาวคู่ ประกอบด้วยดาวฤกษ์ดวงใหญ่สองดวงมีการโคจรรอบกันเองซึ่งบางทีอาจจะแคบลงเรื่อยๆ ทำให้ง่ายต่อการแชร์เปลือกนอกซึ่งกันและกัน และอาจจะพัฒนาตัวเป็นดาวยักษ์แดง ดวงหนึ่งจะใช้เชื้อเพลิงรอบตัวมันเองไปกับการจุดฟิวชัน มวลก็หายไปเรื่อยๆ จนกระทั่งไม่สามารถเกิดฟิวชันได้อีก แล้วมันก็จะกลายเป็นดาวแคระขาวซึ่งประกอบด้วยธาตุคาร์บอนและออกซิเจน ดวงที่สองก็เผาผลาญตัวเองเช่นกันโดยใช้เชื้อเพลิงจากมวลสารของตัวมันเองและดูดมวลสารจากดาวเคระขาวข้างๆ กัน เพิ่มมวลให้ตัวมันเองจนเป็นดาวยักษ์แดงจากนั้นจะพัฒนาเป็นมหานวดาราในที่สุด
 
แบบที่สอง เป็นการรวมตัวระหว่างดาวแคระขาวสองดวงที่อยู่ใกล้กัน บางทีอาจเป็นดาวคู่ซึ่งกันและกัน จนมีมวลมีค่ามากกว่าขีดจำกัดของจันทรเสกขา แล้วทำให้เกิดการระเบิดในลำดับต่อมา การระเบิดประเภทนี้ค่อนข้างจะให้ความสว่างคงที จึงใช้เป็นตัววัดระยะระหว่างกาแลคซีได้
 
มหานวดารา Type Ia Ib Ic ต่างกันตรงรายละเอียดในเส้นสเปกตรัม ซึ่งจะปรากฏต่างกันดังตารางข้างต้น แต่ล้วนเกิดจากดาวมวลมากทั้งสิ้น ซึ่งจะกล่าวในลำดับต่อไป
 
=== Type II ===
จากที่ได้กล่าวไปข้างต้นว่าดาวฤกษ์ซึ่งเต็มไปด้วยไฮโดรเจนจะถูกจุดปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันเมื่อมีอุณหภูมิและความดันสูงพอ แต่จะมีความดันดีเจนเนอเรซีของอิเล็กตรอนคอยดันไม่ให้ดาวยุบตัวต่อไปได้ หลังจากที่ดาวสะสมธาตุคาร์บอนไว้ที่แกนกลาง ดาวมวลน้อยจะไม่สามารถยุบตัวลงมากพอที่อุณหภูมิที่จะมีอุณหภูมิภายในเพียงพอสำหรับการจุดฟิวชันคาร์บอนและจบชีวิตลง ถ้าเป็นดาวมวลปานกลางก็จะจุดได้ ยุบตัวลงไปอีกชั้นหนึ่ง ประมาณ 600 ล้านเคลวิน แกนกลางเปลี่ยนจากคาร์บอนเป็นออกซิเจนและนีออน แต่ไม่สามารถลงไปถึง 1500 เคลวินสำหรับจุดฟิวชันนีออนได้ และมีความดันอิเล็กตรอนดีเจนเนอเรซียับยั้งการยุบตัวเอาไว้
 
แต่สำหรับดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่า 8 เท่าของดวงอาทิตย์ไม่เป็นเช่นนั้น ดาวจะมีแรงโน้มถ่วงสูงมากจนความดันดีเจนเนอเรซีของอิเล็กตรอนไม่มีบทบาทเข้ามาขัดขวางการยุบตัวของดาวเลย เมื่อฮีเลียมที่แกนกลางหมดลง ดาวมวลมากจะยุบตัวจนแกนกลางมีอุณหภูมิสูงถึง 600 ล้านเคลวิน เพื่อจุดฟิวชันคาร์บอนได้อย่างง่ายดายในเวลาไม่เกิน 500 ปี คาร์บอนในแกนกลางก็จะถูกแทนที่ด้วยออกซิเจนที่เป็นขี้เถ้าของฟิวชันคาร์บอนไปจนหมดสิ้น ฟิวชันคาร์บอนที่แกนกลางหยุดลง ดาวจะยุบอัดตัวลงอีกจนมีอุณหภูมิสูงถึง 1,500 ล้านเคลวิน และจุดฟิวชันของนีออนและออกซิเจนต่อไปอย่างต่อเนื่อง ในขณะที่ฟิวชันออกซิเจถูกจุดขึ้นที่แกนกลาง ฟิวชันเปลือกคาร์บอน ฟิวชันเปลือกฮีเลียม และฟิวชันเปลือกไฮโดรเจนก็กำลังดำเนินต่อไปเช่นกัน จึงเรียกว่า การเกิดปฏิกิริยาฟิวชันเปลือกหลายชั้น (Multiple Shell Burning)
 
ฟิวชันในระยะท้ายๆ ของดาวฤกษ์มวลมากเป็นการเกิดปฏิกิริยาฟิวชันที่มีความซับซ้อนมาก เมื่อธาตุใดที่แกนกลางหมดลง ดาวก็จะยุบตัวจนกว่าจะมีอุณหภูมิสูงมากพอที่จะจุดฟิวชันของธาตุหนักกว่าลำดับต่อไปได้ ชั้นเปลือกของฟิวชันของธาตุต่างๆ จึงเพิ่มขึ้นอย่างต่อเนื่องจนดาวมีชั้นฟิวชันหลายสิบชั้นซ้อนกันดูคล้ายหัวหอม ในขณะที่อุณหภูมิที่แกนกลางของดาวเพิ่มขึ้นถึงระดับหลายพันเคลวิน ธาตุที่หนักขึ้นเรื่อยๆ ก็กำเนิดขึ้นในแกนกลาง จากคาร์บอน (6 โปรตอน) ออกซิเจน (6 โปรตอน) นีออน (10 โปรตอน).... เรื่อยไป
 
ดาวจะใช้เวลาเผาผลาญธาตุนั้นและเริ่มชั้นใหม่น้อยลงอย่างมาก ในชั้นท้ายๆ ดาวจะใช้เวลาเผาผลาญเชื้อเพลิงหมดไปภายในไม่กี่วันเท่านั้น ซึ่งนับว่าสั้นมากเมื่อเทียบกับอายุหลายล้านปีของดาว แล้วในที่สุดธาตุก็รวมกันจนเกิดเป็นขี้เถ้าธาตุเหล็กในแกนกลาง ซึ่งเป็นธาตุที่ไม่สามารถจุดฟิวชันเป็นธาตุที่หนักกว่าได้
 
ชั้นเปลือกที่อยู่เหนือแกนเหล็กขึ้นไปต่างปล่อยขี้เถ้าเหล็กลงมาทับถมที่แกนกลาง ทำให้น้ำหนักของแกนกลางเพิ่มขึ้นอย่างรวดเร็ว แกนเหล็กถูกบีบอัดที่ความดันสูงอย่างยิ่งยวดและความดันนี้ยังคงเพิ่มขึ้นอย่างต่อเนื่อง ในเวลานี้แกนยังคงรูปอยู่ได้เพราะแรงดันดีเจนเนอเรซีของอิเล็กตรอน แต่เมื่อความกดดันเพิ่มขึ้นจนถึงจุดวิกฤติ อิเล็กตรอนในแกนเหล็กจะไม่อาจทนได้อีกต่อไป จึงถูกอัดรวมเข้ากับโปรตอนเกิดเป็น[[นิวตรอน]] ([[Neutron]]) และอนุภาค[[นิวตริโน]] ([[Neutrino]]) การรวมตัวนี้ทำให้จำนวนอิเล็กตรอนในแกนกลางลดหายไปเกือบทั้งหมด ความดันดีเจนเนอเรซีของอิเล็กตรอนที่ประคับประคองแกนเหล็กไว้จึงหมดไปด้วย เมื่อไม่มีความดันดีเจนเนอเรซีคงรูปแกนไว้ แรงโน้มถ่วงจะอัดแกนกลางของดาวลงเป็นดาวนิวตรอนในชั่วพริบตา และในเสี้ยววินาทีน้นเอง พลังงานที่ถูกปลอปล่อยจากการยุบตัวของแกนที่หนาแน่นอย่างที่สุดจะระเบิดออกมาในทุกทิศทาง เปล่งแสงสว่างและพลังงานมากกว่าพี่ดาวได้ผลิตมาตลอดชั่วชีวิต ความร้อนและความดันอันมหาศาลจากการระเบิดทำให้เกิดธาตุหนัก เช่น ปรอท เงิน หรือ ทองคำขึ้นได้ การระเบิดนี้เรียกว่า มหานวดารา จะฉีกดาวทั้งดวงออกเป็นธุลีและสาดเศษส่วนของดาวออกไปในห้วงอวกาศด้วยความเร็วกว่า 10,000 กิโลเมตร/วินาที
 
มหานวดาราจะทำลายดาวลงโดยสิ้นเชิง เหลือเพียงแต่ซากแกนกลางของดาว คือ ดาวนิวตรอน ซึ่งเป็นดาวที่มีความหนาแน่นสูงมากเพราะเต็มไปด้วยนิวตรอนอัดแน่น ดาวนิวตรอนมักมีขนาดประมาณ 20 – 30 กิโลเมตรเท่านั้น แต่ถึงกระนั้นก้มีมวลเทียบได้กับดวงอาทิตย์ของเรา นอกจากดาวนิวตรอนแล้ว รอบๆ มหานวดาราก็จะเต็มไปด้วยเศษซากของดาว เรียกว่า ซากมหานวดารา (Supernova Remnant) แล้วก็เป็นต้นกำเนิดของเนบิวลาด้วยเช่นกัน
 
การเกิดมหานวดาราไม่ได้ให้ผลแค่กลายเป็นดาวนิวตรอนสถานเดียวเท่านั้น ณ จุดสิ้นอายุขัยของดาวมวลมากจะระเบิดมวลส่วนใหญ่ของดาวออกไป แต่ถ้ามวลส่วนหนึ่งตกกลับมายังดาวนิวตรอนที่ยังเหลืออยู่ตรงกลาง ในกรณีของดาวฤกษ์ที่มีมวลเริ่มต้นมากกว่า 18 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ (ค่าทางแบบจำลองคณิตศาสตร์) เศษซากดาวที่ตกกลับลงมายังดาวนิวตรอนจะมีมวลมากพอที่จะทำให้ดาวนิวตรอนมีมวลเพิ่มขึ้นเกินกว่า 3 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ได้ ซึ่งเกินกว่าลิมิตดาวนิวตรอน ความดันดีเจนเนอเรซีของนิวตรอนจึงไม่อาจต้านทานแรงโน้มถ่วงที่สูงขึ้นเรื่อยๆ ได้อีกต่อไป ดาวนิวตรอนจะถูกยุบตัวลงอย่างไม่มีที่สิ้นสุด เพราะไม่มีแรงใดๆ ในจักรวาลที่จะต้านทานการยุบตัวได้ ชัยชนะเด็ดขาดจึงเป็นของแรงโน้มถ่วง คือดาวนิวตรอนจะยุบตัวลงเป็น[[หลุมดำ]] ([[Black Hole]]) ซึ่งเป็นวัตถุที่มีขนาดเป็นศูนย์มวลเป็นอนันต์ นอกจากนี้ยังมีอีกทางหนึ่งที่ดาวฤกษ์สามารถกลายเป็นหลุมดำได้คือ แกนเหล็กของดาวมวลมากที่สิ้นอายุขัยสามารถยุบตัวลงผ่านลิมิตดาวนิวตรอนกลายเป็นหลุมดำได้โดยตรง ในกรณีนี้ จะไม่เกิดปรากฏการณ์มหานวดาราอีกเลย (เกิดขึ้นในดาวที่มีมวลเริ่มต้นหลายสิบเท่าของมวลดวงอาทิตย์)
 
== กลุ่มดาวในทางช้างเผือกที่น่าจะเป็นมหานวดารา (Milky Way Candidates) ==
 
กลุ่มเนบิวลารอบ ๆ กลุ่มดาวหมาป่า (Wolf-Rayet starWR124) ที่ตั้งอยู่ในระยะห่างออกไป 21,000 [[ปีแสง]] มีดาวขนาดใหญ่มากมายในทางช้างเผือกที่สามารถเปลี่ยนเป็นมหานวดาราได้ภายในหนึ่งพันถึงหนึ่งร้อยล้านปีข้างหน้า รวมทั้ง Rho Cassiopeiae, Etha Carinae และ RS Ophiuchi, the Kitt Peak Downes star KPD1930+2752, HD 179821, IRC+10420, VY Canis Majoris, Betelgeuse Antares and Spica กลุ่มดาวหมาป่าหลายดวง เช่น Gamma Velorma , WR 104, และกลุ่ม Quintuplet ซึ่งสามารถทำนายได้ว่าจะเกิดมหานวดาราได้ในอนาคตข้างหน้า
 
ดาวที่มีโอกาสเป็นมหานวดาราได้ในเร็วๆนี้ คือ IK Pegasi (HR 8210) ตั้งอยู่ห่างไป 150 ปีแสง ซึ่งประกอบด้วยกลุ่มดาวเรียงกันและดาวแคระขาว ห่างกันแค่ 31 ล้านกิโลเมตร โดยดาวแคระขาวมีมวลเป็น 1.15 เท่าของดวงอาทิตย์ และต้องใช้เวลาหลายล้านปีก่อนที่จะกลายเป็นมหานวดาราประเภทที่ 1 ได้
 
== อ้างอิง ==
 
{{รายการอ้างอิง}}
 
* [http://www.manager.co.th/Science/ViewNews.aspx?NewsID=9500000052607 ฮือฮา "มหานวดารา" สว่างสุดๆ เท่าที่เคยเห็น] โดย ผู้จัดการออนไลน์ 8 พฤษภาคม 2550 16:38 น.
* [http://en.wikipedia.org/wiki/Supernova]
* วิภู รุโจปการ. '''เอกภพ เพื่อความเข้าใจในธรรมชาติของจักรวาล'''. นานมีบุ๊คส์พับลิเคชั่นส์. 2547.
 
== แหล่งข้อมูลอื่น ==
{{คอมมอนส์-หมวดหมู่|Supernovae}}
* [http://www.supernovae.net/snimages/snlinks.html List of Supernovae-related Web pages]
 
{{ดาวฤกษ์}}
 
[[หมวดหมู่:มหานวดารา| ]]
[[หมวดหมู่:ปรากฏการณ์ของดาวฤกษ์]]
เข้าถึงจาก "https://th.wikipedia.org/wiki/มหานวดารา"