ศูนย์รวมความรู้

กระทรวงเทคโนโลยี
สารสนเทศและการสื่อสาร

รายละเอียดแนวทางการพัฒนากิจการอวกาศ
ของประเทศไทย
 


หน่วยงานในสังกัดกระทรวงไอซีที












<< เชื่อมโยงเว็บไซต์ >>

  หน้าหลัก \ ศูนย์รวมความรู้

    ศูนย์รวมความรู้

โดย วิษณุ เอื้อชูเกียรติ

ความเป็นมา
มนุษย์เฝ้ามองฟากฟ้ายามราตรีมาแต่ยุคโบราณ เห็นดาวนับร้อยนับพันดวงมากมายมหาศาล นักปราชญ์ในอดีตไม่ได้ดูดาวเฉยๆ หากจดบันทึกตำแหน่งของดาวไว้ด้วย สังเกตได้ว่าดาวส่วนใหญ่นั้นอยู่กับที่เมื่อเทียบกับดาวดวงอื่น และดาวจำนวนหนึ่งเคลื่อนย้ายไปมาไม่เป็นที่เป็นทาง

ดาวอยู่กับที่คือดาวฤกษ์
ดาวอยู่ไม่สุขคือดาวเคราะห์
ดาวฤกษ์มีจำนวนมากกว่าดาวเคราะห์อย่างเหลือคณานับ

ความสว่างของดาว
คนโบราณไม่เพียงจดจำตำแหน่งดาวฤกษ์ ยังมีการแยกประเภทดาวฤกษ์ตามอันดับความสว่างอีกต่างหาก ดาวสว่างที่สุดจัดเป็นอันดับหนึ่ง สว่างรองลงมาเป็นอันดับสอง อย่างนี้เป็นต้น ดาวที่สว่างใกล้เคียงกันนับเป็นอันดับเดียวกัน ความสว่างถูกแบ่งเป็นหกอันดับ นี่คือที่มาของโชติมาตรหรืออันดับความสว่าง (magnitude) ซึ่งถูกทำให้เป็นมาตรฐานในคริสต์ศตวรรษที่ 19

โชติมาตรที่ใช้บอกความสว่างนั้นแต่เดิมเป็นโชติมาตรปรากฏ (apparent magnitude) คือเป็นการเรียง ลำดับความสว่างของดาวตามที่ตาเห็น ต่อมาเมื่อนักดาราศาสตร์ทราบว่าดาวแต่ละดวงอยู่ห่างจากโลกไม่เท่ากัน จึงมีการคำนวณโชติมาตรสัมบูรณ์ (absolute magnitude) หมายถึง ความสว่างของดาวเมื่อสังเกตจากระยะ 10 พาร์เซก ถือเป็นความสว่างที่แท้จริงของดาวฤกษ์

สีของดาว
สมบัติของดาวอีกอย่างหนึ่งคือสี ดาวเคราะห์มีสีของมัน บางดวงเห็นสีได้เด่นชัด เช่นดาวอังคารมีสีแดง ดาวฤกษ์ก็มีสีเหมือนกัน ใครอย่านึกว่าดาวมีสีเดียว คือขาวเหลือง ดูให้ดีจะเห็นว่าดาวฤกษ์มีหลายสี บางดวงสีค่อนข้างแดง บางดวงขาวใส บ้างมีสีออกฟ้า สีของดาวฤกษ์เป็นไปตามสมบัติการแผ่รังสีของวัตถุดำ ซึ่งจะแผ่รังสีเป็นแสงอินฟราเรด แสงสีแดง ส้ม ไปจนถึงฟ้า และรังสีอัลตราไวโอเลตเมื่ออุณหภูมิในวัตถุดำสูงขึ้นเป็นลำดับ

สเปกตรัม
เมื่อเซอร์ไอแซค นิวตันใช้ปริซึมแยกแสงอาทิตย์ออกเป็นสเปกตรัมหลากสี โลกจึงได้รู้ว่าแสงที่เราเห็นประกอบด้วยแสงสีต่างๆ มากมาย และเมื่อนักวิทยาศาสตร์แยกแสงดาวออกเป็นสเปกตรัมในคริสต์ศตวรรษที่ 19 พวกเขาก็พบว่าดาวแต่ละดวงมีสเปกตรัมของตัวเอง

ในช่วงรอยต่อระหว่างคริสต์ศตวรรษที่ 19 และ 20 มีความพยายามจัดกลุ่มสเปกตรัมดาวฤกษ์ จนในที่สุดสามารถแบ่งสเปกตรัมออกเป็น 7 ชนิด เรียงตามอุณหภูมิดาวฤกษ์จากมากไปหาน้อย เป็น O B A F G K และ M และแบ่งย่อยในแต่ละชนิดอีกเป็นระดับ 0 ถึง 9 จากมากไปหาน้อย เช่น G2 ร้อนกว่า G5 หรือต่อจาก B9 คือ A0 เป็นต้น

ล่าสุดนักดาราศาสตร์มีกล้องโทรทรรศน์ที่ส่องเห็นดาวได้มากขึ้นกว่าเมื่อร้อยปีก่อนมากมาย มีความสามารถรับแสงได้มากขึ้นจนถึงช่วงแสงที่มีความถี่คลื่นต่ำกว่าแสงสีแดง ทำให้ส่องเห็นดาวที่อุณหภูมิต่ำเสียจนไม่มีแสงสี มีแต่แสงอินฟราเรด เราจึงมีสเปกตรัมต่อจากชนิด M เพิ่มขึ้นอีก 2 ชนิด คือชนิด L และชนิด T (ชนิดหลังคือดาวแคระน้ำตาลซึ่งไม่นับว่าเป็นดาวฤกษ์)

ทำไมชนิดสเปกตรัมจึงไม่เรียงตามลำดับอักษร A ถึง O ?
เพราะเขาเริ่มด้วยการจัดเรียงแบบหนึ่ง แล้วตั้งชื่อไล่ไปตามลำดับอักษร จาก A ถึง O ต่อมาเปลี่ยนวิธีเรียงชนิดสเปกตรัม แต่ไม่เปลี่ยนลำดับอักษร เลยสลับกันอย่างที่เห็น

การจำแนกชนิดสเปกตรัมที่เกิดขึ้นตอนแรกในช่วงปลายคริสต์ศตวรรษที่ 19 นั้น ใช้เส้นดูดกลืนไฮโดรเจนในสเปกตรัมเป็นตัวจำแนก เริ่มลำดับที่หนึ่งด้วยดาวที่เส้นไฮโดรเจนคมชัด เรียงลำดับไปจนถึงดาวที่เส้นไฮโดรเจนจางที่สุด กลุ่มแรกให้ชื่อว่าชนิด A กลุ่มต่อไปคือชนิด B ไล่ไปจนชนิด O จากนั้นมีการค้นพบว่าบางชนิดมีซ้ำกัน จึงยกเลิกบางชนิดไป

การเรียงด้วยเส้นไฮโดรเจนเหมาะสำหรับการดูเส้นไฮโดรเจนเท่านั้น ในขณะที่เส้นดูดกลืนอื่นเรียงกันสับสนไปหมด ต่อมาจึงมีการแบ่งใหม่โดยใช้อุณหภูมิพื้นผิวเป็นหลัก ทำให้ลำดับสเปกตรัมมีความสมเหตุสมผลมากขึ้น

ตารางต่อไปนี้เรียงตามลำดับอุณหภูมิพื้นผิวดาว และแสดงความคมชัดของเส้นไฮโดรเจนให้เห็นว่าเข้ากับตัวอักษรที่ใช้พอดี

ชนิดสเปกตรัม อุณหภูมิพื้นผิวดาว สีของดาว เส้นดูดกลืนไฮโดรเจน
O 30,000–60,000 K ฟ้า จาง
B 10,000–30,000 K ฟ้าขาว เห็นชัด
A 7,500–10,000 K ขาว คมชัดมาก
F 6,000–7,500 K ขาว เห็นชัด
G 5,000–6,000 K ขาวเหลือง จาง
K 3,500–5,000 K ส้มเหลือง จางมาก
M 2,000–3,500 K แดงส้ม จางมาก


การสังเคราะห์ความรู้
ครั้นข้อมูลโชติมาตรสัมบูรณ์และสเปกตรัมดาวฤกษ์ทวีจำนวนมากขึ้น ในที่สุดก็มีผู้สงสัยว่าค่าทั้งสองนี้อาจมีความสัมพันธ์กัน และน่าจะลองนำค่าทั้งสองมาลงจุดในกราฟเพื่อดูว่า ความสว่างกับอุณหภูมิของดาวฤกษ์ทั้งหลายนั้นจะสัมพันธ์กันจริงหรือไม่ ดังนั้นไอนาร์ เฮิร์ตซปรุง นักดาราศาสตร์ชาวเดนมาร์ก ในปี ค.ศ. 1911 และเฮนรี นอร์ริส รัสเซลล์ นักดาราศาสตร์ชาวสหรัฐอเมริกา ในปี ค.ศ. 1913 จึงต่างสร้างแผนภูมิซึ่งนำดาวแต่ละดวงไปลงจุดบนกราฟ โดยให้สภาพส่องสว่างเป็นแกนตั้ง และชนิดสเปกตรัมเป็นแกนนอน

สิ่งแรกที่สังเกตได้ทันทีหลังจากนำดาวจำนวนมากทั่วท้องฟ้ามาลงจุดในแผนภูมิ คือการที่ดาวมีการกระจุกตัวอย่างเห็นได้ชัด ดาวนั้นไม่ใช่ว่าอยากสว่างแค่ไหนก็ได้ ที่อุณหภูมิไหนก็ได้อย่างที่เคยเข้าใจกันมาแต่ก่อน

แผนภูมิที่เฮิร์ตซปรุงและรัสเซลล์สร้างขึ้นทำให้เกิดความเข้าใจใหม่ๆ และคำถามใหม่ๆ เกี่ยวกับสมบัติทางกายภาพของดาวฤกษ์และวิวัฒนาการดาวฤกษ์อย่างมาก เป็นพื้นฐานในการศึกษาฟิสิกส์ดาราศาสตร์ที่สำคัญและใช้กันอย่างแพร่หลายต่อมาจนปัจจุบัน แผนภูมิชนิดนี้จึงได้ชื่อว่า แผนภูมิเฮิร์ตซปรุง-รัสเซลล์ (Hertzsprung-Russell diagram) หรือเรียกย่อเป็น แผนภูมิเอช-อาร์ (H-R diagram)

แผนภูมิเฮิร์ตซปรุง-รัสเซลล์ชนิดต่างๆ
แผนภูมิเฮิร์ตซปรุง-รัสเซลล์ ยังมีชื่อเรียกตามรูปแบบที่ใช้งานอีกด้วย ได้แก่

1) แผนภูมิสี-โชติมาตร (colour-magnitude diagram) ใช้โชติมาตรสัมบูรณ์ในย่านแสงที่ตาเห็นเป็นแกนตั้ง แต่ใช้ดัชนีสี (colour index) เป็นแกนนอน แทนการใช้ชนิดสเปกตรัมเนื่องจากวัดได้ง่ายกว่า เป็นแบบที่ใช้กันแพร่หลายที่สุด และในกรณีที่ใช้ลงจุดสำหรับดาวในกระจุกดาว แกนตั้งมักเปลี่ยนเป็นโชติมาตรปรากฏ เนื่องจากดาวทุกดวงในกระจุกดาวห่างจากโลกใกล้เคียงกัน

2) แผนภูมิสี-สภาพส่องสว่าง (colour-luminosity diagram) ซึ่งค่าบนแกนตั้งเปลี่ยนเป็นสภาพส่องสว่าง ซึ่งเป็นค่าพลังงานทั้งหมดที่แผ่ออกมาจากดาวฤกษ์ แทนโชติมาตรสัมบูรณ์เฉพาะแสงที่ตาเห็น

3) แผนภูมิเอช-อาร์เชิงทฤษฎี (theoretical H-R diagram) ใช้โชติมาตรเชิงมาตรรังสีความร้อน (bolometric magnitude) เป็นแกนตั้ง และใช้อุณหภูมิยังผล (effective temperature) เป็นแกนนอน

ขอบเขตในแผนภูมิเฮิร์ตซปรุง-รัสเซลล์
แถบลำดับหลัก (main sequence) ดาวประมาณ 85% ในแผนภูมิเฮิร์ตซปรุง-รัสเซลล์กระจุกตัวอยู่ในแถบทะแยงที่ลาดจากมุมบนซ้ายของแผนภูมิลงไปยังมุมล่างขวา แปลง่ายๆ ว่าดาวที่ร้อนกว่ามักจะสว่างกว่า ดาวที่อยู่ในแถบลำดับหลักคือดาวที่ส่องสว่างด้วยกระบวนการหลอมไฮโดรเจนในใจกลางของดวงดาว โดยดาวที่เพิ่งเกิดใหม่จากการรวมตัวกันของแก๊สและฝุ่นในอวกาศจนเกิดกระบวนการหลอมนิวเคลียสขึ้นได้นั้น จะปรากฏที่ขอบซ้ายของแถบลำดับหลัก ขอบเขตดังกล่าวเป็นเส้นเชิงทฤษฎี เรียกว่า จุดเริ่มต้นแถบลำดับหลัก (zero age main sequence) หรือแซมส์ (ZAMS)

หากเราเอาช่วงชีวิตของดาวดวงหนึ่งมาลงจุดบนแผนภูมิเฮิร์ตซปรุง-รัสเซลล์ ดาวดวงนั้นจะเคลื่อนตำแหน่งบนแผนภูมิไปตลอดอายุของมัน หลังจากเริ่มเปล่งแสงด้วยพลังงานนิวเคลียร์ ณ จุดเริ่มต้นแถบลำดับหลักได้แล้ว ดาวจะคงอยู่ในแถบลำดับหลักต่อไปอีกเกือบตลอดอายุขัย แต่จะขยับไปทางขวาของจุดเริ่มต้นทีละน้อย ซึ่งหมายถึงอุณหภูมิพื้นผิวที่มีแต่จะเย็นลง

แผนภูมิเฮิร์ตซปรุง-รัสเซลล์ - แสดงดาวฤกษ์ในแต่ละขั้นตอนของวิวัฒนาการ เส้นประในแผนภูมิโยงดาวที่มีชนิดสเปกตรัมเดียวกัน
แต่สภาพส่องสว่างต่างกันเข้าไว้ด้วยกัน (เนื่องจากดาวชนิดสเปกตรัม O เป็นดาวที่หายากมาก จึงไม่มี O0 ในแผนภูมิ)
[ภาพจาก พจนานุกรมศัพท์ดาราศาสตร์ อังกฤษ-ไทย สมาคมดาราศาสตร์ไทย]

ปัจจัยหลักที่เป็นตัวกำหนดตำแหน่งบนแถบลำดับหลักของดาวดวงใด คือมวลของดาวดวงนั้นเองยิ่งกว่าอะไรอื่น ยิ่งมวลมาก ตำแหน่งจะยิ่งค่อนไปทางมุมบนซ้าย เพราะดาวมวลมากกว่าจะส่องสว่างมากกว่า

แต่มวลมากกว่าก็หมายถึงอายุขัยที่สั้นกว่า

ในขณะที่ดาวมวลน้อย แม้จะส่องแสงไม่สว่างเท่าไร อุณหภูมิไม่ร้อนแรงเหมือนดาวมวลมาก แต่ความที่มีมวลน้อย จึงทำให้สามารถคงสภาพอยู่ได้นานกว่าหลายเท่า

ถึงกระนั้น ก็ไม่ใช่ว่ายิ่งเล็กจะยิ่งอายุยืน ถ้าเราต่อแถบลำดับหลักลงไปเรื่อยๆ ในที่สุดจะไม่มีดาวเหลือเลย เพราะกลุ่มแก๊สและฝุ่นที่มวลน้อยเกินไป จะไม่ก่อให้เกิดการหลอมไฮโดรเจน อย่างมากก็กลายเป็นดาวแคระน้ำตาลที่ไม่มีแสงสว่าง มีแต่ความร้อนอุ่นอวกาศไปตามยถากรรม ฉะนั้นถ้าเล็กมากๆ กลับไม่ใช่อายุยืน กลายเป็นไม่ได้เกิดไปเลย

กลุ่มดาวหญิงสาว ภาพจาก http://en.wikipedia.org/wiki/Virgo_(constellation)

ดาวในแถบลำดับหลัก ไม่ว่ามวลมากหรือน้อย ถือเป็นดาวแคระทั้งสิ้น ดวงอาทิตย์เป็นดาวแคระชนิด G2 ธรรมดาดวงหนึ่งในแถบลำดับหลัก โชติมาตรสัมบูรณ์ปานกลาง อุณหภูมิปานกลาง และขนาดก็ปานกลาง เทียบกับดาวรวงข้าว ในกลุ่มดาวหญิงสาว (Spica หรือ แอลฟาหญิงสาว) ซึ่งทั้งสว่างกว่าดวงอาทิตย์หลายพันเท่า และร้อนแรงกว่ามาก

ดาวยักษ์ (giant) และดาวยักษ์ใหญ่ (supergiant) เหนือขึ้นไปจากแถบลำดับหลัก บริเวณมุมบนขวาของแผนภูมิเฮิร์ตซปรุง-รัสเซลล์ เป็นขอบเขตของดาวยักษ์ และเหนือจากดาวยักษ์ขึ้นไปอีกคือที่อยู่ของดาวยักษ์ใหญ่

เหตุที่เราเรียกดาวเหล่านี้ว่าดาวยักษ์หรือยักษ์ใหญ่ เป็นเพราะอุณหภูมิพื้นผิวของดาวเหล่านี้อยู่ในระดับเดียวกับดาวแคระในแถบลำดับหลัก แต่สว่างกว่ามาก ซึ่งจะเป็นไปได้ก็ต่อเมื่อพื้นผิวที่ใช้เปล่งแสงมีขนาดใหญ่มาก แปลว่าจะต้องเป็นดาวที่ใหญ่มากนั่นเอง ดาวยักษ์ชนิดสเปกตรัม G2 ดวงหนึ่งใหญ่กว่าดวงอาทิตย์ 8 เท่า และสว่างกว่า 25 เท่า แต่ดาวยักษ์ใหญ่ชนิดสเปกตรัม G2 เหมือนกันอีกดวงหนึ่งนั้นใหญ่กว่าดวงอาทิตย์ถึง 130 เท่า และสว่างกว่าถึง 30,000 เท่า

การบอกว่าดาวทั้งหลายอยู่ตรงไหน หรือเลื่อนจากไหนไปไหนบนแผนภูมิ ไม่ได้แปลว่าดาวเหล่านั้นแห่ลงมาอยู่ในที่เดียวกันในอวกาศให้เราได้เห็น หรือขยับจากที่หนึ่งไปอีกที่หนึ่งในอวกาศเพราะอายุที่เปลี่ยนไป ดาวที่ถูกนำข้อมูลมาลงจุดในแผนภูมิเฮิร์ตซปรุง-รัสเซลล์จะคงอยู่ในตำแหน่งของมันไปเกินอายุของเราเสียอีก เพียงแต่เราสามารถจินตนาการว่าวิวัฒนาการดาวฤกษ์จะพาให้ดาวไปอยู่ตรงไหนบนแผนภูมิในแต่ละช่วงชีวิตของมันเท่านั้น

เราสามารถจินตนาการเกี่ยวกับอายุขัยของดวงดาวได้อีก จากความเป็นดาวในแถบลำดับหลัก สักวันหนึ่งดาวจะหลอมไฮโดรเจนในตัวจนหมด อุณหภูมิพื้นผิวจะลดลง ในขณะเดียวกัน มวลที่ลดลงจะทำให้ดาวพองตัว การพองตัวของดาวทำให้มันมีพื้นผิวส่องสว่างมากขึ้น จึงมีความสว่างมากขึ้นทั้งๆ ที่อุณหภูมิลดลง

พูดอีกนัยหนึ่ง ดาวที่เคยอยู่ในแถบลำดับหลักนั้นเมื่อแก่ตัว ก็จะเลื่อนตำแหน่งไปเป็นดาวยักษ์

ตัวอย่างเช่นดาวตาวัว ในกลุ่มดาววัว (Aldebaran หรือแอลฟาวัว) หรือดาวบีเทลจุส ในกลุ่มดาวนายพราน (Betelgeuse หรือบีตานายพราน)

กลุ่มดาวนายพราน ภาพจาก http://en.wikipedia.org/wiki/Orion_(constellation)

ดวงอาทิตย์ของเราในอนาคต อีกประมาณ 5 พันล้านปี ก็จะย้ายจากแถบลำดับหลักไปเป็นดาวยักษ์แดงในเขตดาวยักษ์เช่นกัน

ดาวยักษ์ใหญ่นั้นยิ่งมีขนาดใหญ่ขึ้นไปอีก จึงสว่างกว่าดาวยักษ์และยังมีอุณหภูมิสูงมากด้วย หมายความว่าดาวเหล่านี้ไม่จำเป็นจะต้องเป็นดาวแก่ (ซึ่งล้วนมีอุณหภูมิต่ำ) แต่น่าจะเป็นยักษ์ใหญ่มาแต่กำเนิด ตัวอย่างเช่นดาวไรเจล ในกลุ่มดาวนายพราน (Rigel หรือแอลฟานายพราน) ซึ่งเป็นดาวยักษ์ใหญ่สีขาวฟ้า

แผนภูมิเฮิร์ตซปรุง-รัสเซลล์นอกจากแบ่งดาวตามชนิดสเปกตรัมแล้ว ยังมีการแบ่งตามชั้นสภาพส่องสว่างด้วย โดยแบ่งเป็นตัวเลขโรมัน ชนิด Ia และ Ib สำหรับดาวยักษ์ใหญ่ที่สว่างมากและสว่างรองลงมา ชนิด II สำหรับดาวยักษ์สว่าง ชนิด III สำหรับดาวยักษ์ ชนิด IV สำหรับดาวยักษ์เล็ก (subgiant) และชนิด V สำหรับดาวแคระ (ในแถบลำดับหลัก) ดังนั้นถ้าจะบอกชนิดดาวให้ละเอียดก็ต้องมีชั้นสภาพส่องสว่างด้วย เช่นดาวไรเจล ที่กล่าวมาแล้ว ถือเป็นดาวชนิด B8Ia เป็นต้น

ดาวแคระขาว (white dwarf) คือบริเวณมุมล่างซ้ายของแผนภูมิเฮิร์ตซปรุง-รัสเซลล์ ดาวในกลุ่มนี้มีอุณหภูมิพื้นผิวสูงมาก แต่กลับมีแสงริบหรี่ แปลว่าขนาดของดาวเหล่านี้จะต้องเล็กมาก เพราะถ้าไม่เล็ก ก็ต้องสว่างกว่านี้ โดยทั่วไปดาวแคระขาวมีมวลประมาณเท่ากับดวงอาทิตย์ แต่มีขนาดใหญ่กว่าโลกเพียงนิดเดียว

ย่านดาวแคระขาวเปรียบเสมือนที่พักสุดท้ายของดวงดาว ณ ที่แห่งนี้ ดาวฤกษ์ซึ่งครั้งหนึ่งพองโตเป็นดาวยักษ์แดงได้สลัดเปลือกนอกของตนเองทิ้งไปจนหมดสิ้น แล้วยุบตัวลงเหลือเพียงแกนกลางน้อยนิด น้อยเสียจนไม่อาจยุบตัวต่อไปเป็นดาวนิวตรอน ดาวแคระขาวที่เหลืออยู่จะแผ่รังสีความร้อนต่อไปอีกนานแสนนานถึงหมื่นล้านปี กว่าจะกลายเป็นดาวแคระดำ (black dwarf) ที่ดับสนิทไปตลอดกาล

เนื่องจากแสงที่ริบหรี่ เราจึงไม่สามารถมองเห็นดาวแคระขาวได้ด้วยตาเปล่า ดาวแคระขาวที่พอเป็นที่รู้จัก และเป็นดวงแรกที่ถูกค้นพบ คือดาวซิริอัสบี (Sirius B) คู่ที่เล็กกว่าของระบบดาวคู่ซิริอัส ในกลุ่มดาวหมาใหญ่ (Sirius หรือแอลฟาหมาใหญ่)

ประโยชน์ของแผนภูมิเฮิร์ตซปรุง-รัสเซลล์
แผนภูมิเฮิร์ตซปรุง-รัสเซลล์ถือเป็นพื้นฐานสำคัญในวิชาดาราศาสตร์ การวาดแผนภูมิเฮิร์ตซปรุง-รัสเซลล์ทำให้ธรรมชาติของดวงดาวในเรื่องความสัมพันธ์ระหว่างอุณหภูมิกับสภาพส่องสว่างมีการแสดงออกอย่างเป็นรูปธรรม ก่อให้เกิดคำถามต่อเนื่องเกี่ยวกับสมบัติของดาวฤกษ์และวิวัฒนาการดาวฤกษ์ ซึ่งมีผลโดยตรงต่อความคลี่คลายขยายตัวของวิชาฟิสิกส์ดาราศาสตร์ในยุคเริ่มแรก

กระจุกดาวเปิด เช่นกระจุกดาวลูกไก่ ในกลุ่มดาววัว เป็นที่รวมของดาวฤกษ์ซึ่งเกิดขึ้นจากกลุ่มแก๊สและฝุ่นกลุ่มเดียวกัน จึงอยู่ห่างจากโลกด้วยระยะทางที่ใกล้เคียงกัน ดังนั้นความแตกต่างของโชติมาตรปรากฏระหว่างดาวแต่ละดวงที่เราเห็นในกระจุกดาวเปิดจึงเป็นความแตกต่างที่แท้จริง ใม่ใช่แตกต่างเพราะระยะทาง หากเราลงจุดดาวจากกระจุกดาวเปิดในแผนภูมิเฮิร์ตซปรุง-รัสเซลล์โดยใช้โชติมาตรปรากฏ รูปแบบของเขตต่างๆ ในแผนภูมินี้จะดูไม่ต่างจากรูปแบบในแผนภูมิเฮิร์ตซปรุง-รัสเซลล์มาตรฐาน

และหากเรานำอีกหนึ่งกระจุกดาวเปิดมาลงจุดในแผนภูมินี้อีกโดยใช้ค่าโชติมาตรปรากฏเช่นเดียวกัน เราก็จะได้รูปร่างเหมือนอย่างแผนภูมิเฮิร์ตซปรุง-รัสเซลล์มาตรฐานอีกชุดหนึ่ง แต่อยู่เหนือหรือใต้รูปแบบของกระจุกดาวเปิดแรก ทั้งนี้เนื่องจากระยะห่างจากโลกที่ไม่เท่ากัน

ความห่างในแนวตั้งของรูปแบบเหมือนมาตรฐานทั้งสองชุดนี้ เป็นความห่างที่นำไปใช้คำนวณระยะห่างระหว่างกระจุกดาวเปิดทั้งสองได้ โดยเฉพาะเมื่อวัดจากรูปแบบที่เด่นที่สุด ซึ่งได้แก่แถบลำดับหลัก และถ้าเรารู้ระยะห่างจากโลกของกระจุกดาวเปิดหนึ่ง เราก็จะรู้ระยะห่างจากโลกของอีกกระจุกดาวเปิดได้เช่นกัน การหาระยะห่างระหว่างกระจุกดาวเปิดด้วยวิธีนี้เรียกว่า การปรับเทียบแถบลำดับหลัก (main-sequence fitting)

ปัจจุบันนี้ความรู้ความเข้าใจของนักดาราศาสตร์ได้ก้าวหน้าเกินกว่าจะใช้แผนภูมิเฮิร์ตซปรุง-รัสเซลล์เป็นเครื่องมือในการค้นคว้าวิจัยไปนานแล้ว ถึงกระนั้น ก็ยังมีการเพิ่มเติมเขตและเส้นใหม่ๆ ลงบนแผนภูมิเพื่อให้สอดคล้องกับการสังเกต และแผนภูมิเฮิร์ตซปรุง-รัสเซลล์ยังคงเป็นเครื่องมือสำคัญที่ใช้อธิบายแนวคิดและนำเสนอตัวแบบทางดาราศาสตร์อยู่เสมอ

ประวัติย่อของเฮิร์ตซปรุงและรัสเซลล์
ไอนาร์ เฮิร์ตซปรุง (Ejnar Hartzsprung 1873-1967) เกิดที่เมืองโรสคิลู (Roskilde) ประเทศเดนมาร์ก เดิมเป็นนักเคมี เปลี่ยนอาชีพเป็นนักดาราศาสตร์เมื่ออายุ 29 แต่ด้วยความละเอียดถี่ถ้วนในการสังเกตประกอบกับความเป็นคนชอบดูดาวมาแต่เดิม ทำให้เฮิร์ตซปรุงมีผลงานทรงคุณค่าทางด้านโชติมาตร สี แพรัลแลกซ์ การเคลื่อนที่เฉพาะ ดาวคู่ประจักษ์ และดาวแปรแสง เฮิร์ตซปรุงเป็นนักดาราศาสตร์คนแรกที่มองออกว่าดาวสีใดสีหนึ่ง อาจมีความส่องสว่างที่แตกต่างกันได้อย่างมาก ซึ่งก็คือดาวยักษ์และดาวแคระนั่นเอง

ที่มาของภาพถ่าย: เฮิร์ตซปรุง - http://www.phys-astro.sonoma.edu/BruceMedalists/Hertzsprung/index.html

เฮนรี นอร์ริส รัสเซลล์ (Henry Norris Russell 1877-1957) เกิดที่เมืองออยสเตอร์เบย์ มลรัฐนิวยอร์ก ทำงานวิชาการส่วนใหญ่ที่มหาวิทยาลัยพรินซตัน รัสเซลล์เป็นนักดาราศาสตร์ที่มีอิทธิพลมากที่สุดคนหนึ่งในครึ่งแรกของคริสต์ศตวรรษที่ 20 มีผลงานโดดเด่นทางด้านสเปกโทรสโกปีทั้งในห้องปฏิบัติการและเชิงทฤษฎี และด้านฟิสิกส์ดาราศาสตร์ของดาวฤกษ์ ความชำนาญทั้งสองด้านมารวมกันช่วยให้รัสเซลล์สามารถเผยแพร่การประมาณสัดส่วนธาตุในเอกภพที่เชื่อถือได้เป็นครั้งแรก รัสเซลล์มีงานบุกเบิกด้านวิวัฒนาการดาวฤกษ์โดยเริ่มจากแผนภูมิเฮิร์ตซปรุง-รัสเซลล์ และงานชั้นครูพอๆ กันเกี่ยวกับดาวคู่อุปราคา

ที่มาของภาพถ่าย: รัสเซลล์ - North American AstroPhysical Observatory http://www.bigear.org/CSMO/HTML/CS09/cs09all.htm

เอกสารอ้างอิง

แก้ไขล่าสุด 1 พฤษภาคม 2551

กลับไปด้านบน


copyright © 2016 กองโครงสร้างพื้นฐานเทคโนโลยีดิจิทัล สำนักงานคณะกรรมการดิจิทัลเพื่อเศรษฐกิจและสังคมแห่งชาติ กระทรวงดิจิทัลเพื่อเศรษฐกิจและสังคม
ชั้น 7 อาคาร B ศูนย์ราชการเฉลิมพระเกียรติ 80 พรรษา 5 ธันวาคม 2550 ถนนแจ้งวัฒนะ แขวงทุ่งสองห้อง เขตหลักสี่ กรุงเทพฯ 10210
โทรศัพท์ 0-2141-6877 โทรสาร 0-2143-8027 e-mail: [email protected]