ผังมโนทัศน์สาระการเรียนรู้

ตอนที่ 1 เอกภพ กาแล็กซี

    ดาราศาสตร์ตรงกับภาษาอังกฤษว่า astronomy ซึ่งมาจากภาษากรีก คำว่า astron แปลว่า ดาว และคำว่า nomos แปลว่า กฎเกณฑ์ ดาราศาสตร์จึงเป็นวิชาที่ศึกษาเกี่ยวกับดวงดาวต่าง ๆ บนท้องฟ้า รวมทั้งโลกที่เราอาศัยอยู่ ตลอดจนกฎเกณฑ์และปรากฏการณ์ต่าง ๆ ที่เกี่ยวข้องและครอบคลุมอยู่ในเอกภพ ความสำคัญของการศึกษาดาราศาสตร์จะเกี่ยวข้องกับสิ่งต่าง ๆ ดังนี้
    1. การกำหนดทิศบนโลกเพื่อประโยชน์ในการนำทาง
    2. การกำหนดเวลาบนโลก การทำปฏิทินทั้งทางจันทรคติและสุริยคติ
    3. การปรับสภาวะดำเนินชีวิตให้เหมาะสมกับฤดูกาล
    4. การศึกษาปรากฏการณ์ทางดาราศาสตร์แล้วนำมาอธิบายปรากฏการณ์บนโลก เช่น สเปกตรัมของแสงและปฏิกิริยาเทอร์มอนิวเคลียร์
    5. ขยายขอบเขตของการรับรู้และความรู้ของมนุษย์เกี่ยวกับกำเนิดโลกและสิ่งมีชีวิตบนโลก

กำเนิดเอกภพ
    เอกภพ (universe) เป็นอาณาบริเวณที่กว้างใหญ่ไพศาลจนไม่สามารถที่จะประมาณได้ ภายในเอกภพประกอบด้วยกาแล็กซีนับแสนกาแล็กซี การเกิดขึ้นของเอกภพได้มีการนำเสนอทฤษฎีเกี่ยวกับการเกิดเอกภพหลายทฤษฎี แต่มีอยู่ 2 ทฤษฎีที่ได้รับความสนใจจากบุคคลทั่ว ๆ ไป คือ
    1. ทฤษฎีบิกแบง (Big Bang theory) หรือทฤษฎีการระเบิดครั้งยิ่งใหญ่ ตั้งขึ้นเมื่อ พ.ศ. 2470 มีใจความสรุปว่า เอกภพมีกำเนิดมาจากการระเบิดครั้งยิ่งใหญ่ของพลังงาน แล้วขยายออกจากจุดระเบิดไปทุก
ทิศทุกทาง การระเบิดครั้งยิ่งใหญ่ดังกล่าวนี้ นักดาราศาสตร์คาดว่าเกิดขึ้นเมื่อประมาณ 15,000–20,000 ล้านปีมาแล้ว

    2. ทฤษฎีสภาวะคงที่ (Steady State theory) ตั้งขึ้นเมื่อ พ.ศ. 2491 มีใจความสรุปว่า เอกภพไม่มีจุดกำเนิดและจะไม่มีวาระสุดท้าย เอกภพมีสภาพดังที่เป็นอยู่ในปัจจุบันมานานแล้ว และจะมีสภาพเช่นนี้ตลอดไปชั่วกาลนาน ซึ่งเป็นทฤษฎีที่ได้รับความเชื่อถือและมีคนสนับสนุนพอ ๆ กับทฤษฎีบิกแบง
อย่างไรก็ตาม ได้มีหลักฐานและการค้นพบใหม่ ๆ บางประการทางดาราศาสตร์ที่ทำให้ทฤษฎีบิกแบงได้รับความเชื่อถือมากกว่า ซึ่งหลักฐานดังกล่าวมีอยู่ 3 ประการ คือ
        1) หลักฐานการขยายตัวของเอกภพ การขยายตัวของเอกภพเป็นผลที่เกิดจากการระเบิดครั้งยิ่งใหญ่และอำนาจการระเบิดยังคงมีอยู่ ซึ่งหลักฐานนี้ค้นพบโดยเอ็ดวิน พี. ฮับเบิล (Edwin P. Hubble) นักดาราศาสตร์ชาวอเมริกา และได้ตั้งเป็นกฎฮับเบิล ซึ่งระบุไว้ว่า “กาแล็กซีที่เป็นส่วนประกอบของเอกภพจะเคลื่อนที่ไกลออกไปด้วยความเร็วที่เพิ่มขึ้นตามระยะห่าง กาแล็กซีที่อยู่ไกลยิ่งเคลื่อนที่ห่างออกไปเร็วกว่ากาแล็กซีที่อยู่ใกล้” นั่นคือเอกภพกำลังขยายตัว

    ส่วนผู้สนับสนุนทฤษฎีสภาวะคงที่ เสนอคำอธิบายว่า การที่เอกภพขยายตัวนั้นเป็นเพราะมีอะตอมของไฮโดรเจนถูกสร้างขึ้นมาเป็นประจำ อะตอมของไฮโดรเจนที่ถูกสร้างขึ้นมาใหม่นี้เกิดจากกระบวนการที่พลังงานเปลี่ยนเป็นสสารตามทฤษฎีสัมพันธภาพของไอน์สไตน์ ตามความสัมพันธ์ที่รู้จักกัน คือ E = mc2 (โดย E คือ พลังงาน m คือ มวลของสสาร และ c คือ อัตราเร็วของแสง)
        2) การค้นพบควอซาร์ (quasar) ซึ่งเป็นวัตถุคล้ายดาว มีลักษณะค่อนข้างกลม มีขนาดเล็กกว่ากาแล็กซี แต่มีพลังงานมากกว่า ถูกค้นพบเมื่อ พ.ศ. 2505 และต่อมาก็มีการค้นพบควอซาร์อีกจำนวนมาก นักดาราศาสตร์เชื่อว่าอยู่แถบขอบนอกของเอกภพ ควอซาร์ที่ถูกค้นพบกำลังเคลื่อนที่หนีออกไปจากโลกด้วยความเร็วสูง นักดาราศาสตร์ที่สนับสนุนทฤษฎีบิกแบงเชื่อว่า ควอซาร์เกิดมาพร้อม ๆ กับการกำเนิดของเอกภพ แต่ฝ่ายที่สนับสนุนทฤษฎีสภาวะคงที่ไม่มีคำอธิบายที่ดีของกำเนิดของควอซาร์
        3) การค้นพบคลื่นรังสีพื้นหลังของเอกภพ (cosmic background radiation: CBR) ที่มีอุณหภูมิ 3 เคลวิน คลื่นรังสีนี้กระจายทั่วไปในเอกภพ ซึ่งถือว่าเป็นหลักฐานสำคัญที่สุดที่สนับสนุนทฤษฎีบิกแบง
    ปี พ.ศ. 2483 ยอร์จ กาโมว์ (George Gamow) และคณะนักดาราศาสตร์ชาวรัสเซียได้ระบุว่า เอกภพในยุคเริ่มแรกมีความร้อนสูงมากและค่อย ๆ เย็นตัวลง ในเอกภพเกิดการแผ่รังสีที่เหลืออยู่ของเอกภพยุคเริ่มแรก และได้ทำนายว่า อุณหภูมิที่เกิดจากการแผ่รังสีนี้อยู่ระหว่าง 5–50 เคลวิน
    ปี พ.ศ. 2491 ราฟ อัลเฟอร์ (Ralph Alpher) และโรเบิร์ต วิลสัน (Robert Wilson) นักฟิสิกส์ชาวอเมริกา ได้ศึกษาผลงานของกาโมว์และคณะ และได้ทำนายว่า เอกภพกำลังขยายตัวและเย็นลงหลังจากที่มีอุณหภูมิสูงมาก และมีการแผ่รังสีอยู่ตลอดจนกระทั่งปัจจุบันนี้
    ปี พ.ศ. 2507–2508 อาร์โน เพนเซียส (Arno Penzias) และโรเบิร์ต วิลสัน (Robert Wilson) นักดาราศาสตร์ชาวอเมริกา ได้ค้นพบคลื่นรังสีความร้อนพื้นหลัง ซึ่งเป็นการพิสูจน์คำทำนายของกาโมว์และอัลเฟอร์ที่ว่า การแผ่รังสีเนื่องจากการขยายตัวของเอกภพนี้สอดคล้องตรงกับพลังงานของการแผ่รังสีของวัตถุดำ (black body) ที่อุณหภูมิประมาณ 3 เคลวิน หรือ -270 องศาเซลเซียส

    ต่อมาในปี พ.ศ. 2532 องค์การนาซาได้ส่งดาวเทียม COBE (Cosmic Background Explorer) ขึ้นไป เพื่อศึกษาแหล่งกำเนิดเอกภพ ทำให้สามารถพิสูจน์ข้อสรุปของอาร์โน เพนเซียส และโรเบิร์ต วิลสันได้ เพราะสามารถตรวจวัดความยาวคลื่นที่แตกต่างกันได้หลายค่า และข้อมูลที่ได้นี้เป็นไปตามเส้นโค้งการแผ่รังสีความร้อนของวัตถุดำซึ่งเป็นไปตามที่ได้คำนวณไว้จากทฤษฎีบิกแบง จึงทำให้ทฤษฎีบิกแบงนี้ได้รับการยอมรับและเชื่อถือกันมาก

กาแล็กซี
    กาแล็กซี (galaxy) คือ ระบบของดาวฤกษ์จำนวนนับแสนล้านดวงที่อยู่รวมกันด้วยแรงโน้มถ่วงระหว่างสสารจำนวนมากของกาแล็กซีและมีเนบิวลาเป็นกลุ่มแก๊สและฝุ่นละอองเกาะกลุ่มกันอยู่ในที่ว่างระหว่างดาวฤกษ์
    ประเภทของกาแล็กซี

    เอ็ดวิน พี. ฮับเบิลได้จำแนกกาแล็กซีตามรูปร่างพื้นฐานไว้ 3 ประเภท ดังนี้
        1. กาแล็กซีแบบรูปไข่ (elliptical galaxies) ใช้สัญลักษณ์เขียนขึ้นต้นด้วยตัวอักษร “E” มีรูปร่างหลายแบบตั้งแต่เป็นจานกลมจนกระทั่งเป็นรูปวงรี แต่จะรีมากหรือน้อยขึ้นอยู่กับการหมุนรอบตัวเอง

        2. กาแล็กซีรูปกังหัน (spiral galaxies) กาแล็กซีที่เราสังเกตเห็นเป็นส่วนใหญ่บนท้องฟ้าเป็นกาแล็กซีรูปกังหัน ซึ่งนักดาราศาสตร์จำแนกกาแล็กซีรูปกังหันออกเป็น 2 ประเภท คือ

2.1 กาแล็กซีรูปกังหันธรรมดา (normal spiral galaxies) เป็นกาแล็กซีที่มองเห็นแขนเกลียวที่บริเวณปลายนิวเคลียสของกาแล็กซี เป็นกาแล็กซีที่มีโครงสร้างและวนประกอบภายในแตกต่างไปจากกาแล็กซีแบบกลมรีรูปไข่ เช่น กาแล็กซีแอนโดรเมดา และกาแล็กซีทางช้างเผือก

2.2 กาแล็กซีรูปกังหันมีแกน (barred spiral galaxies) เป็นกาแล็กซีที่มองเห็นแกนรูปร่างคล้ายคานยื่นตรงออกมาจากนิวเคลียสของกาแล็กซี ถัดจากแกนทั้งสองจะมีแขนเกลียว ความสว่างจะปรากฏให้เห็นบริเวณนิวเคลียส แกน และแขนเกลียวของกาแล็กซี

        3. กาแล็กซีไร้รูปร่าง (irregular galaxies) มีความแตกต่างไปจากกาแล็กซี 2 ประเภทแรก คือ ไม่มีใจกลาง ไม่มีแขนที่โค้งเป็นเกลียว และไม่มีระนาบของความเป็นสมมาตรกัน กลุ่มดาว กลุ่มเมฆ และแก๊สจะอยู่กันอย่างกระจัดกระจาย ทำให้มองเห็นกาแล็กซีสว่างไปทุกทิศทุกทาง เช่น กาแล็กซีแมกเจลแลนใหญ่ และกาแล็กซีแมกเจลแลนเล็ก

กาแล็กซีทางช้างเผือก
    เมื่อเราแหงนมองท้องฟ้าจะพบแถบสีขาวซีดจาง ๆ ซึ่งเกิดจากแสงของดวงดาวจำนวนมากระยิบระยับทอดจากขอบฟ้าด้านหนึ่งไปยังขอบฟ้าอีกด้านหนึ่งซึ่งนักดาราศาสตร์เรียกว่า ทางช้างเผือก หรือกาแล็กซีทางช้างเผือก (Milky Way galaxies) ชาวกรีกได้โบราณจินตนาการว่า สิ่งที่มองเห็นเสมือนกับน้ำนมที่กระจายไปเป็นบริเวณกว้างตั้งแต่ขอบฟ้าด้านหนึ่งข้ามไปยังขอบฟ้าอีกด้านหนึ่ง พวกเขาจึงเรียกว่า ทางน้ำนม (The Milky Way) และใช้คำว่า galaxias ซึ่งสื่อโดยตรงถึงกาแล็กซีทางช้างเผือก (Milky Way)
    โครงสร้างและสิ่งที่อยู่ภายในกาแล็กซี
    จากการวิเคราะห์พบว่า กาแล็กซีทางช้างเผือกประกอบด้วย 3 ส่วนที่สำคัญ คือ แกแลกติก ดิสก์ (galactic disk) เป็นรูปร่างของกาแล็กซีที่มีลักษณะเป็นแผ่นจานกลม มีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 100,000 ปีแสง (25 กิโลพาร์เซก) ความหนาแน่นของดวงดาวจะอยู่บริเวณใจกลางของกาแล็กซี ซึ่งเรียกว่า แกแลกติก นิวเคลียส (galactic nucleus) ส่วนอาณาเขตบริเวณโดยรอบที่ห่อหุ้มนิวเคลียสอยู่ มีลักษณะกลมนูน เรียกว่า แกแลกติก บัลจ์ (galactic bulge) จะอยู่ไกลจากแกแลกติก ดิสก์มาก

    มวลของกาแล็กซีและจำนวนดวงดาวที่อยู่ในกาแล็กซีทางช้างเผือก
    มวลของกาแล็กซีทางช้างเผือกสามารถประมาณค่าได้จากการเคลื่อนที่ บนพื้นฐานของการใช้แรงดึงดูดให้ดวงอาทิตย์โคจรอยู่ในวงโคจรตลอดเวลา โดยประมาณว่ากาแล็กซีทางช้างเผือกมีมวลประมาณ 1011 เท่าของมวลของดวงอาทิตย์ (มวลของดวงอาทิตย์ประมาณ 1.989 x 1030 กิโลกรัม) ทั้งนี้มวลของกาแล็กซีทางช้างเผือกประกอบด้วยดวงดาวต่าง ๆ และกลุ่มแก๊ส นอกจากนี้ยังระบุว่า ดวงดาวที่อยู่ในทางช้างเผือกมีประมาณ 1011 ดวง และดวงดาวแต่ละดวงก็เคลื่อนที่อยู่ในวงโคจรของตัวเอง โดยที่มีแรงดึงดูดระหว่างดวงดาวแต่ละดวงกระทำซึ่งกันและกันอยู่
    อายุของกาแล็กซีทางช้างเผือก
    นักดาราศาสตร์ใช้ดวงดาวต่าง ๆ ประมาณอายุของกาแล็กซีทางช้างเผือก โดยคำนวณอายุของดวงดาวที่เก่าแก่ที่สุดในกาแล็กซีทางช้างเผือก พบว่ามีอายุประมาณ 15,000 ล้านปี
    กาแล็กซีเพื่อนบ้าน
    นอกจากเราจะมองเห็นกาแล็กซีทางช้างเผือกได้ด้วยตาเปล่าแล้ว เรายังสามารถมองเห็นกาแล็กซีอื่นที่อยู่ใกล้เคียงได้ด้วยตาเปล่าอีกด้วย และเรียกกาแล็กซีเหล่านี้ว่า กาแล็กซีเพื่อนบ้าน เช่น กาแล็กซีแอนโดรเมดา กาแล็กซีแมกเจลแลนใหญ่ และกาแล็กซีแมกเจลแลนเล็ก

    ผังมโนทัศน์ (Concept Map)

ตอนที่ 2 ดาวฤกษ์

ดาวฤกษ์    
    ดาวฤกษ์เป็นกลุ่มแก๊สที่อยู่ภายใต้อุณหภูมิสูง จนทำให้อะตอมของแก๊สแตกตัวเป็นไอออน เรียกแก๊สในสภาวะนี้ว่า พลาสมา ดาวฤกษ์มีไฮโดรเจนเป็นองค์ประกอบ ที่แกนกลางของดาวฤกษ์จะเกิดปฏิกิริยาเทอร์มอนิวเคลียร์ทำการหลอมนิวเคลียสของไฮโดรเจนให้เป็นฮีเลียม พร้อมทั้งให้พลังงานออกมา

    ดาวฤกษ์ทุกดวงจะมีลักษณะที่เหมือนกันอยู่ 2 ประการ คือ มีพลังงานในตัวเอง และเป็นแหล่งกำเนิดของธาตุต่าง ๆ ดาวฤกษ์เกิดจากการยุบตัวของเนบิวลา (nebula) แต่วาระสุดท้ายของดาวฤกษ์จะเปลี่ยนไปเป็นสิ่งใดนั้น ขึ้นอยู่กับมวลของดาวฤกษ์นั้น ๆ ว่ามากหรือน้อยเพียงใด ซึ่งดาวฤกษ์จะเปลี่ยนไปเป็นอะไรนั้นขึ้นอยู่กับมวลของดาวฤกษ์ดังนี้

        1. ดาวฤกษ์มวลน้อย เช่น ดวงอาทิตย์ มีอัตราการใช้พลังงานน้อย ทำให้มีช่วงชีวิตดาวฤกษ์ยาว เมื่อใช้พลังงานหมดจะยุบตัวลงกลายเป็นดาวแคระขาวและดาวแคระดำตามลำดับโดยไม่เกิดการระเบิด

        2. ดาวฤกษ์มวลมาก มีความสว่างมากจึงใช้พลังงานสูง ทำให้มีช่วงชีวิตสั้นและจบชีวิตลงด้วยการระเบิดอย่างรุนแรง หรือซูเปอร์โนวา (supernova) กลายเป็นดาวนิวตรอน ส่วนดาวฤกษ์ที่มีมวลมากเป็นพิเศษจะกลายเป็นหลุมดำ (black hold) ซึ่งขณะเกิดหลุมดำจะเกิดแรงสะท้อน ทำให้ส่วนที่อยู่ภายนอกของดาวฤกษ์ที่ระเบิดเกิดเป็นธาตุหนักต่าง ๆ เช่น ทองคำ ยูเรเนียม โดยจะกลายเป็นส่วนประกอบของเนบิวลาและเป็นแหล่งกำเนิดของดาวฤกษ์รุ่นใหม่ต่อไป
        ดวงอาทิตย์เป็นดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้โลกมากที่สุด เกิดจากการยุบตัวของเนบิวลาเนื่องจากแรงโน้มถ่วง บริเวณแกนกลางจะมีอุณหภูมิสูงกว่าขอบนอก เกิดเป็นดาวฤกษ์ก่อนเกิด (protostar) เนบิวลาจะยุบตัวลงไปเรื่อย ๆ ทำให้มีความดันสูงขึ้นเรื่อย ๆ จนเมื่ออุณหภูมิที่แกนกลางสูงขึ้นเป็น 15 ล้านเคลวิน จะเกิดปฏิกิริยาเทอร์มอนิวเคลียร์ที่แกนกลางขึ้น ก็จะทำให้ดวงอาทิตย์กลายเป็นดาวฤกษ์ที่สมบูรณ์ ปฏิกิริยานี้จะเกิดขึ้นไปเรื่อย ๆ จนเมื่อธาตุไฮโดรเจนที่เป็นเชื้อเพลิงเหลือน้อย จะเกิดปฏิกิริยาเทอร์มอนิวเคลียร์หลอมนิวเคลียสของธาตุไฮโดรเจนเป็นนิวเคลียสของธาตุฮีเลียมอีกครั้ง แล้วเกิดพลังงานมหาศาลจนทำให้ดวงอาทิตย์มีขนาดใหญ่ขึ้นกว่าเดิมถึง 100 เท่า กลายเป็น ดาวยักษ์แดง (red giant) ในช่วงนี้ดวงอาทิตย์จะปล่อยพลังงานออกมาสูงมาก ช่วงชีวิตของดวงอาทิตย์ในสภาพดาวยักษ์แดงจะสั้น และในที่สุดแกนกลางของดาวยักษ์แดงจะยุบตัวลงเป็นดารแคระขาว (white dwarf) และบริเวณขอบนอกแกนกลางที่ไม่ยุบตัวตามไปด้วยจะกลายเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์ (planetary nebula) กระจายออกไปสู่อวกาศ ดาวแคระขาวนี้จะส่องสว่างไปอีกนาน และในที่สุดจะมีความสว่างน้อยลงไปเรื่อย ๆ เพราะอุณหภูมิภายในน้อยลง จนในที่สุดจะหยุดส่องสว่างกลายเป็นดาวแคระดำ (black dwarf)
        นักดาราศาสตร์ได้ศึกษาชนิดและลักษณะของดาวฤกษ์ ตลอดจนวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ โดยอาศัยความสัมพันธ์ของอุณหภูมิของดาวฤกษ์กับความสว่างของดาวฤกษ์ ผลของการศึกษาทำให้ได้แผนผังของดาวฤกษ์ ซึ่งดาวฤกษ์ส่วนใหญ่จะเรียงตัวกันอยู่ในกราฟตั้งแต่ดาวฤกษ์อายุน้อย ๆ จนกระทั่งดาวฤกษ์อายุมาก ๆ ตามลำดับ กราฟนี้เรียกว่า เมน ซีเควนซ์ (main sequence) แผนผังความสัมพันธ์ดังกล่าวต่อมานักดาราศาสตร์ได้ตั้งชื่อว่า เอช-อาร์ ไดอะแกรม (H-R diagram) โดยดาวฤกษ์มีวิวัฒนาการอยู่ 3 ช่วง คือ ช่วงที่เป็น เมน ซีเควนซ์ (main sequence) ช่วงดาวยักษ์แดง (red giant) และช่วงดาวแคระขาว (white dwarf) ตามลำดับ

    สีและอุณหภูมิของดาวฤกษ์
    ดาวฤกษ์แต่ละดวงจะมีสีแตกต่างกัน ความแตกต่างของสีจะทำให้เราทราบความสัมพันธ์ระหว่างอุณหภูมิที่พื้นผิวกับสีของดาวฤกษ์ ถ้าดาวฤกษ์มีสีค่อนไปทางสีน้ำเงินจะมีอุณหภูมิสูงกว่าดาวฤกษ์ที่มีสีค่อนไปทางสีแดง จากการศึกษาของแอนนี จัม แคนนอน (Annie Jump Cannon) นักดาราศาสตร์ชาวอเมริกัน ทำให้ได้การจำแนกดาวฤกษ์ที่ใช้สเปกตรัมของแสงที่จัดเป็นชั้น O, B, A, F, G, K, และ M ที่ใช้กันอยู่ในปัจจุบัน
    ความสว่างของดาวฤกษ์
    ความสว่าง (brightness) ของดาวฤกษ์ คือ พลังงานแสงที่ส่องจากดาวฤกษ์ไปตกกระทบลงบน 1 หน่วยพื้นที่ ในเวลา 1 วินาที โดยดาวฤกษ์แต่ละดวงจะมีความสว่างไม่เท่ากัน
    อันดับความสว่าง (magnitude) ของดาวฤกษ์ คือ ตัวเลขที่กำหนดขึ้น เพื่อแสดงให้เห็นถึงการรับรู้ความสว่างของดาวฤกษ์ โดยเมื่อมองด้วยตาเปล่าดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุดจะมีอันดับความสว่างเท่ากับ 1 และดาวฤกษ์ที่ริบหรี่ที่สุดจะมีอันดับความสว่างเท่ากับ 6 และดวงดาวที่มีอันดับความสว่างต่างกัน 1 จะมีความสว่างต่างกัน 2.5 เซอร์วิลเลียม เฮอร์เซล (Sir William Herschel) ได้ทำการค้นคว้าเกี่ยวกับการเปรียบเทียบอันดับความสว่างของดาว 2 ดวงและแสดงเป็นสูตรในการคำนวณ ดังนี้

b₁ = 2.512^m2-m1
b₂

เมื่อ b1 แทน ความสว่างปรากฏของดาวดวงที่ 1
     B2 แทน ความสว่างปรากฏของดาวดวงที่ 2
     M1 แทน อันดับความสว่างของดาวดวงที่ 1
     M2 แทน อันดับความสว่างของดาวดวงที่ 2
    อย่างไรก็ตาม ความสว่างปรากฏของดวงดาวที่เรามองเห็นจากโลกไม่สามารถนำมาเปรียบเทียบกับความสว่างจริง ๆ ดังนั้นนักดาราศาสตร์จึงคิดค้นระบบความสว่างที่วัดจากระยะทางเท่ากันขึ้น เรียกว่า ความสว่างสัมบูรณ์ (absolute magnitude) หรือความสว่างที่แท้จริงของดวงดาว โดยกำหนดว่า ความสว่างสัมบูรณ์จะเป็นค่าเดียวกันกับความสว่างปรากฏ เมื่อดวงดาวอยู่ห่างจากโลกหรือจุดที่สังเกตเท่ากับ 10 พาร์เซก หรือ 32.6 ปีแสง
    ระยะห่างของดาวฤกษ์
    นักดาราศาสตร์มีวิธีการวัดระยะทางของดวงดาวหลายวิธี แต่วิธีที่นิยมใช้ ได้แก่ การใช้คุณสมบัติของสามเหลี่ยม (triangulation) โดยการสร้างรูปสามเหลี่ยมให้ระยะทางที่ต้องการ คำนวณหาเป็นด้านหนึ่งของสามเหลี่ยม อีกด้านเป็นด้านที่สามารถวัดระยะทางได้เรียกว่า เส้นฐาน (baseline) ซึ่งทั้ง 2 ด้านนี้ ต้องทำมุมกันเป็นมุมฉาก

    นักวิทยาศาสตร์เรียกวิธีการใช้คุณสมบัติของสามเหลี่ยมในการวัดระยะทางของดวงดาวว่า แพรัลแลกซ์ (parallax) ซึ่งเป็นการเปลี่ยนแปลงตำแหน่งของวัตถุที่ต้องการสังเกต อันเนื่องมาจากตำแหน่งของผู้สังเกตเปลี่ยนแปลงไป

    เนบิวลา แหล่งกำเนิดของดาวฤกษ์
    เนบิวลา คือ กลุ่มแก๊สและฝุ่นซึ่งเป็นสารที่หลงเหลืออยู่หลังจากที่เกิดบิกแบงและเป็นซากที่เหลือจากการระเบิดของดาวฤกษ์ เนบิวลามี 2 ประเภท คือ เนบิวลามืดและเนบิวลาสว่าง

    ผังมโนทัศน์ (Concept Map)

ตอนที่ 3 ระบบสุริยะ

กำเนิดระบบสุริยะ
    นักดาราศาสตร์มีความเชื่อว่าเอกภพกำเนิดขึ้นเมื่อประมาณ 15 พันล้านปีที่ผ่านมา โดยการระเบิดครั้งใหญ่ (Big Bang) และเมื่อเกิดการยุบตัวด้วยอิทธิพลของสนามโน้มถ่วงเป็นเวลาหลายร้อยล้านปีจึงทำให้เกิดกาแล็กซีและดวงดาวขึ้น รวมทั้งธาตุอื่น ๆ ก็ได้ก่อกำเนิดขึ้นภายในดวงดาวต่าง ๆ โดยในปัจจุบันทฤษฎีกำเนิดระบบสุริยะที่ได้รับการยอมรับเรียกว่า สมมุติฐานเมฆสุริยะ (solar nebula hypothesis) ซึ่งกล่าวไว้ว่า ระบบสุริยะถือกำเนิดมาจากการหมุนของกลุ่มแก๊สและฝุ่นที่รวมตัวกันในลักษณะแบนราบคล้ายแผ่นดิสก์หรือจาน โดยที่บริเวณรอบนอกของแผ่นดิสก์ก่อรูปเป็นดาวเคราะห์ต่าง ๆ และบริเวณศูนย์กลางของแผ่นดิสก์ก่อรูปเป็นดวงอาทิตย์ การก่อรูปของระบบสุริยะแบ่งเป็น 6 ขั้นตอน ดังนี้

    1. เกิดการหมุนตัวอย่างช้า ๆ ของกลุ่มแก๊สและฝุ่น หรือเนบิวลาที่เริ่มขมวดเกลียวขึ้น เนื่องจากสนามโน้มถ่วงของตัวเอง
    2. มวลส่วนใหญ่ของเนบิวลาบริเวณใจกลางของกลุ่มแก๊สที่หมุนยุบตัวลง เนื่องจากแรงโน้มถ่วงเกิดเป็นดวงอาทิตย์เริ่มแรก (protosun) และมวลสารของเนบิวลาที่ไม่ได้ยุบตัวลงเริ่มก่อตัวเป็นกลุ่มเมฆที่แบนราบและหมุนรอบบริเวณใจกลางเร็วขึ้น
    3. กลุ่มแก๊สและฝุ่นที่แบนราบมีรูปร่างคล้ายจานหรือแผ่นดิสก์หมุนรอบบริเวณดวงอาทิตย์เริ่มแรก ซึ่งเริ่มต้นส่องแสงแล้ว
    4. พลังงานจากการแผ่รังสีของดวงอาทิตย์ส่งแรงผลักแก๊สจากบริเวณชั้นในออกไป
    5. ดาวเคราะห์ต่าง ๆ ก่อกำเนิดขึ้น โดยมีวงโคจรเฉพาะของตัวเอง
    6. ระบบสุริยะก่อกำเนิดขึ้นโดยมีสภาพดังที่พบเห็นในปัจจุบันนี้
นักดาราศาสตร์ได้ทำการค้นคว้าด้วยวิธีการต่าง ๆ จนได้ข้อสรุปเป็นเหตุผลเกี่ยวกับระบบสุริยะที่ถือกำเนิดมาในเอกภพประมาณ 4.5 พันล้านปี ดังนี้
        1) ระบบสุริยะมีลักษณะแบนราบ โดยมีดาวเคราะห์โคจรอยู่ในทิศทางเดียวกัน
        2) ดาวเคราะห์แบ่งได้เป็น 2 กลุ่ม คือ ดาวเคราะห์ชั้นในซึ่งอยู่ใกล้ดวงอาทิตย์มีโครงสร้างที่ประกอบด้วยหินเป็นส่วนใหญ่ ซึ่งมีลักษณะคล้ายกับดวงอาทิตย์ที่สูญเสียแก๊สที่เกิดการควบแน่น ณ อุณหภูมิต่ำ ๆ และดาวเคราะห์ชั้นนอกซึ่งอยู่ไกลจากดวงอาทิตย์มีโครงสร้างที่ประกอบด้วยแก๊สหรือของเหลวเป็นส่วนใหญ่ ซึ่งมีลักษณะคล้ายกับดวงอาทิตย์
        3) เทหวัตถุในระบบสุริยะทั้งหลายมีอายุที่น้อยกว่า 4.5 พันล้านปี

ดวงอาทิตย์

    ดวงอาทิตย์เป็นกลุ่มแก๊สทรงกลมที่หนาแน่นขนาดใหญ่มาก อยู่ห่างจากโลกมาก อยู่ห่างจากโลกโดยเฉลี่ย 149.6 ล้านกิโลเมตร (92.96 ล้านไมล์) และมีลักษณะทางกายภาพที่น่าสนใจ คือ มีอายุ 4.5 พันล้านปี มีเส้นผ่านศูนย์กลาง 1.39 ล้านกิโลเมตร (0.864 ล้านไมล์) หรือ 110 เท่าของเส้นผ่านศูนย์กลางโลกมีปริมาตรประมาณ 1.3 ล้านเท่าของโลก มีพื้นผิวกว้างใหญ่กว่าพื้นโลก 11,700 เท่า มีมวล 1.99 x 1030 กิโลกรัม หรือ 333,000 เท่าของมวลของโลก มีความหนาแน่นเฉลี่ย 1.4 กรัมต่อลูกบาศก์เซนติเมตร หรือเท่ากับ 1.4 เท่าของน้ำ ซึ่งน้อยกว่าโลกและดวงจันทร์มาก และแรงโน้มถ่วงที่พื้นผิวมีค่าเท่ากับ 28 เท่าของโลก มีกำลังส่องสว่าง (อัตราการแผ่รังสี) 3.90 x 1026 จูลต่อวินาที มีความสว่างสัมบูรณ์ 4.83 ประเภทสีของดวงดาว คือ G2 มีอุณหภูมิผิวเท่ากับ 5,800 เคลวิน ส่วนอุณหภูมิที่ใจกลางเท่ากับ 15.5 x 106 เคลวิน และมีคาบเวลาในการหมุนรอบตัวเอง 25 วัน
    ดวงอาทิตย์เป็นดาวฤกษ์อยู่ใกล้โลกมากที่สุด แสงจากดวงอาทิตย์เดินทางมายังโลกใช้เวลาเพียง 8.3 นาที ดวงอาทิตย์ให้แสงสว่างเทียบได้กับหลอดไฟฟ้าสามพันล้านล้านแรงเทียน ดวงอาทิตย์นับเป็นแหล่งกำเนิดพลังงานที่มหาศาล โดยพลังงานที่ดวงอาทิตย์ให้แก่โลก ทั้งพลังงานความร้อน แสงสว่าง และการแผ่รังสีอื่น ๆ

พลังงานและอนุภาคจากดวงอาทิตย์ที่โลกได้รับ
    พลังงานจากดวงอาทิตย์จะเคลื่อนที่มายังโลกในรูปของคลื่น เรียกว่า พลังงานของการแผ่รังสี ด้วยอัตราเร็วประมาณ 300,000 กิโลเมตร/วินาที พลังงานที่โลกได้รับจากดวงอาทิตย์แบ่งเป็น 2 ประเภท คือ
    1. พลังงานที่มีผลต่อโลกเร็ว เนื่องจากเคลื่อนที่ด้วยความเร็วสูง ได้แก่ คลื่นแม่เหล็กไฟฟ้า แต่ชั้นบรรยากาศชั้นสูง ๆ ของโลกจะทำหน้าที่กรองหรือดูดรังสีอัลตราไวโอเลตไว้ จึงทำให้รังสีเอกซ์และรังสีอัลตราไวโอเลตสามารถผ่านชั้นบรรยากาศมายังพื้นโลกได้เพียงเล็กน้อย
    2. พลังงานที่มีผลต่อโลกภายหลัง คือ อนุภาคที่มีประจุส่วนใหญ่ได้แก่ อนุภาคโปรตอนและอนุภาคอิเล็กตรอน ซึ่งไม่สามารถผ่านชั้นบรรยากาศมายังโลกได้เลย แต่เมื่อดวงอาทิตย์เกิดปรากฏการณ์จุดระเบิดจ้า (solar flares) ซึ่งเกิดขึ้นในบริเวณที่มีจุดบนดวงอาทิตย์ (sunspots) ขนาดใหญ่ การลุกจ้าของกลุ่มแก๊สบนดวงอาทิตย์นี้จะมีพลังงานของคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าถูกปลดปล่อยออกมา เช่น รังสีเอกซ์ รังสีแกมมา และรังสีอัลตราไวโอเลต และมีอนุภาคต่าง ๆ ที่มีพลังงานสูงถูกปลดปล่อยออกมา เช่น โปรตอน อิเล็กตรอน ไอออน และนิวเคลียสของธาตุต่าง ๆ ก็ถูกปล่อยออกมาด้วย เรียกว่าลมสุริยะ (solar wind) เคลื่อนที่ด้วยความเร็วสูงเมื่อมาถึงโลก และรบกวนสนามแม่เหล็กโลก ทำให้เกิดปรากฏการณ์ที่เรียกว่า พายุแม่เหล็ก (magnetic storm) ทำให้ประจุไฟฟ้าทั้งหลายที่จะเข้าสู่โลกไหลไปในทิศของสนามแม่เหล็กสู่ขั้วโลก จะมีผลต่อระบบการสื่อสารโทรคมนาคมและเครือข่ายระบบการส่งกระแสไฟฟ้า และอาจทำให้เกิดปรากฏการณ์ที่เรียกว่าแสงเหนือ–แสงใต้ (aurora)

ดาวเคราะห์ในระบบสุริยะ
    ปัจจุบันระบบสุริยะมีดาวเคราะห์ 8 ดวง คือ ดาวพุธ (Mercury) ดาวศุกร์ (Venus) โลก (Earth) ดาวอังคาร (Mars) ดาวพฤหัสบดี (Jupiter) ดาวเสาร์ (Saturn) ดาวยูเรนัส (Uranus) และดาวเนปจูน (Neptune) โดยดาวเคราะห์แต่ละดวงจะมีวงโคจรที่ชัดเจน โดยมีลักษณะเป็นวงรีแบนราบเหมือนห่วงวางซ้อนกัน ส่วนดาวพลูโต (Pluto) ที่เคยเป็นหนึ่งในดาวเคราะห์ในระบบสุริยะ ได้ถูกลดสถานะจากดาวเคราะห์ (planet) เป็นเพียงดาวเคราะห์แคระ (dwarf planet) เนื่องจากมีสมบัติแตกต่างจากดาวเคราะห์ดวงอื่น

การจำแนกดาวเคราะห์
    ดาวเคราะห์ชั้นใน (inner planets) ประกอบด้วย ดาวพุธ ดาวศุกร์ โลก และดาวอังคาร เป็นเทหวัตถุจำพวกหินขนาดเล็ก และไม่มีบรรยากาศ ยกเว้นโลกของเรา
    ดาวเคราะห์ชั้นนอก (outer planets) ประกอบด้วยดาวพฤหัสบดี ดาวเสาร์ ดาวยูเรนัส (ดาวมฤตยู) และดาวเนปจูน (ดาวสมุทร) เป็นดาวเคราะห์ที่ประกอบด้วยแก๊สของเหลวหรือน้ำแข็ง องค์ประกอบหลักคือ แก๊สไฮโดรเจนและฮีเลียม มีขนาดใหญ่กว่าดาวเคราะห์ชั้นใน

ดาวเคราะห์น้อย
    ดาวเคราะห์น้อยมีขนาดเล็กกว่าดาวเคราะห์มาก ประกอบด้วยหินและแร่โลหะต่าง ๆ ดาวเคราะห์น้อยส่วนใหญ่เมื่อวัดตามขวางจะมีความยาวน้อยกว่า 1 กิโลเมตร ส่วนใหญ่จะโคจรรอบดวงอาทิตย์ โดยมีตำแหน่งอยู่บริเวณวงโคจรของดาวอังคารกับดาวพฤหัสบดี เนื่องจากดาวเคราะห์น้อยบางส่วนถูกแรงโน้มถ่วงของดาวพฤหัสบดีกระทำ ทำให้แตกสลายและไปรวมตัวกันในบริเวณดังกล่าว และเรียกบริเวณดังกล่าวว่า เข็มขัดดาวเคราะห์น้อย (asteroid belt) ดาวเคราะห์น้อยที่มีขนาดใหญ่ที่สุดชื่อ ซีเรส (Ceres) มีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 900 กิโลเมตร

แหล่งที่มาของเนื้อหา : สำนักพิมพ์วัฒนาพานิช www.wpp.co.th