ภายหลังจากที่อากาศหนาวมาพักใหญ่ในช่วงปลายปี พ.ศ. 2556 ต่อต้นปี พ.ศ. 2557 ตอนนี้อากาศก็เริ่มจะร้อนขึ้นแล้ว แดดก็จ้าฟ้าก็โปร่งจนทำให้บางคนเริ่มไม่ชอบขึ้นมา แต่ที่ว่าร้อน ๆ อย่างนี้คงเทียบไม่ได้เลยกับสิ่งที่โลกในยุค 5,000 ล้านปีจากนี้จะได้เจอ ในตอนปลายอายุขัยของดวงอาทิตย์ (ถ้ามีใครอายุยืนยาวได้ถึงขนาดนั้นคงจะได้เจอกับประสบการณ์ตรง) ซึ่งตอนนั้นโลกจะอยู่ภายในดวงอาทิตย์เลยทีเดียว เนื่องจากดวงอาทิตย์จะขยายขนาดและมวลขึ้นมาก สมมติว่าขนาดของดวงอาทิตย์ในปัจจุบันเทียบได้กับลูกฟุตบอล ในอนาคตมันจะขยายขนาดจนมีขนาดใกล้เคียงกับขนาดของสนามฟุตบอลเลยทีเดียว  ก่อนที่จะลดขนาดลงจนมีขนาดเท่ากับมดที่เดินอยู่บนสนามฟุตบอลนั้น หลายคนคงสงสัยว่าทราบได้อย่างไร ซึ่งคำตอบก็คือ เราคาดเดาคำตอบจากการสังเกตวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ดวงอื่น ๆ ที่คล้ายกับดวงอาทิตย์ในทางช้างเผือก ซึ่งการศึกษาเหล่านี้ให้เบาะแสแก่เราในการทำนายชะตาชีวิตของดวงอาทิตย์ ถ้าเช่นนั้นเรามาเรียนรู้สิ่งที่จะเกิดขึ้นกับดาวฤกษ์กันดีกว่า อยากรู้จังว่าจุดจบของมันเป็นเช่นไร

วงจรชีวิตของดาวฤกษ์

   ราวหนึ่งศตวรรษที่ผ่านมา นักวิทยาศาสตร์ชาวเดนมาร์กชื่อ เอ็ดนาร์ เฮิรตซ์สปรุง (Ejnar Hertzsprung) และนักดาราศาสตร์ชาวอเมริกันชื่อ เฮนรี นอร์ริส รัสเซลล์ (Henry Norris Russell) ต่างคนต่างสังเกตพบสิ่งที่น่าทึ่งในขณะที่กำลังวิเคราะห์ดาวฤกษ์หลายดวงที่อยู่ใกล้ดวงอาทิตย์มากที่สุด โดยพบว่าดาวฤกษ์บางดวงที่มีสีเดียวกัน และอยู่ห่างจากโลกในระยะทางที่เท่ากันกลับมีความสว่างที่แตกต่างกันมาก เฮิรตซ์สปรุง เรียกดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้ซึ่งมีความสว่างมากว่า "ดาวยักษ์" และดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้ ซึ่งมีความสว่างน้อยว่า "ดาวแคระ" จากนั้นในเดือนธันวาคม พ.ศ. 2456 รัสเซลล์ได้นำเสนอแผนภูมิชุดแรกของสิ่งที่เราเรียกกันในปัจจุบันว่าแผนภูมิเฮิรตซ์สปรุง-รัสเซลล์ (Hertzsprung- Russel diagram) หรือแผนภูมิเอช-อาร์ แผนภูมินี้เปรียบเทียบความสว่างของดาวฤกษ์ (ในแกนตั้ง) กับสีของดาวฤกษ์หรือสเปกตรัม (ในแกนนอน)

   โดยอาศัยข้อมูลจากการสังเกตดาวฤกษ์ในท้องฟ้าในศตวรรษที่ 20 ทำให้เริ่มมีความคิดเห็นแรก ๆ เกี่ยวกับฟิสิกส์ของดวงดาวออกมาโดยเชื่อว่ามวลและความสว่างของดาวฤกษ์มีความสัมพันธ์กัน ในตอนนั้นนักดาราศาสตร์เริ่มสงสัยว่าดาวฤกษ์มีวิวัฒนาการอย่างไรและคิดว่าอาจเป็นไปได้ที่ดาวฤกษ์เหล่านั้นมีวิวัฒนาการและเคลื่อนที่ไปบนแผนภูมิเอช-อาร์ เป็นระยะเวลานานหลายทศวรรษแล้วที่เราได้เรียนรู้ว่ามวลของดาวฤกษ์บงการชีวิตของมันเอง ทั้งยังเป็นตัวกำหนดความสว่างและอุณหภูมิของดาวฤกษ์อีกด้วย ซึ่งในปัจจุบันเราสรุปทุกขั้นตอนของวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ไว้ในแผนภูมิที่สำคัญดังกล่าว

   นักดาราศาสตร์ใช้กล้องโทรทรรศน์ที่มีประสิทธิภาพทั้งบนภาคพื้นและในอวกาศเพื่อวัดความสว่างสี และตำแหน่งของดาวฤกษ์ ตัวอย่างเช่น กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลสามารถสังเกตการณ์ดาวฤกษ์ที่คล้ายดวงอาทิตย์ที่อยู่ห่างออกไป 25 ล้านปีแสงในกาแล็กซีแอนโดรเมดา ดาวฤกษ์เหล่านั้นมีความสว่างน้อยกว่าดาวฤกษ์ที่สว่างน้อยที่สุดที่มนุษย์สามารถมองด้วยตาเปล่าถึง 1 หมื่นล้านเท่า

ภาพเนบิวลาดาวเคราะห์ (Planetary Nebula)

   ในขั้นตอนสุดท้ายของวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ สิ่งห่อหุ้มรอบนอกของดาวฤกษ์ (ที่มีลักษณะเดียวกันกับดวงอาทิตย์) จะถูกพัดออกไปยังตัวกลางระหว่างดาวฤกษ์ที่อยู่รอบ ๆ เหลือไว้เพียงแกนกลางที่ร้อนและไม่มีอะไรห่อหุ้ม ภาพนี้แสดงถึงเนบิวลาดาวเคราะห์ โดยรังสีเหนือม่วงที่แผ่ออกจากแกนกลางให้ความสว่างกับแก๊สและฝุ่นที่ถูกขับออกไป ก่อเป็นรูปร่างซึ่งเป็นที่มาของชื่อ “เนบิวลาผีเสื้อ (Butterfly Nebula)” ในอนาคตเนบิวลานี้จะเหลือเพียงแกนกลางของดาวฤกษ์ตั้งต้นที่เผาไหม้ไฮโดรเจนเท่านั้น ที่เราเรียกว่า ดาวแคระขาว

   เราทราบว่าช่วงเวลาแห่งความสงบอันยาวนานกินเวลาส่วนใหญ่ของช่วงชีวิตดาวฤกษ์ภายหลังการก่อตัวของดาวฤกษ์ใหม่ ๆ แกนกลางของมันจะมีอุณหภูมิหลายสิบล้านองศา ซึ่งร้อนมากพอที่จะหลอมไฮโดรเจนเข้าด้วยกันไปเป็นฮีเลียมและพลังงาน ในช่วงระยะของ "การเผาไหม้" ทางนิวเคลียร์นั้นลักษณะที่ปรากฏของดาวฤกษ์ยังค่อนข้างเสถียรมีการเปลี่ยนแปลงของความสว่าง ขนาด และอุณหภูมิเพียงเล็กน้อยในตอนปลายชีวิต ดาวฤกษ์ส่วนใหญ่ที่มีมวลน้อยกว่า 10 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ เชื้อเพลิงนิวเคลียร์จะถูกใช้จนหมด ดาวจะพองออกและสลัดชั้นนอก ๆ ออกไป แกนกลางจะเย็นตัวลงเมื่อเวลาผ่านไปกลายเป็น"ดาวแคระขาว" อันเป็นซากที่ประกอบด้วยคาร์บอนและออกซิเจน (เนื่องจากธาตุเหล่านี้เป็นผลผลิตจากปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันของไฮโดรเจน และฮีเลียมในแกนกลางของดาวฤกษ์) และชั้นบาง ๆ ของไฮโดรเจนบนผิว และเนื่องจากไม่มีแหล่งพลังงานนิวเคลียร์ มันจึงเย็นตัวลงตามกาลเวลาและแผ่รังสีความร้อนที่เก็บไว้ออกไป

อะไรที่หายไป ??

   เรามีความเข้าใจที่แจ่มแจ้งแล้วเกี่ยวกับขั้นการเผาไหม้ไฮโดรเจน และขั้นดาวแคระขาวในวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ แต่การติดตามว่าเกิดอะไรขึ้นในระหว่างกลางยังคงเป็นปริศนาอันยิ่งใหญ่ ในช่วงเวลาเหล่านี้เองที่ดาวฤกษ์ได้ผ่านการเปลี่ยนแปลงมากมาย และสามารถเปลี่ยนแปลงขนาดได้อย่างรวดเร็วเป็นหลักหลาย ๆ หมื่นเท่า วิวัฒนาการนี้เกิดขึ้นเมื่อดาวฤกษ์ที่ใช้ไฮโดรเจนในแกนกลางจนหมด เริ่มเผาไหม้ไฮโดรเจนบริเวณที่ห่อหุ้มส่วนที่อยู่ด้านในชั้นด้านนอกของดาวฤกษ์เริ่มกระจัดกระจายและขยายตัว ซึ่งเราเรียกว่าดาวยักษ์แดง ในขั้นตอนนี้ดาวฤกษ์จะมีความสว่างมากกว่าดาวแคระขาวที่มีอุณหภูมิเท่า ๆ กันมาก เนื่องจากมีการปลดปล่อยพลังงานออกจากพื้นที่ผิวที่มากกว่า

   เมื่อดาววิวัฒนาการต่อไปใน “เส้นทางของดาวยักษ์แดง” ตามชื่อที่มันถูกเรียกบนแผนภูมิเอช-อาร์ โดยจะมีความสว่างมากขึ้นเมื่อเวลาผ่านไป ลมดาวฤกษ์ (stellar wind)¹ สามารถขับดันชั้นนอกออกไปจากดาวฤกษ์และทิ้งมันไปในสิ่งแวดล้อมที่อยู่รอบ ๆ ขนาดของมวลที่ดาวฤกษ์ทิ้งไปในตอนที่เป็นดาวยักษ์แดงจะเป็นตัวกำหนดอนาคตของดาวฤกษ์โดยตรง

   หลังจากขั้นดาวยักษ์แดง ดาวฤกษ์จะเผาไหม้ฮีเลียมในแกนกลางของมันและมีการเปลี่ยนแปลงอุณหภูมิและขนาดอีกครั้งเมื่อดาวฤกษ์เคลื่อนที่ไปตาม “เส้นกำกับตามเส้นทางดาวยักษ์ (asymptotic giant branch)” และเผาไหม้ฮีเลียมที่ล้อมรอบอยู่ ช่วงชีวิตของดาวฤกษ์ตามเส้นทางนี้ขึ้นอยู่กับระยะเวลาที่ใช้ในการพ่นแก๊สที่ห่อหุ้มอยู่ออกไปจนหมดรวมถึงความสว่างที่มันจะไปถึง ถ้าดาวฤกษ์สูญเสียสิ่งที่ห่อหุ้มอย่างรวดเร็วขั้นวิวัฒนาการจะสิ้นสุดลง และก่อตัวเป็นดาวแคระขาว แต่ถ้าดาวฤกษ์สูญเสียสสารไปอย่างช้า ๆ มันจะมีชีวิตอยู่บนเส้นกำกับตามเส้นทางดาวยักษ์นานขึ้น และดำเนินต่อไปจนมีความสว่างมากขึ้นและพองตัวมากขึ้น การทราบว่าดาวฤกษ์สูญเสียสสารไปมากเพียงไร ช่วยให้เราเข้าใจระยะต่อมาของวิวัฒนาการดาวฤกษ์

   เราสามารถใช้การสังเกตสีและความสว่างของดาวฤกษ์ รวมทั้งใช้แบบจำลองที่ทำนายถึงผลของการเปลี่ยนแปลงทางกายภาพที่ส่งผลต่อสเปกตรัมปรากฏ (emergent spectrum) เพื่อที่จะเรียนรู้เกี่ยวกับคุณสมบัติต่าง ๆ เช่น อายุ องค์ประกอบทางเคมี และอัตราการเกิดของดาวฤกษ์ ของกาแล็กซีที่ดาวฤกษ์เหล่านั้นอาศัยอยู่

ปะติดปะต่อ

   คาลิไร (Kalirai) และคณะได้ศึกษาดาวฤกษ์หลายดวงในระยะต่าง ๆ ของวิวัฒนาการเพื่อที่จะปะติดปะต่อกระบวนการเข้าด้วยกัน การจะหาว่าดาวฤกษ์สูญเสียสสารไปเพียงใดในวิวัฒนาการนั้น เราจำเป็นต้องทราบมวลตั้งต้นและมวลสุดท้ายของดาวฤกษ์ดวงเดียวกันแต่มาตราส่วนเวลา (timescale) ในช่วงเวลาหลายล้านถึงหลายพันล้านปีก็ยาวนานเกินไปที่จะเฝ้าดูดาวฤกษ์ดวงใดดวงหนึ่งวิวัฒนาการ เราไม่มีทางเลยที่จะอนุมานคุณสมบัติสุดท้ายของดาวแคระขาว จากดาวฤกษ์ที่เผาไหม้ไฮโดรเจนที่กำลังฉายแสงอยู่บนท้องฟ้าในเวลากลางคืน ในทำนองเดียวกัน เราก็ไม่มีทางที่จะอนุมานมวลดาวฤกษ์ ในตอนตั้งต้นของดาวแคระขาวที่อยู่ใกล้เคียง

   ในความเป็นจริงเรามีห้องปฏิบัติการที่จะใช้จัดการกับปัญหา ซึ่งก็คือกระจุกดาวต่าง ๆ อันเป็นสภาพแวดล้อมของดาวฤกษ์หลายพันดวงที่ล้วนมาจากแหล่งเดียวกัน ดาวฤกษ์ทุกดวงภายในกระจุกดาวก่อกำเนิดในเวลาเดียวกันและมีองค์ประกอบเหมือนกัน แต่มีมวลที่หลากหลายต่างกัน แต่ละกระจุกดาวให้ข้อมูลดาวฤกษ์ที่อายุหนึ่ง ๆ เราจึงสามารถเห็นผลกระทบที่วิวัฒนาการของดาวฤกษ์มีต่อดาวฤกษ์ที่มีมวลต่างกันได้โดยตรง

   เพื่อที่จะสำรวจทั้งระยะแรกเริ่มและระยะสุดท้ายในเวลาเดียวกัน และเพื่อที่จะวัดว่าดาวฤกษ์สูญเสียมวลไปเท่าใดในวิวัฒนาการ เราสามารถใช้กระบวนการ 3 ขั้นตอนต่อไปนี้

ขั้นตอนที่ 1 งมเข็มในมหาสมุทร

   ในทศวรรษที่ผ่านมาทีมนักวิจัยได้วัดความสว่างและสีของดาวฤกษ์ทุกดวงในกระจุกดาวแห่งหนึ่ง ในขั้นตอนนี้เราศึกษาทั้งดาวฤกษ์ที่เผาไหม้ไฮโดรเจนซึ่งมีความสว่างมากกว่า รวมถึงตอนที่เป็นดาวยักษ์ในกระบวนการวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ และยังค้นหาร่องรอยของดาวแคระขาวที่มีความสว่างน้อยกว่ามาก ดาวแคระขาวเหล่านี้ก็เคยเผาไหม้ไฮโดรเจนในแกนกลางของมันเช่นกันในอดีตที่ผ่านมาไม่นาน แต่ว่ามันดำเนินไปเร็วกว่าดาวฤกษ์อื่น ๆ ในกระจุกดาวเนื่องจากมีมวลตั้งต้นมากกว่า

   เมื่อเร็ว ๆ นี้คาลิไรและคณะได้ใช้กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลในการสังเกตการณ์กระจุกดาวทรงกลม 47 Tucanae (NGC 104) ในกลุ่มดาวนกทูแคน (Tucana) ภาพคมชัดที่ได้จากฮับเบิลช่วยให้เห็นดาวแคระขาวที่จางที่สุดที่โชติมาตรเกือบ 30 คาลิไรและคณะได้กำหนดตำแหน่งของดาวฤกษ์ทั้งหมดบนแผนภูมิเอช-อาร์ จากแผนภูมิสามารถใส่ข้อจำกัดที่เข้มงวดจากคุณสมบัติพื้นฐานของแต่ละกระจุกดาวลงไปเช่น อายุของกระจุกดาว เนื่องจากวิวัฒนาการของดาวฤกษ์เชื่อมโยงกับมวลของดาวฤกษ์ในตอนกำเนิด ในการระบุอายุของกระจุกดาวสามารถเห็นได้ว่ามวลใดของดาวฤกษ์ในกระจุกดาวที่ยังคงเผาไหม้ไฮโดรเจน และมวลใดที่ได้วิวัฒนาการผ่านจุดนั้นไปแล้ว โดยใช้แผนภูมินี้เราสามารถวัดจำนวนประชากรของดาวแคระขาวที่สว่างกว่า ซึ่งจะถูกศึกษาเพิ่มเติมในรายละเอียดโดยกล้องโทรทรรศน์อื่นต่อไป ทีมนักดาราศาสตร์ทีมอื่น ๆ ทำงานกับกลุ่มของคาลิไรเพื่อสร้างแผนภูมิที่คล้ายคลึงกัน โดยใช้กล้องโทรทรรศน์ทั้งที่อยู่บนภาคพื้นและที่อยู่ในอวกาศในการศึกษากระจุกดาวต่าง ๆ ที่มีอายุระหว่าง 50 ล้านถึง 13,000 ล้านปี โดยที่ 47 Tuc มีอายุประมาณ 10,500 ล้านปี

ภาพกระจุกดาว 47 Tucanae (NGC 104) หรือ 47 Tuc
47 Tucanae (NGC 104) หรือ 47 Tuc เป็นกระจุกดาวทรงกลมที่อยู่ในกลุ่มดาวนกทูแคน (Tucana) อยู่ห่างจากโลกราว 15,000 ปีแสง และมีความกว้างของกระจุกดาวที่กินระยะทางถึง 120 ปีแสง ประกอบด้วยดาวแคระขาวหลายพันดวง กระจุกดาวทรงกลมนี้สามารถมองเห็นได้ด้วยตาเปล่าโดยมีค่าโชติมาตรปรากฏ 4.03

แผนภูมิเฮิรตซ์สปรุง-รัสเซลล์
แผนภูมิเฮิรตซ์สปรุง-รัสเซลล์แสดงความสว่างของดาวฤกษ์ในกระจุกดาวทรงกลม 47 Tucanae ตามแกน Y และสีของดาว (ซึ่งสอดคล้องกับอุณหภูมิ) ตามแกน X ข้อมูลแสดงถึงประชากร 3 กลุ่มภายในกระจุกดาวทรงกลมรวมถึงดาวฤกษ์ที่เผาไหม้ไฮโดรเจนในกาแล็กซีแคระ (เมฆแมเจลแลนเล็ก) ที่อยู่บนพื้นหลัง กาแล็กซีนี้อยู่ห่างจาก 47 Tuc ออกไปทางด้านหลัง 200,000 ปีแสง

ขั้นตอนที่ 2 ใช้ประโยชน์จากห้องปฏิบัติการตามธรรมชาติ

   หนึ่งในคุณสมบัติที่เด่นมากที่สุดอย่างหนึ่งของดาวแคระขาวคือความหนาแน่นของมัน มวลของดาวแคระขาวที่เป็นแบบฉบับมีขนาดประมาณครึ่งหนึ่งของดวงอาทิตย์ แต่มีขนาดใกล้เคียงกับขนาดของโลก ดังนั้นความหนาแน่นสสารของดาวแคระขาวอาจจะมีค่าสูงกว่าค่าเฉลี่ยของดวงอาทิตย์หนึ่งล้านเท่า

   เนื่องจากความหนาแน่นของดาวแคระขาวมีค่าสูงมาก เราจึงเรียกซากที่เหลืออยู่ของดาวฤกษ์ว่าเป็นห้องปฏิบัติการสสารควบแน่นตามธรรมชาติ ความดันที่พื้นผิวของดาวแคระขาวสูงมากเนื่องจากความหนาแน่นของมัน และสิ่งนี้ทำให้มันมีลักษณะทางแสงที่มีลักษณะเฉพาะหรือมีสเปกตรัมที่ไม่เหมือนกับของดาวฤกษ์อื่นใด สเปกตรัมเหล่านี้เก็บร่องรอยที่สำคัญเกี่ยวกับคุณสมบัติของดาวฤกษ์ไว้ สำหรับดาวแคระขาว “ปกติ” ที่มีอุณหภูมิราว 20,000 ถึง 30,000 เคลวิน สเปกตรัมแสดงเส้นที่มีร่วมกันของธาตุไฮโดรเจน แต่เส้นเหล่านี้ดูไม่คล้ายเลยกับที่จะสังเกตพบในห้องปฏิบัติการหรือแม้แต่จากดาวฤกษ์ที่เป็นแบบฉบับมากกว่าซึ่งร้อนและเผาไหม้ไฮโดรเจนเช่นดาวซิริอุส เอ (Sirius A) ความดันบนพื้นผิวของดาวแคระขาวทำให้เส้นดูดกลืนไม่ชัดเจน คือมีความกว้างของเส้นสเปกตรัมมากกว่าของดาวฤกษ์ปกติ 5 – 10 เท่า

ภาพการเปรียบเทียบสเปกตรัม
ในขณะที่ดวงอาทิตย์แสดงแถบมืดของเส้นการดูดกลืนหลายเส้น ดาวฤกษ์ที่ร้อนกว่ามีเส้นสเปกตรัมง่าย ๆ ที่แสดงเพียง “ลำดับบาลเมอร์” ของไฮโดรเจนดาวแคระขาวที่ก่อตัวขึ้นใหม่มีอุณหภูมิใกล้เคียงกับอุณหภูมิของดาวยักษ์น้ำเงินที่ร้อน ดังนั้นจึงแสดงเส้นบาลเมอร์ให้เห็นเช่นกัน แต่เนื่องจากความดันที่รุนแรงบนพื้นผิวของดาวแคระขาว เส้นการดูดกลืนเหล่านี้จึง“ถูกทำให้กว้างขึ้นจากความดัน” และมีความกว้างมากกว่าของดาวฤกษ์ที่เผาไหม้ไฮโดรเจนอยู่มาก โดยการสังเกตเส้นบาลเมอร์เหล่านี้ นักวิทยาศาสตร์สามารถวัดอุณหภูมิของซากและแรงโน้มถ่วงบนพื้นผิวได้อย่างถูกต้อง

   เพื่อที่จะสังเกตเส้นสเปกตรัมที่กว้างมากขึ้นเหล่านี้ คาลิไรและคณะอาศัยเครื่องมือพิเศษที่เรียกว่า สเปกโทรกราฟ (spectrograph) เพื่อแยกแสงจากดาวฤกษ์ โดยเจาะจงใช้สเปกโทรกราฟสำหรับวัตถุหลายชิ้นบนกล้องโทรทรรศน์ขนาด 10 เมตร เช่นกล้องโทรทรรศน์เค็ก (Keck telescope) ในรัฐฮาวาย สหรัฐอเมริกา เพื่อที่จะวัดสเปกตรัมของดาวแคระขาวนับเป็นโหล ๆ ในกระจุกดาวแห่งหนึ่งในเวลาเดียวกัน จากนั้นเปรียบเทียบแบบจำลองคอมพิวเตอร์ของเส้นสเปกตัมไฮโดรเจนเหล่านั้นกับสเปกตรัมของดาวแคระขาวเพื่อวัดความดันบนพื้นผิว อุณหภูมิ และแรงโน้มถ่วงบนพื้นผิวของมันจากสารสนเทศนี้ทำให้สามารถคำนวณมวลของดาวฤกษ์ในปัจจุบันได้อย่างถูกต้อง ทั้งยังทราบว่าดาวฤกษ์มีมวลขนาดดังกล่าวมานานเพียงไร นับตั้งแต่ดาวฤกษ์แรกเริ่ม (original star) พ่นชั้นแก๊สภายนอกออกมาและเหลือไว้เพียงแกนกลาง

ขั้นตอนที่ 3 นำมันมาไว้ด้วยกัน (รวบรวม)

   อายุของแต่ละกระจุกดาว (ที่หาได้ในขั้นตอนที่ 1) เป็นอายุเดียวกันกับอายุของดาวฤกษ์ทุกดวงที่เป็นสมาชิกอยู่ สำหรับดาวแคระขาวค่าดังกล่าวคือ ผลรวมของเวลาเย็นตัวที่หาได้เป็นที่เรียบร้อยแล้วของแต่ละซาก และช่วงชีวิตในการเผาไหม้ไฮโดรเจนของดาวฤกษ์ตั้งต้น นั่นหมายความว่าเราสามารถคำนวณช่วงชีวิตของดาวฤกษ์ตั้งต้นโดยใช้สมการต่อไปนี้

อายุของกระจุกดาว – เวลาในการเย็นตัวลงของดาวแคระขาว = ช่วงชีวิตของดาวฤกษ์ตั้งต้น

   เราสามารถหาที่มาของมวลของดาวฤกษ์ตั้งต้น โดยการใช้แบบจำลองทางทฤษฎีที่ได้รับการทดสอบมาเป็นอย่างดีที่อายุนั้น วิธีการใหม่ช่วยให้เราสามารถสำรวจได้ทั้งมวลตั้งต้นและมวลสุดท้ายของดาวฤกษ์ดวงเดียวกัน

   สูญเสียมวลไปมากเท่าใด ภายหลังจากที่ใช้การคำนวณนี้กับสิ่งที่สังเกตได้จากดาวแคระขาวในกระจุกดาวใกล้เคียงเป็นเวลานับหลายทศวรรษ รวมถึงผลที่ได้จากการศึกษา 47 Tuc ของคาลิไรและคณะ ทำให้ค้นพบว่าดาวฤกษ์ที่เผาไหม้ไฮโดรเจนจะสูญเสียมวลของมันไปมาก ในวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ ดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่าก็จะสูญเสียมวลสารมากเป็นสัดส่วนกัน ตัวอย่างเช่น ดาวฤกษ์ที่ถือกำเนิดโดยมีมวลห้าเท่าของมวลดวงอาทิตย์จะสูญเสียมวลร้อยละ 80 ในวิวัฒนาการ และจบชีวิตลงในรูปของดาวแคระขาวมวลมาก โดยมีมวลเท่ากับมวลของดวงอาทิตย์โดยประมาณ (ดาวซิริอุส บี ซึ่งเป็นดาวแคระขาวที่อยู่ใกล้ดวงอาทิตย์มากที่สุด สอดคล้องกับการทำนายนี้เนื่องจากมันมีมวลโดยประมาณเท่ากับดวงอาทิตย์) ดาวฤกษ์ที่มีขนาดใหญ่เช่นนี้พบได้น้อยกว่า เนื่องจากธรรมชาติสร้างดาวฤกษ์มวลน้อยเป็นจำนวนมากกว่าดาวฤกษ์มวลมากอยู่มาก

   ในขณะที่วิวัฒนาการของดาวฤกษ์ที่คล้ายดวงอาทิตย์นำไปสู่ดาวแคระขาวที่มีคาร์บอนและออกซิเจนเป็นองค์ประกอบ ซึ่งดูเป็นแบบฉบับมากกว่า บรรพบุรุษของดาวแคระขาวที่มีมวลมากเช่นนี้ อาจพัฒนาไปจนมีอุณหภูมิและความหนาแน่นที่สูงกว่ามากในสภาพแวดล้อมที่สุดขีดนี้ แม้แต่คาร์บอนและออกซิเจนในแกนกลางของดาวก็สามารถหลอมตัวกลายเป็นธาตุที่หนักขึ้นเช่นนีออนและแมกนีเซียม ดังนั้นนักดาราศาสตร์จึงเชื่อว่าแกนกลางของดาวแคระขาวที่มีมวลมากเหล่านี้ มีองค์ประกอบต่างจากดาวฤกษ์ที่ “เป็นแบบฉบับ” มากกว่า สำหรับดาวฤกษ์ที่มีขนาดปานกลางคือ มีมวลราวสองถึงสามเท่าของมวลดวงอาทิตย์ มันจะสูญเสียมวลราว 2 ใน 3 ถึง 3 ใน 4 ของมวลของมัน

ภาพการเปรียบเทียบคุณสมบัติของดาวแคระขาวในกระจุกดาวและหาความสัมพันธ์ระหว่างมวลของดาวแคระขาวกับดาวฤกษ์ตั้งต้นที่เผาไหม้ไฮโดรเจน
ยิ่งดาวฤกษ์ที่คล้ายดวงอาทิตย์มีมวลเริ่มต้นมากเท่าใด สัดส่วนของสสารที่จะสูญเสียผ่านวิวัฒนาการของดาวฤกษ์จะยิ่งมากขึ้นเท่านั้น คาลิไรและคณะเปรียบเทียบคุณสมบัติของดาวแคระขาวในกระจุกดาว และหาความสัมพันธ์ระหว่างมวลของดาวแคระขาวกับดาวฤกษ์ตั้งต้นที่เผาไหม้ไฮโดรเจน

ชะตาชีวิตของดวงอาทิตย์ของเรา (และของโลก)

   การวัดมวลตั้งต้นและมวลสุดท้ายของดาวฤกษ์สามารถขยายออกไปถึงดาวฤกษ์คล้ายดวงอาทิตย์ที่อยู่ใกล้เคียง เพราะฉะนั้นจึงใช้ทำนายชะตาชีวิตของดวงอาทิตย์ได้ เราทราบมาว่าดวงอาทิตย์ของเราจะใช้ไฮโดรเจนในแกนกลางของมันจนหมดภายในระยะเวลาประมาณ 6,500 ล้านปี เมื่อไม่มีไฮโดรเจนหลงเหลือในแกนกลางของมัน ดวงอาทิตย์ของเราจะเริ่มเผาไหม้ธาตุในชั้นที่อยู่รอบ ๆ เฉกเช่นเดียวกับดาวยักษ์แดงทั่วไป ชั้นที่ไม่สำคัญนี้จะขยายตัวเนื่องจากความร้อนที่เกิดขึ้น และขยายขนาดจนมีรัศมีเป็น 200 เท่าของรัศมีในปัจจุบัน อุณหภูมิพื้นผิวของดวงอาทิตย์จะลดลงมาถึงประมาณครึ่งหนึ่งของค่าในปัจจุบัน (ประมาณ 3,000 เคลวิน) อย่างไรก็ตาม เนื่องจากในตอนนั้นดวงอาทิตย์จะมีขนาดใหญ่กว่าในปัจจุบันมาก จึงจะมีความสว่างมากกว่าในปัจจุบัน 1,000 เท่า

   เมื่อดวงอาทิตย์ขยายตัว มันจะกลืนกินทั้งดาวพุธและดาวศุกร์จนหมด ในทางตรงกันข้าม โลกจะพยายามเล่น “ไล่จับ” กับดวงอาทิตย์ เมื่อดวงอาทิตย์สูญเสียมวล มันจะมีผลต่อแรงโน้มถ่วงทำให้วงโคจรของโลกขยายออกไปไกลถึงประมาณร้อยละ 50 ของปัจจุบัน โชคไม่ดีสำหรับโลกที่ดวงอาทิตย์จะสูญเสียมวลอย่างรวดเร็วในตอนที่เป็นดาวยักษ์แดง และชั้นนอกของมันจะไล่ทันวงโคจรของโลก และโลกก็จะถูกหุง เมื่อถึงตอนนั้นความร้อนก็จะทำให้มหาสมุทรแห้งและบรรยากาศถูกเผาไหม้ ภายหลังจากที่ได้เผชิญกับอนุภาคแก๊สในพื้นผิวส่วนนอกที่ไม่มีความสำคัญของดวงอาทิตย์ โลกจะรับรู้ได้ถึง “แรงต้าน” และเริ่มที่จะลดอัตราเร็วในการโคจรรอบดวงอาทิตย์ลง สุดท้ายวงโคจรของโลกจะวนเป็นก้นหอยไปสู่ศูนย์กลางของดวงอาทิตย์

   ตามแบบจำลองวิวัฒนาการของดาวฤกษ์นั้น ภายหลังจากระยะที่เป็นดาวยักษ์แดง ดวงอาทิตย์จะสูญเสียสิ่งห่อหุ้มและเหลือไว้เพียงส่วนที่เป็นแกนกลาง แกนกลางนี้ซึ่งก็คือดาวแคระขาว จะร้อนมากในตอนแรก แต่เนื่องจากขาดเชื้อเพลิงนิวเคลียร์ มันจึงจะเย็นตัวลงอย่างรวดเร็ว ชะตาชีวิตของดวงอาทิตย์ของเราจะเป็นดังนี้คือ ภายหลังจากที่สูญเสียมวลไปร้อยละ 46 (ซึ่งเป็นค่าที่คาลิไรและคณะได้คำนวณไว้) มันจะกลายเป็นดาวแคระขาวปกติ โดยมีน้ำหนักร้อยละ 54 ของน้ำหนักปัจจุบัน เฉกเช่นเดียวกับดาวฤกษ์ที่เป็นบรรพบุรุษของดาวแคระขาวในกระจุกดาวทรงกลม 47 Tuc สุดท้ายดวงอาทิตย์ของเราจะมีมวลเพียงเล็กน้อยเมื่อเทียบกับมวลในตอนกำเนิด

   อาจดูเหมือนกับว่ามันมีชีวิตอยู่อย่างค่อนข้างน่าเบื่อ ในขณะที่มันเผาไหม้ไฮโดรเจนในแกนกลางเป็นระยะเวลาหลายพันล้านปี ดวงอาทิตย์จะเข้าสู่อีกสถานะหนึ่งที่ยาวนานในวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ ในตอนที่เป็นดาวแคระขาว ดวงอาทิตย์ของเราจะค่อย ๆ ปลดปล่อยความร้อนที่เก็บสะสมไว้ไปในอวกาศ และหรี่แสงลงเมื่อเวลาผ่านไป มันจะเข้าร่วมกับสุสานดาวฤกษ์แห่งทางช้างเผือกอันเป็นสถานที่ซึ่งร้อยละ 98 ของดาวฤกษ์ในกาแล็กซีจบชีวิตลง

¹ลมดาวฤกษ์ คือ การไหลของสสาร (โปรตอน อิเล็กตรอน และอะตอมของโลหะที่ดาวฤกษ์ คือ การไหลของสสาร (โปรตอน อิเล็กตรอน และอะตอมของโลหะที่หนัก) ซึ่งถูกขับออกมาจากดาวฤกษ์ ลมนี้มีลักษณะพิเศษคือเป็นการไหลออกอย่างต่อเนื่องของสสารที่เคลื่อนที่ในอัตราเร็วระหว่าง 20 ถึง 2,000 กิโลเมตรต่อวินาที

บรรณานุกรม

Australian Astronomical Observatory. (2010, 1 August).The Globular Cluster 47 Tucanae (NGC 104). Retrieved February 21, 2014, from http://www.aao.gov.au/images/captions/aat076.html

Frommert, Hartmut. (2006, 20 June). NGC 104. Retrieved February 21, 2014 from, http://messier.seds.org/xtra/ngc/n0104.html

Howell, Elizabeth. (2013, 29 May). Why Are Dying Stars in 47 Tucanae Cooling Off So Slowly? Retrieved February 21, 2014, from http://www.universetoday.com/102482/why-are dying-stars-in-47-tucanae-cooling-off-so-slowly/

Kalirai, Jason. (2014, February). New light on our Sun’sfate. Astronomy, 42 (2), 44-49.

Swinburne University of Technology. Stellar Winds. Retrieved February 21, 2014, from http://astronomy.swin.edu.au/cosmos/S/stellar+winds