การก่อตัวของดาวฤกษ์

การก่อตัวของดาวฤกษ์ คือกระบวนการที่ส่วนหนาแน่นมากๆ ในเมฆโมเลกุลเกิดการยุบตัวลงกลายเป็นลูกกลมพลาสมาเพื่อก่อตัวขึ้นเป็นดาวฤกษ์ ในฐานะสาขาหนึ่งในการศึกษาดาราศาสตร์ การก่อตัวของดาวฤกษ์ยังรวมไปถึงการศึกษาสสารระหว่างดาวและเมฆโมเลกุลยักษ์ ในฐานที่เป็นสื่อกลางในกระบวนการก่อตัวของดาว และการศึกษาวัตถุดาวฤกษ์อายุน้อยและด้วย ทฤษฎีการก่อตัวของดาวฤกษ์นอกจากศึกษาเกี่ยวกับการกำเนิดดาวฤกษ์เดี่ยวแล้ว ยังรวมไปถึงการศึกษาทางสถิติเกี่ยวกับดาวคู่และฟังก์ชันมวลตั้งต้น

ภาพจากกล้องฮับเบิล ซึ่งรู้จักกันในชื่อ เสาหลักแห่งการสร้าง อันเป็นบริเวณที่เป็นแหล่งก่อตัวดาวฤกษ์ภายในเนบิวลานกอินทรี

แหล่งกำเนิดดาวฤกษ์

เมฆระหว่างดาว

ในดาราจักรชนิดก้นหอยเหมือนอย่างทางช้างเผือกนี้มีดาวฤกษ์ ซากดาวฤกษ์ สสารระหว่างดาว และฝุ่นมากมาย แก๊สส่วนที่เหลืออยู่โดยมากเป็นฮีเลียม ซึ่งในบรรดาสสารนี้มีองค์ประกอบเคมีล้วนไปด้วยธาตุหนัก ซึ่งถูกสร้างขึ้นจากดวงดาวหลังจากที่มันผ่านพ้นจุดจบในแถบลำดับหลัก ส่วนที่มีความหนาแน่นสูงกว่าส่วนอื่นๆ ในสสารระหว่างดาว จะรวมตัวกันเป็นกลุ่มเมฆ หรือ เนบิวลา อันเป็นบริเวณที่ดาวฤกษ์ก่อตัวขึ้น ส่วนดาราจักรชนิดรีจะสูญเสียส่วนประกอบที่เย็นภายในสสารระหว่างดาวไปเป็นเวลานานนับพันล้านปีแล้ว ทำให้ดาราจักรเหล่านั้นไม่อาจมีกลุ่มเมฆเนบิวลาได้นอกจากจะไปรวมตัวเข้ากับดาราจักรอื่น

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

การยุบตัวของเมฆ

เมฆแก๊สระหว่างดาวจะดำรงสภาวะสมดุลอุทกสถิตเอาไว้ได้ตราบที่พลังงานจลน์ของแรงดันแก๊สภายในยังสมดุลกับพลังงานศักย์ของแรงโน้มถ่วงภายใน ถ้าเมฆมีมวลมากพอจนกระทั่งแรงดันแก๊สไม่สามารถจะรองรับเอาไว้ได้อีก กลุ่มเมฆก็จะยุบตัวลงเนื่องจากแรงโน้มถ่วง มวลสูงสุดที่กลุ่มเมฆจะยุบตัวลงนี้เรียกว่า (Jeans mass) ซึ่งมีค่าขึ้นอยู่กับอุณหภูมิและความหนาแน่นของเมฆ โดยทั่วไปมีค่าหลายพันถึงหลายแสนเท่าของมวลดวงอาทิตย์ ค่านี้สอดคล้องกับค่าเฉลี่ยมวลของกระจุกดาวเปิด ซึ่งเป็นผลลัพธ์สุดท้ายจากกลุ่มเมฆที่ยุบตัวนี้

อ้างอิง

1. O'Dell, C. R. . World Book at NASA. World Book, Inc. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2005-04-29. สืบค้นเมื่อ 2009-05-18.
2. Prialnik, Dina (2000). An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press. 195–212. ISBN .
3. Dupraz, C.; (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.
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. :astro-ph/9902246. Bibcode:2000prpl.conf...97W.
5. Alves, J.; Lada, C.; Lada, E. (2001). "Tracing H₂ Via Infrared Dust Extinction". Molecular hydrogen in space. Cambridge University Press. p. 217. ISBN .
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. Bibcode:1985ApJ...289..373S. doi:10.1086/162897.
7. Sandstrom, Karin M.; Peek, J. E. G.; Bower, Geoffrey C.; Bolatto, Alberto D.; Plambeck, Richard L. (2007). "A Parallactic Distance of ${\displaystyle 389_{-21}^{+24}}$ Parsecs to the Orion Nebula Cluster from Very Long Baseline Array Observations". The Astrophysical Journal. 667 (2): 1161. :0706.2361. Bibcode:2007ApJ...667.1161S. doi:10.1086/520922. S2CID 18192326.
8. Kwok, Sun (2006). Physics and chemistry of the interstellar medium. University Science Books. pp. 435–437. ISBN .
9. Battaner, E. (1996). Astrophysical Fluid Dynamics. Cambridge University Press. pp. 166–167. ISBN .